PRIMS Full-text transcription (HTML)
Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darſtellung des Weltſyſtems.
Mit Königl. Würtembergiſchem Privilegium.
Drei Baͤnde. Mit dem Bildniſſe des Verfaſſers und aſtronomiſchen Tafeln.
  • Dritter Theil:
    • Phyſiſche Aſtronomie.
    • Beſchreibung und Lehre vom Gebrauch der aſtronomiſchen Inſtrumente.
Stuttgart,Hoffmann'ſche Verlags-Buchhandlung.1836.
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Phyſiſche Aſtronomie oder Geſetze der himmliſchen Bewegungen. Beſchreibung und Lehre vom Gebrauch der aſtronomiſchen Inſtrumente.
Mit einem erklärenden Verzeichniſs der vorzüglichſten aſtronomiſchen Kunſtwörter. Nebſt 28 aſtronomiſchen Figuren auf fünf Tafeln.
Stuttgart,Hoffmann'ſche Verlags-Buchhandlung.1836.
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Die Wunder des Himmels.

Dritter Band.

Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder III. 1[2][3]

Kapitel I. Eigenſchaften der Körper.

§. 1. (Allgemeine Eigenſchaften der Körper.) Wohin wir unſere Blicke wenden, finden wir uns von Dingen umgeben, die auf unſere Sinne einwirken und die wir Körper nennen. Was ſind ſie, woher kommen und worin beſtehen ſie und wie werden wir uns ihres Daſeyns bewußt? Die Metaphyſiker haben ſich lange darüber geſtritten: ſie ſtreiten noch, und ſie werden es wahr - ſcheinlich immer.

Ohne dieſen Forſchern das Vergnügen, unauflösbare Räthſel löſen zu wollen, zu mißgönnen, werden wir uns damit begnügen, dasjenige, was allein in unſerer Macht iſt: die Wirkungen dieſer Körper auf einander, näher kennen zu lernen.

Unſere erſten Begriffe von den Körpern führen uns auf Eigenſchaften derſelben, die ihnen allen zukommen, an denen wir ſie erkennen und ohne die wir ſie uns nicht zu denken vermöchten. Dieſe ſind Größe, Geſtalt und Undurchdringlichkeit.

§. 2. (Größe, Geſtalt und Undurchdringlichkeit.) Jeder Körper muß einen Raum einnehmen oder ein gewiſſes Volum haben, wie groß oder wie klein auch daſſelbe ſeyn mag. Darin beſteht ſeine Größe. Jeder Körper muß ferner dieſen ſeinen Raum auf eine beſtimmte Art einnehmen und von dem übrigen Raume durch gewiſſe Gränzen oder Flächen getrennt ſeyn, worin ſeine Form1 *4Eigenſchaften der Körper.oder ſeine Geſtalt beſteht. Endlich können auch zwei oder meh - rere Körper nicht zugleich an demſelben Orte ſeyn. Sie können ſich verdrängen, um die Orte der verdrängten einzu - nehmen; ſie können ſich neben den kleinſten Theilen anderer Körper eindrängen, wie Waſſer in den Schwamm, wie Salz in das Waſſer; aber dieſe kleinſten Theile ſelbſt müſſen unverändert fort - beſtehen und der Ort, den einer dieſer Theile einnimmt, kann nicht zugleich von einem andern eingenommen werden, wenn an - ders unſer Begriff vom Körper nicht ſeine Bedeutung verlieren ſoll. Darin beſteht die Undurchdringlichkeit oder die Impene - trabilität der Körper.

Geſtalt und Volum ſind zwei verſchiedene und von einander unabhängige Eigenſchaften jedes Körpers. Das Volum kann bei derſelben Geſtalt ſehr verſchieden ſeyn und umgekehrt. Das Volum der Sonne iſt Millionenmal größer, als das der Erde, aber die Geſtalt beider iſt gleich, weil beide Kugeln ſind. So können zwei Körper z. B. eine Kugel und ein Würfel ſehr verſchiedene Geſtalten und doch daſſelbe Volum, d. h. denſelben Rauminhalt haben. Eben ſo kann die Oberfläche einer Kugel gleich groß mit der einer ebenen Tafel oder die Länge eines Kreisbogens gleich groß mit der einer geraden Linie ſeyn, während doch die Ge - ſtalten dieſer Flächen oder dieſer Linien ſehr verſchieden ſind.

§. 3. (Beſondere Eigenſchaften der Körper.) Wenn man aber den Begriff eines Körpers, wie er uns durch die Erfahrung gegeben wird, noch näher unterſucht, ſo findet man, außer jenen allgemeinen Eigenſchaften deſſelben, noch mehrere andere, die ihm zwar nicht mehr nothwendig zukommen, die aber, als Reſultate unſerer Beobachtungen und wegen ihrer Anwendbarkeit in der Folge, eine beſondere Betrachtung verdienen.

§. 4. (I. Poroſität.) Das Volum, welches die Körper ein - nehmen, wird, der Erfahrung gemäß, von den Theilen, ſelbſt von den kleinſten Theilen dieſer Körper nicht vollſtändig eingenommen; denn dieſe Theile ſind nicht in abſoluter Berührung unter ein - ander, ſondern ſie ſind durch Zwiſchenräume, Poren, getrennt, deren Inhalt ſelbſt nicht zu dem eigentlichen Körper gehört. Das Volum eines jeden Körpers beſteht alſo aus ſolchen, den Körper conſtituirenden Theilen deſſelben und aus den dieſe Theile tren -5Eigenſchaften der Körper.nenden Poren, die entweder leer oder mit andern Subſtanzen angefüllt ſind.

Wenn die Poren eines der Atmoſphäre ausgeſetzten Körpers größer ſind, als die kleinſten Theile, aus welchen die Atmoſphäre beſteht, ſo dringt die letzte in jene Poren ein. So ſieht man, wenn Holz, Kreide oder Zucker auf den Boden eines mit Waſſer gefüllten Gefäßes gebracht wird, die durch den Druck des Waſſers aus den Poren jener Körper herausgedrängte Luft in der Geſtalt von Blaſen auf die Oberfläche des Waſſers ſteigen. Wenn eine lange, verticale Röhre, deren Boden mit Holz verſchloſſen iſt, mit Queckſilber gefüllt wird, ſo ſieht man das letzte in der Ge - ſtalt eines feinen Silberregens durch den Boden dringen. Unſere gewöhnlichen Filtrationen beruhen ganz auf demſelben Princip, und man wird z. B. das Waſſer von allen fremden Beſtand - theilen reinigen, wenn man es durch ein Filtrum von Papier, von poröſem Stein, von einem Sand - oder Kohlenlager gehen läßt, vorausgeſetzt, daß die Poren des Filtrums kleiner ſind, als die Dimenſionen der fremdartigen Körper, von welchem man das Waſſer befreien will.

Dieſe Poroſität wird, ſo viel uns bekannt, bei allen Körpern, ſelbſt bei den Metallen und Steinen angetroffen. Unter den kieſelartigen Steinen iſt der ſogenannte Hydrophan in ſeinem ge - wöhnlichen Zuſtande nur ſehr wenig durchſichtig, aber er wird vollkommen diaphan, wenn er eine Zeit im Waſſer gelegen hat. Uebrigens darf immer noch bemerkt werden, daß das, was wir Undurchdringlichkeit der Materie nennen, vielleicht den Körpern ſelbſt nicht eben nothwendig zukömmt. Wir ſchließen ihr Daſeyn nur aus Erfahrungen, denen wir dann, durch Induction, eine allgemeine Gültigkeit geben. Aber man könnte vielleicht auch Erfahrungen für das Gegentheil anführen, z. B. die Wirkungen des Lichts, der magnetiſchen und electriſchen Materie u. ſ. w. Zwar ſuchen wir uns hier mit den Poren der Körper zu helfen, aber dieſe ſind doch nur wieder angenommen, weil wir die Ma - terie an ſich, vielleicht mit Unrecht, für undurchdringlich halten. Glücklicher Weiſe hängen von dieſen, nicht ſowohl phyſiſchen als metaphyſiſchen Speculationen unſere Kenntniſſe der äußeren6Eigenſchaften der Körper.Erſcheinungen der Natur nicht ab, und nur mit dieſen letzten be - ſchäftiget ſich der eigentliche Naturforſcher.

§. 5. (II. Compreſſibilität.) Durch Druck oder Schlag können die meiſten Körper in einen engeren Raum gebracht werden. Ihr Volum nimmt ab, ohne daß die Anzahl ihrer kleinſten Theile vermindert wird. Dieſer Druck muß daher die Größe der Poren dieſer Körper vermindern, oder er muß die Theile dieſer Körper einander näher bringen. Wenn ſie, nachdem der Druck aufgehört hat, ihre frühere Geſtalt mit einer gewiſſen Kraft wieder anzu - nehmen ſich beſtreben, ſo nennt man dieſe Kraft Elaſticität. Alle elaſtiſche Körper müſſen daher compreſſibel ſeyn, aber nicht alle compreſſible Körper ſind elaſtiſch.

§. 6. (III. Ausdehnbarkeit.) Beinahe alle Körper nehmen, wenn ſie erwärmt werden, einen größeren Raum ein, als ſie bei einer geringeren Temperatur eingenommen haben. Daſſelbe thun alle luftförmige Körper (Gaſe), wenn ſie von dem auf ſie laſtenden Drucke befreit werden. Durch dieſe Ausdehnung muß daher die Dimenſion der Poren der Körper vergrößert werden. Eine ſchlaffe, beinahe ganz luftleere Blaſe ſchwillt auf, wenn ſie mit wohl verſchloſſener Oeffnung auf einen erwärmten Ofen ge - bracht wird, und ſinkt wieder in ihren vorigen Zuſtand zurück, wenn die in ihr verſchloſſene Luft auskühlt. Die eiſernen Schienen unſerer Wagenräder werden gewöhnlich etwas kleiner, als die Peripherie des Rades von Holz gemacht, aber durch ſtarke Hitze vergrößert, paſſen ſie genau auf das Holz, welches ſie noch nach der Auskühlung ſo ſtark anziehen, daß ſie, ſelbſt ohne Be - feſtigung durch Nägel, lange auf dem Rade feſthalten können. Wenn ſich Flaſchenſtöpſel nicht ohne Gefahr für die Flaſche aus - ziehen laſſen, ſo unwindet man den Hals derſelben mit in heißes Waſſer getauchten Tüchern, wodurch die Oeffnung der Flaſche erweitert und der Kork ohne Mühe herausgebracht wird. Als in dem Gebäude des Conservatoire des Arts zu Paris die beiden gegenüberſtehenden Seitenwände an ihren oberen Stellen auswärts gewichen waren, ließ Molard ſie durch mehrere eiſerne Stangen verbinden, die durch beide Mauern gingen und an ihren äußerſten Enden mit Schrauben verſehen waren. Wenn dieſe Stangen durch untergeſtellte Lampen erhitzt und verlängert waren, wur -7Eigenſchaften der Körper.den die Schrauben näher an die Mauern gedreht, und dadurch die Wände von den bei ihrer Verkühlung ſich wieder verkürzenden Stangen einander näher und durch wiederholte Verſuche endlich ganz in die frühere ſenkrechte Lage gebracht.

§. 7. (IV. Theilbarkeit.) Alle Körper von noch merkbarem Volum, ſelbſt die kleinſten, laſſen ſich, der Erfahrung gemäß, in noch kleinere Theile trennen. Dieſe Theilung geht, unſeren Beobachtungen zu Folge, ungemein weit und vielleicht ſelbſt ins Unendliche. Newton lehrte uns der erſte die ungemein geringe Dicke mancher durchſichtigen Flächen kennen und ſelbſt berechnen, indem er die Farben, welche ſie bei verſchiedenen Dicken zurück - werfen, zu dieſem Zwecke benützte. Eine Seifenblaſe iſt eine hohle Kugelſchaale, die je nach der Dicke ihrer einzelnen Stellen auch in verſchiedenen Farben ſpielt. Kurz vor ihrem Platzen zeigt ſich auf dem höchſten Theile derſelben ein ſchwarzgrauer Punkt und dort iſt die Dicke der Blaſe, nach Newtons Rechnungen, noch nicht der zwei und ein halb millionſte Theil eines Zolles. Die durch - ſichtigen Flügel mancher Inſekten ſind ſo dünn, daß 50000 der - ſelben übereinander gelegt, noch nicht die Dicke des vierten Theils eines Zolls betragen würden. In unſeren vergoldeten Silber - fäden iſt das ſie ringsum bedeckende Gold ſo ausgedehnt, daß daſſelbe bei einem Draht von einem Fuß Länge noch nicht den millionſten Theil eines Lothes wiegt. Ein Zoll dieſes Sil - berdrabts würde alſo nur den 18 millionſten und der noch immer gut ſichtbare hundertſte Theil dieſes Zolles würde den 1800 mil - lionſten Theil von einem Lothe Goldes enthalten. Daſſelbe Stück, durch ein Mikroſcop mit einer 500maligen Vergrößerung betrachtet, würde 500mal länger und alſo auf dieſem Silber - faden das ihn bedeckende Gold in 900000 Millionen Theile ge - theilt erſcheinen, deren jeder noch alle die Eigenſchaften dieſes Metalls hat, ſeine Farbe, ſeine Dichte, ſeine frühere Verwandt - ſchaft zu den chemiſchen Agentien u. ſ. w.

Noch viel weiter ſcheint dieſe Theilbarkeit bei den organiſchen Körpern zu gehen. Unſer Blut z. B. iſt nicht eine gleichmäßige rothe Flüſſigkeit, ſondern es beſteht aus kleinen rothen Kügelchen, die in einer transparenten Flüſſigkeit, dem Serum, ſchwimmen. Bei den Säugthieren ſind dieſe Kügelchen vollkommen rund, bei8Eigenſchaften der Körper.Vögeln und Fiſchen aber elliptiſch. In dem Blute der Menſchen beträgt der Durchmeſſer dieſer Kügelchen nur den 4000ſten Theil eines Zolls, woraus folgt, daß in einem ſolchen Blutstropfen, der an der Spitze der feinſten Nadel hängen bleibt, wenigſtens eine Million ſolcher Kügelchen enthalten ſeyn muß.

Und doch haben uns die Mikroſcope ſchon Thiere gezeigt, die noch kleiner ſind, als dieſe Kügelchen, von denen Millionen auf einander gehäuft noch keinem Sandkorn gleichen und die zu Tauſenden mit Eins durch die feinſte Oeffnung einer Nadel ſchwimmen; und doch hat jedes derſelben ſeine Glieder und Eingeweide, ſeine Sinne und ſeinen Inſtinkt, und, wie man aus ihren Bewegungen ſieht, auch ſeinen freien Willen. Aus welchen feinen Theilen muß der Organismus dieſer Weſen zu - ſammen geſetzt ſeyn! Müſſen ſie nicht auch ein Herz, Arterien und Venen, Muskeln und Nerven haben, und von welcher Größe ſollen wir dieſelben annehmen? Wenn die Kügelchen ihres Blutes zu den unſeren daſſelbe Verhältniß haben, wie die Größe ihres ganzen Körpers zu dem unſeren, wer mag den Durchmeſſer der - ſelben berechnen?

(Unſere Sinne ſind die feinſten Inſtrumente zu Unterſuchungen ſolcher Art.) Da uns hier unſere feinſten Inſtrumente verlaſſen und da unſere beſten Mikroſcope nicht mehr bis zu jenen Gränzen vorzu - dringen im Stande ſind, ſo ſcheinen jene unbekannte Gegenden nicht mehr für eigentliche Beobachtungen, ſondern bloß für Muth - maßungen geeignet, mit welchen die Einbildungskraft nach Ge - fallen ſpielen kann. Aber dieſe Muthmaßungen ſind doch ganz anderer Art, als jene, welche unſere hyperphyſiſchen Naturphilo - ſophen ihren Speculationen zu Grunde zu legen pflegen. Sie ſind auf Thatſachen gebaut, auf eine eigene Gattung von Beobach - tungen, mit einem Inſtrumente angeſtellt, das wir in uns ſelbſt tragen und das unendlich feiner gebaut iſt, als alle diejenigen, die bisher aus den Werkſtätten unſerer Künſtler hervorgegangen ſind. Unſer Nervenſyſtem iſt, beſonders im gereizten Zuſtande, von einer Empfindlichkeit, die wir nur fühlen, aber nicht mehr berechnen oder mit dem Verſtande angeben können. Unſere Ge - ruchsnerven z. B. zeigen uns das Daſeyn riechbarer Körper in der Luft, von denen keine chemiſche Analyſe auch nur die geringſte9Eigenſchaften der Körper.Spur auffinden kann. Ein einziger Gran Moſchus verbreitet in einem großen und luftigen Zimmer oft mehrere Jahre durch einen ſtarken Geruch, und Papiere, die neben Moſchus gelegen haben, können die Reiſe nach Oſtindien und zurück machen, ohne ihren Geruch zu verlieren. Bedenkt man nun, wie viele Moſchus - Theilchen ſich von einem ſolchen Körper in jeder Sekunde abſon - dern müſſen, um nach allen Richtungen von ihm durch den Geruch erkannt zu werden, ſo muß man über die Menge, alſo auch über die Kleinheit dieſer Theilchen erſtaunen.

Nicht minder bewunderungswürdig erſcheint uns der Sinn des Geſichts. Das Licht des Mondes, auch viele tauſendmale in unſern Hohlſpiegeln und Brenngläſern verdichtet, zeigt nicht die geringſte Wirkung, weder auf unſere Thermometer, noch auch auf die chemiſchen Erſcheinungen der Körper, die dieſem höchſt conden - ſirten Lichte ausgeſetzt werden. Aber ſo wie auch nur ein Strahl des nicht verdichteten Mondlichts die Pupille unſeres Auges trifft, zieht ſich dieſelbe ſogleich zuſammen, und doch bleibt dieſe Pupille ganz unbeweglich, wenn man ſie mit den Spitzen einer Nadel kratzt, wenn man ſie mit Säuren benetzt, oder wenn man electri - ſche Funken auf die Oberfläche derſelben leitet. Dieſe Beiſpiele mögen uns lehren, mit welcher Behutſamkeit man zu Werke gehen muß, wenn man von Experimenten, an lebloſen Körpern ange - ſtellt, auf jene ſchließen will, die an den mit Leben begabten Subſtanzen ſtatt haben, und ohne Zweifel ſind unſere Phyſiologen beſonders aus dem Grunde noch ſo weit hinter ihren eigenen Wünſchen zurück, weil ſie ihre Beobachtungen an dem thieriſchen Organismus gewöhnlich erſt dann anſtellen können, wenn bereits das Leben aus ihm entflohen iſt.

§. 8. (Kryſtalliſation der Körper.) Durch Bemerkungen dieſer Art, die ſich ſo oft darbieten, wird man verſucht, alle Körper der Natur als ins Unendliche theilbar anzunehmen. Allein die ſon - derbaren Phänomene der Kryſtalliſation ſcheinen dieſer Annahme zu widerſprechen. Wenn Salz mit Waſſer gemiſcht und das Gemenge einer höheren Temperatur ausgeſetzt wird, ſo verdampft das Waſſer allmählig und wenn einmal ſo viel Waſſer ſich in Dampfgeſtalt entfernt hat, daß der noch übrige Reſt deſſelben nicht mehr im Stande iſt, die ganze Maſſe des Salzes im flüſſigen10Eigenſchaften der Körper.Zuſtande zu erhalten, ſo ſieht man dieſes Salz in regelmäßigen Geſtalten an dem Boden und den Wänden des Gefäßes ſich an - ſetzen, und dieſe Geſtalten ſind durchaus dieſelben für dieſelbe Gattung des Salzes, und verſchieden für verſchiedene Gattungen: Kugel, Würfel, drei - vier und mehrſeitige Pyramiden u. ſ. f. Wenn man dieſe Kryſtalle gehörig ſpaltet, um ſie in immer klei - nere Theile zu theilen, ſo bemerkt man, daß die urſprüngliche Geſtalt derſelben, z. B. die Würfelform, auch bei den kleinſten Theilen dieſer Kryſtalle wieder erſcheint, und daß dieſe kleinſten Theile an ihren Seitenflächen eine ſehr hohe Politur haben, die man durch keine mechaniſche Kunſt erreichen kann. Es ſcheint daher, als ob die letzten Theile der kryſtalliſirten und vielleicht aller Körper der Natur, oder daß die Atome dieſer Körper durchaus eine beſtimmte und für jeden Körper eigenthümliche Ge - ſtalt haben, wie dieſe denn auch ſchon bei den meiſten, ſelbſt bei Steinen und Metallen durch unmittelbare Beobachtungen nachge - wieſen worden iſt. Vielleicht hängen die Eigenſchaften, durch welche ſich dieſe Körper unter einander auszeichnen, nur von dieſen Geſtalten und gegenſeitigen Stellungen ihrer Atome ab. Unſere Flüſſigkeiten kryſtalliſiren alle in der Kälte, und wenn unſere Luft - arten in eine ſo niedere Temperatur gebracht werden könnte, in welcher ſie ebenfalls zu feſten Körpern werden, ſo würden ſie ohne Zweifel dieſelben Erſcheinungen zeigen. Es iſt ſehr wahrſcheinlich, daß dieſe letzten Elemente aller Körper ihrer Geſtalt und Natur nach unveränderlich und unzerſtörbar ſind, da wir ſie nach allen, auch den gewaltſamſten Veränderungen wieder finden, welche wir mit dieſen Körpern, durch mechaniſche oder chemiſche Kräfte vor - nehmen, und daß ſie endlich, obſchon ſie ſelbſt, ihrer ungemein geringen Dimenſionen wegen, noch durch keine Kunſt in den Be - reich unſerer Sinne gebracht werden konnten, doch von einer be - ſtimmten, wenn gleich uns unangeblichen Größe ſeyn müſſen.

§. 9. (Bewegung der Körper; Anziehung und Abſtoßung der - ſelben.) Außer dieſen, allen Körpern der Natur gemeinſamen Eigen - ſchaften bemerken wir aber noch eine andere, die in ganz beſonderem Grade unſere nähere Betrachtung verdient. Wir ſehen, daß bei - nahe alle dieſe Körper und ſelbſt die Theile, aus welchen ſie11Eigenſchaften der Körper.beſtehen, ihre Lage gegen einander ändern, oder daß ſie ſich bewegen.

In dieſen Körpern ſelbſt können wir aber nichts finden, was dieſe Bewegung erzeugen ſollte. Wir ſind daher gezwungen, die Urſache derſelben außer ihnen zu ſuchen. In den thieriſchen, be - lebten Körpern ſcheint wohl etwas zu liegen, das eine Bewegung derſelben hervorbringt, aber dieſe dem Willen des Thieres gehor - chende Bewegung ſeiner Glieder kann nicht in dieſen Gliedern ſelbſt, oder in irgend einem andern Theile des Körpers geſucht werden, da wir ſie im Schlafe und noch mehr, nach dem Tode des Thieres, nicht mehr finden, wenn gleich der ganze Körper durch dieſen Tod keine merkbare Veränderung in der Zuſammen - fügung ſeiner Theile erlitten hat. Dieſe freiwillige Bewegung der lebenden Geſchöpfe ſcheint daher auch hier keineswegs eine Wirkung der an ſich todten Materie ſelbſt, ſondern vielmehr ein Reſultat des dieſe Materie belebenden und von ihr ganz verſchie - denen Weſens zu ſeyn, deſſen Natur uns noch in tiefes Dunkel gehüllt iſt.

Was iſt es alſo, was zwei Waſſertropfen einander nähert, was das Eiſen dem Magnete entgegen führt; was den Stein, den wir aus der Hand fallen laſſen, zur Erde fallen macht; was die Planeten um die Sonne und die Satelliten um ihren Haupt - planeten treibt? Wir wiſſen es nicht. Wir ſehen, daß ſich die Körper bewegen, und da wir die Urſache dieſer Bewegung nicht in den Körpern ſelbſt vorausſetzen können, ſo ſuchen wir ſie außer ihnen, in den andern Körpern, zu oder von denen ſich jene bewegen. Wir ſagen, daß dieſe Körper gegen jene eine Anzie - hung oder Abſtoßung äußern. So kömmt es uns vor, und dieſe beiden Ausdrücke ſind auch nichts weiter, als das Bild, welches wir uns von jenen Erſcheinungen entwerfen. Ob es aber auch in der That der Natur gemäß ſey, ſind wir nicht im Stande, zu entſcheiden. Wenn wir ſagen, der Magnet zieht das Eiſen an, ſo heißt dieß nur, daß dieſe beiden Körper, wenn ſie ſich be - gegnen, einander näher kommen und wenn ſie ſich berühren, an einander feſt halten, ſo daß ein gewiſſer Widerſtand nöthig iſt, ſie zu trennen. Ob aber die Urſache dieſer Annäherung, ob der eigentliche Sitz dieſer Anziehung in dem Magnet, oder in dem12Eigenſchaften der Körper.Eiſen, oder ob er in einem dieſe beiden Körper umgebenden Medium ſey, dieß iſt uns eben ſo[unbekannt], als die Art, auf welche dieſe Anziehung beider Körper bewirkt werden mag. Die Wirkung allein iſt es, die wir kennen, weil wir von ihrem Daſeyn, von ihrer Größe und von ihren Modificationen unmit - telbar durch unſere Sinne belehrt werden. Aus dieſen Wirkungen ſchließen wir, daß es ein allgemeines, alle Körper der Natur um - ſchlingendes, obgleich uns unſichtbares Band geben muß, welches nicht nur dieſe Körper, ſondern auch die kleinſten Theile eines jeden einzelnen Körpers unter ſich verbindet, und ohne welches jeder Körper, jedes Atom des Körpers eine Welt für ſich aus - machen würde, ohne Zuſammenhang und Wechſelwirkung auf andere. Dieſes magiſche Band, dieſes räthſelhafte Weſen, was da macht, daß jedes Atom der Materie, daß jeder Körper alle anderen an ſich zu ziehen ſucht, nennen wir, obſchon wir daſſelbe nicht weiter kennen, der Kürze wegen, die Kraft dieſes Körpers, nicht ſowohl, um dadurch die Sache ſelbſt, als vielmehr nur die uns ſichtbare Wirkung derſelben zu bezeichnen. Wir bemerken eben ſo wenig den unſichtbaren Faden, der den fallenden Stein zur Erde herabzieht, als wir das Seil bemerken, an welchem ſich die Erde um die Sonne, oder der Mond um die Erde ſchwingt, und wir wiſſen eben ſo wenig von dem, was ein Körper, was Materie überhaupt iſt, als wir einſehen, wie dieſe Körper auf einander wirken oder ſich gegenſeitig in Bewegung ſetzen können. Die Entdeckung dieſer Dinge wollen wir nur auch fernerhin dem Scharfſinne unſerer Metaphyſiker überlaſſen, die ohnehin, ſeit die Erde ſteht, noch keine einzige nützliche gemacht haben, und uns dafür begnügen, die Wirkungen dieſer Urſachen näher kennen zu lernen und durch dieſe Kenntniſſe, verbunden mit der allein un - trüglichen mathematiſchen Analyſe, auf dem Wege reiner und vorurtheilsfreier Beobachtungen ſo viel von den Geheimniſſen der Natur zu erforſchen, als ſie eben den menſchlichen Kräften zu gönnen für gut gefunden hat.

§. 10. (Molecular - und allgemeine Anziehung der Körper.) Zuvörderſt wollen wir bemerken, daß dieſe Kräfte, mit welchen die Körper auf einander wirken, zweierlei weſentlich von einander verſchiedener Art zu ſeyn ſcheinen. Die einen wirken nur zwiſchen13Eigenſchaften der Körper.den kleinſten Atomen eines und deſſelben Körpers, ihr Wirkungs - kreis iſt daher, in Beziehung auf ihre Ausdehnung im Raume, ſehr beſchränkt, und ſie erzeugen dadurch das, was wir Zuſammen - hang, Feſtigkeit und Dichte dieſer Körper nennen. Die andern aber wirken von einem Körper zum andern, ſelbſt auf ſehr große Entfernungen und dieſe ſind es, welche die Bewegungen dieſer Körper um und gegen einander, auf der Oberfläche unſerer Erde ſowohl, als auch in jenen Höhen über uns hervorbringen. Jene Kräfte nennt man die Molecular-Anziehung, während dieſe die allgemeine Attraction oder auch die allgemeine Schwere (Gravitation) genannt wird.

§. 11. (Nähere Betrachtung der Molecularkräfte.) Die Mo - lecularkräfte ſind uns, ſelbſt in ihren Wirkungen, noch ſehr wenig bekannt, aber ihr Daſeyn iſt darum nicht weniger gewiß, da wir, ohne ſie, die uns von allen Seiten umgebende Welt nicht ſo ſehen könnten, wie ſie uns in der That erſcheint. Wenn dieſe Kräfte nicht exiſtirten, ſo würde die ganze Natur nur ein verworrenes Aggregat unter einander geworfener Atome, einem Sandhaufen ähnlich, ſeyn, ohne Geſtalt, Zuſammenhang und Bewegung. Es würde keine feſten, keine flüſſigen, keine luftförmigen Körper mehr geben; Licht und Wärme würden nicht mehr die wundervollen Wirkungen auf dieſelbe hervorbringen; alle organiſche Weſen und das Leben ſelbſt, ſo weit es dieſe Weſen beſeelt, würde aus der Natur verſchwinden. Die einzelnen Elemente jenes chaotiſchen Haufens würden in keiner weiteren Beziehung zu einander ſtehen, ihren einmal eingenommenen Ort nicht mehr ändern und an die Stelle des regen Lebens und der immerwährenden Bewegung, die wir jetzt in allen Theilen der Natur bewundern, würde eine öde, allgemeine Ruhe und die Stille des Grabes treten.

Wenn wir daher auch die Art, auf welche dieſe Kräfte wirken, nicht näher angeben können, wie wir es wohl bei der Kraft der allgemeinen Schwere im Stande ſind, ſo ſind wir deſſenungeachtet von der Exiſtenz derſelben nicht weniger überzeugt. Jede Gegend, jeder Punkt des Himmels und der Erde, auf den wir mit unſern Fingern hindeuten, kann als ein Beweis für das Daſeyn dieſer Kräfte dienen und die ganze materielle Welt ſelbſt iſt nur ein14Eigenſchaften der Körper.großes Reſultat der Wirkungen, welche durch dieſe Kräfte erzeugt werden.

Wir haben oben geſehen, daß jeder Körper aus Atomen von beſtimmter Geſtalt beſteht und daß dieſe Atome durch Zwiſchen - räume (Poren) von einander getrennt ſind. Wir kennen weder die Dimenſionen dieſer Atome, noch die ihrer Zwiſchenräume, aber wir wiſſen, daß beide ungemein klein ſeyn müſſen und daß wahr - ſcheinlich die Atome noch viel kleiner ſind, als ihre Entfernungen von einander, ja es iſt möglich, daß bei vielen Körpern das Ver - hältniß der Größe der Atome zu ihren Zwiſchenräumen demjenigen gleich kömmt, das wir bei den Planeten unſeres Sonnenſyſtems und den Räumen bemerken, die ſie von einander trennen. Ohne Zweifel wirken die Kräfte, welche dieſe Atome gegen einander ausüben, nur auf die kleinen Diſtanzen ihrer Zwiſchenräume und ſind in größeren Entfernungen ganz unmerklich. Auch müſſen ſie nicht bloß anziehende, ſondern auch abſtoßende Kräfte ſeyn, indem jene die Cohäſion und dieſe den Widerſtand der Körper bewirken, den ſie alle, wie wir wiſſen, ihrer Compreſſion entgegen ſetzen, während beide zuſammen vielleicht diejenigen Wirkungen hervor - bringen, die wir durch die Bennenung der Affinität und der chemiſchen Erſcheinungen zu bezeichnen pflegen. Es ſcheint, daß die abſtoßende Kraft der Atome in der nächſten Umgegend der - ſelben, die anziehende aber erſt in etwas größern Entfernungen von ihnen wirkſam iſt. Daher widerſtehen, bei den feſten Kör - pern, die Atome derſelben ſowohl der Trennung, als der Com - preſſion, und man muß oft bedeutende Kräfte anwenden, ſie zu brechen, oder auch ſie in einen kleineren Raum zuſammen zu preſſen. Die Intenſität dieſer anziehenden Kraft ſcheint bei allen den Körpern, die wir hart und brüchig nennen, oft ſehr groß zu ſeyn, wenn gleich der Durchmeſſer ihrer Wirkungsſphäre ungemein klein iſt. Dieß iſt z. B. der Fall bei Gußeiſen, bei mehreren Steinen und anderen Subſtanzen, die man mit keiner Gewalt ſtrecken oder ausdehnen kann. Bei dem Bley und bei anderen weichen Metallen ſcheint dieſe Intenſität der Attraction viel ge - ringer und dafür die Wirkungsſphäre derſelben bedeutend größer zu ſeyn.

Bei flüſſigen Körpern aber iſt das Gewicht der einzelnen15Eigenſchaften der Körper.Elemente, aus welchen ſie beſtehen, viel größer, als der gegen - ſeitige Zuſammenhang derſelben durch die Molecularkraft. Wenn daher ein ſolcher Körper an ſeinen Gränzen nicht eingeſchloſſen wird, ſo trennen ſich die Theile deſſelben, oder ſie fließen aus ein - ander. Wird er aber in einem Gefäße feſt gehalten, ſo ſetzt er ſich, durch dieſes Gewicht ſeiner Elemente, in dem unterſten Theile des Gefäßes, deſſen Raum er durchaus gleichförmig erfüllt. Auch ein feſter Körper, in daſſelbe Gefäß gebracht, würde durch das Gewicht ſeiner Elemente daſſelbe thun, wenn er nicht durch die ſtärkere Cohäſion dieſer Elemente daran gehindert würde. Obſchon aber bei den feſten Körpern dieſe Attraction der Atome viel größer iſt, als bei den flüſſigen, ſo iſt ſie doch auch bei den letztern noch bedeutend größer, als bei den luftförmigen Körpern. Wenn das Waſſer erwärmt wird, ſo löst es ſich in noch viel kleinere und noch viel weiter von einander getrennte Theile auf, die in der Geſtalt von Dünſten ſich in die Atmoſpäre erheben, und wenn dann dieſen Dünſten ihre höhere Temperatur wieder entzogen wird, ſo tritt die frühere Cohäſionskraft wieder ein, welche die zerſtreuten Theile des Dunſtes in runde Tropfen ſammelt und ſie in ihrer früheren Geſtalt, als Waſſer, wieder der Erde zuführt. Wenn Flüſſigkeiten in größeren Höhen, z. B. von einer Thurm - ſpitze, ausgegoſſen werden, ſo fallen ſie, nicht in ganzen Maſſen, ſondern wie Sand oder Staub, in runden abgeſonderten Tropfen herab, die deſto größer ſind, je größer die Cohäſionskraft der Flüſ - ſigkeit iſt. So fällt Oel in großen, Aether und Alcohol aber in ſehr kleinen Tropfen zur Erde. Die Regentropfen, die an der Außenſeite unſeres Fenſterglaſes einander näher kommen, vereini - gen ſich und laufen in einander, ſo wie Queckſilbertropfen, die einander auf einer horizontalen Glastafel begegnen, zum Zeichen, daß ſie von einander angezogen werden. Dieſelbe Anziehung der Atome gibt auch den Körnern unſeres Schrotes die kugelförmige Geſtalt. Wenn das geſchmolzene Bley von einer größeren Höhe herabgegoſſen wird, theilt es ſich, wie dort das Waſſer, durch ſeine Cohäſionskraft in runde Tropfen, die, ehe ſie den Boden er - reichen, auskühlen und daher ihre kugelförmige Geſtalt beibe - halten. Dieſelbe Kraft, welche dieſen Tropfen ihre runde Form gibt, hat auch jene großen Körper des Himmels, die Sonne, den16Eigenſchaften der Körper.Mond und die Planeten abgerundet, wenn dieſelben anders, wie es ſehr wahrſcheinlich iſt, zur Zeit ihrer Entſtehung ſich in einem flüſſigen Zuſtande befunden haben.

Dieſelbe Anziehung, welche wir zwiſchen den einzelnen Ele - menten der feſten oder auch der flüſſigen Körper unter ſich bemerken, zeigt ſich zwiſchen den Atomen der feſten und flüſ - ſigen Körper ſelbſt. So fällt ein Waſſertropfen von der untern Seite einer horizontalen Glastafel nicht herab, weil er von der Tafel angezogen wird. Wenn die Spitze einer Nadel in eine Flüſſigkeit getaucht und wieder aus ihr herausgezogen wird, bleibt ein Tropfen derſelben an ihr hängen, und alle feſte, in Flüſſig - keiten eingetauchte Körper, werden naß, wenn anders dieſe beiden Körper ſich gegenſeitig anziehen. Wenn eine Glasröhre in Queckſilber getaucht wird, ſo bleibt ſie trocken, aus derſelben Urſache, aus welcher auch unſere Kleider trocken bleiben würden, wenn es nicht Waſſer, ſondern Queckſilber regnete.

§. 12. (Capillarkraft und Affinität der Körper.) Dieſelbe Molecular-Attraction zeigt ſich auch bei dem Aufſteigen der Flüſ - ſigkeiten in den Poren und Zwiſchenräumen der feſten Körper, wo ſie dann Capillar-Attraction genannt wird. So ſieht man Waſſer oder Oel in den Schwamm und Zucker dringen oder in dem Dochte unſerer Lampen aufſteigen; ſo kann man mit be - netzten Seilen ſehr große Laſten heben und durch dieſelbe Kraft ſteigt auch der größte Theil der Säfte in den Körpern der Pflanzen und Thiere in die Höhe.

Noch auffallender erſcheint dieſe Molecularkraft in unſeren chemiſchen Prozeſſen, wo ſie den Namen der Affinität (Ver - wandtſchaft) erhält. Wenn zwei Flüſſigkeiten unter einander gemengt werden, ſo ſieht man häufig eine dritte entſtehen, deren Eigenſchaften von jenen der beiden erſten völlig verſchieden ſind. Oft iſt das Volum der Miſchung, oft iſt auch die Temperatur, die Farbe, ſelbſt der Zuſtand der Flüſſigkeit ganz anders, als er bei den einzelnen Körpern vor ihrer Vermiſchung geweſen iſt. Ein Quart Waſſer mit eben ſo viel Schwefelſäure gemiſcht, nimmt einen bedeutend geringeren Raum ein, als zwei Quart betragen, weil ſich die Elemente dieſer beiden Flüſſigkeiten inniger anziehen, als die einer jeden derſelben. Auch iſt dieſe Miſchung von einer17Eigenſchaften der Körper.viel höheren Temperatur, als jeder der beiden Körper vor der - ſelben hatte. Wenn die beiden Luftarten, die unter der Benennung des Oxygens und Hydrogens bekannt ſind, in einem beſtimmten Verhältniſſe unter einander gemiſcht werden, ſo entſteht keine neue Luftart, ſondern Waſſer, womit wir das Feuer löſchen, während doch ohne Oxygen kein Feuer unterhalten werden kann und wäh - rend das Hydrogen einer der entzündbarſten Körper der ganzen Natur iſt. Daſſelbe Oxygen, das an ſich farblos iſt, gibt, wenn es mit dem weißen Queckſilber verbunden wird, in einer beſtimm - ten Menge beider Körper ein rothes, und in einer andern Menge ein ſchwarzes Produkt. Die Schwärze unſerer Tinte ver - danken wir zwei Körpern, dem Eiſenvitriol und den Galläpfeln, von welchen der eine grün und der andere gelb iſt.

§. 13. (Intenſität der Molecularkraft.) Noch iſt übrig, etwas über die Intenſität oder über die eigentliche Größe dieſer Molecular-Kräfte zu ſagen. Ohne dieſe Größe in beſtimmten Zahlen angeben zu können, läßt ſich doch leicht zeigen, daß ſie, zuweilen wenigſtens, an das Ungeheure gränzt und daß ſie nicht nur diejenigen Kräfte, welche wir durch unſere Maſchinen, durch Dämpfe und andere Mittel hervorbringen können, ſondern daß ſie ſogar die meiſten übrigen Kräfte der Natur ſelbſt weit hinter ſich zurückläßt. Wenn wir z. B. die Kraft näher betrachten, mit welcher das Licht von den Körpern unſerer Erde gebrochen oder zurück geworfen wird, ſo finden wir ſie in der That von einer erſtaunenswürdigen Größe. Der in gerader Richtung bei einem Körper ankommende Lichtſtrahl, wird von demſelben erſt dann, wenn er dem Körper gleichſam unendlich nahe iſt, angezogen, und zwar ſo ſtark, daß dadurch der früher geradlinige Strahl um dreißig und ſelbſt um mehr Grade gebogen wird. Da aber die Geſchwindigkeit des Lichts ſo ungemein groß iſt, ſo muß auch dieſe Krümmung derſelben in einer beinahe unendlich kleinen Zeit vor ſich gehen. Welche Kraft mag aber dazu erfordert werden, den Weg des mit einer ſo großen Schnelligkeit ſich bewegenden Lichtes in einem beinahe untheilbaren Augenblick, um einen Winkel von vollen dreißig Graden abzulenken?

Um dieſe Frage näher zu betrachten, wollen wir zuerſt be - merken, daß durch die Anziehung unſerer Erde, durch die größteLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 218Eigenſchaften der Körper.uns bisher bekannte Kraft, die Körper auf der Oberfläche der - ſelben in einer Sekunde nahe um 15 Fuß von ihrem Laufe abge - lenkt werden. Vergleichen wir damit jene Kraft, welche das Element eines Körpers auf das Licht ausübt. Da die Zeit, während welcher dieſe Kraft wirkt, gleich derjenigen Zeit iſt, in welcher das Licht die Wirkungsſphäre des körperlichen Elements durchläuft, ſo wollen wir, was gewiß nicht zu wenig iſt, den Durchmeſſer dieſer Wirkungsſphäre gleich dem tauſendſten Theil eines Zolles annehmen. Da aber das Licht in einer Sekunde 42000 Meilen durchläuft, ſo wird es den Raum von 1 / 1000 Zoll ſchon in dem unendlich kleinen Augenblick des 12 billionſten Theils einer Sekunde zurücklegen. Beträgt nun die durch die Brechung des Lichtes hervorgebrachte Ablenkung deſſelben 30 Grade, ſo wird die dazu erforderliche Kraft, ſelbſt wenn ſie eine ganze Sekunde hindurch wirkſam bliebe, die oben erwähnte Kraft unſerer Erde ſchon gegen 32 Millionenmal übertreffen müſſen, da 42000 Sin. 30° (22842) gleich 21000 (22842) oder nahe gleich 15mal 32 Millionen iſt, vorausgeſetzt, daß die deut - ſche Meile 22842 Par. Fuß beträgt. Da aber dieſe Molecular - kraft keineswegs eine ganze Sekunde, ſondern nur den 12 billionſten Theil derſelben, ihre Wirkung auf das Licht äußern kann, ſo muß dieſe Kraft in demjenigen Verhältniß größer ſeyn, in welchem das Quadrat einer Sekunde größer iſt, als das Quadrat dieſes kleinen Theiles einer Sekunde, das heißt, ſie muß nahe 160 Quadrillio - nenmal größer ſeyn, als wir ſo eben gefunden haben, oder mit andern Worten, ſie muß die oben erwähnte Kraft, mit welcher die ganze Erde die Körper auf ihrer Oberfläche anzieht, wenig - ſtens 6720 Quintillionenmal übertreffen, eine Zahl von 34 Ziffern, deren drei erſte 672 ſind, und von deren Größe wir uns keinen auch nur einigermaßen genäherten Begriff mehr machen können.

§. 14. (Unterſchiede der Molecular - und der allgemeinen At - traction.) Dieſe ſo eben erwähnte Kraft der Erde, mit welcher ſie alle Körper auf und über der Oberfläche derſelben an ſich zieht, iſt von allen bisher betrachteten Molecularkräften ſchon da - durch weſentlich verſchieden, daß dieſe letzteren nur auf ſehr kleine, ſelbſt unſerm bewaffneten Auge ganz unmerkbare Diſtanzen wirkſam ſind, während jene ſich auf ſehr große und vielleicht ſelbſt19Eigenſchaften der Körper.auf unendliche Entfernungen von dem anziehenden Körper erſtreckt. Denn dieſe Anziehung der Erde macht nicht bloß die ihrer Ober - fläche zunächſt liegenden Körper, wenn ſie ihrer Unterſtützung be - raubt werden, gegen ſie fallen, ſondern ſie iſt auch, wie wir bald ſehen werden, die Urſache, warum der Mond in einer Entfernung von nahe fünfzig tauſend Meilen ſich um die Erde bewegt.

§. 15. (Augenblicklicher Stoß und immerwährend wirkende Kraft.) Indem wir aber dieſe Kraft der Erde näher unterſuchen wollen, müſſen wir ſie zuerſt wohl von einem Impulſe oder von einem bloßen Stoße unterſcheiden. Wenn wir einen Körper mit der Hand ſtoßen oder werfen, oder wenn wir ihm durch einen Stab, Hammer u. dgl. irgend eine Bewegung beibringen, ſo wirkt dieſe auf den Körper angebrachte Kraft nur einen Augen - blick, nur ſo lange als dieſer Stoß dauert, nach welchem dann der Körper gleichſam ſich ſelbſt überlaſſen bleibt. Die Folge davon iſt, daß der Körper in Folge dieſes Stoßes eine Bewegung annehmen wird, deren Richtung die des Stoßes, und deren Größe immer dieſelbe ſeyn wird, wenn in der That bloß dieſer Stoß und ſonſt keine andere Kraft auf ihn wirkt. Die Bewegung eines auf dieſe Art bewegten Körpers muß alſo erſtens geradlinig und zweitens gleichförmig ſeyn, d. h. er muß ſich mit immer gleicher Geſchwindigkeit in einer geraden Linie und zwar ohne Ende fortbewegen. In der Natur können wir zwar ſolche Bewe - gungen nicht nachweiſen, weil alle Körper, denen wir einen ſolchen augenblicklichen Impuls durch unſere mechaniſchen Kräfte bei - bringen, auch zugleich der Kraft der Erde ausgeſetzt ſind und ſich überdieß in der Luft oder in andern widerſtehenden Mitteln bewegen, daher ſie, außer jenem erſten Impulſe, auch noch dieſen andern Kräften unterworfen ſind. Wenn wir eine Kugel auf einem horizontalen Boden fortſtoßen, wenn wir ein Rad um ſeine Axe ſchwingen, wenn wir eine Kugel aus unſeren Feuerge - wehren abſchießen oder einen Stein in die Höhe werfen, ſo ſehen wir oft, jener Behauptung entgegen, die Kugel und den Stein in einer krummen Linie laufen, ſie und das Rad an der Axe immer langſamer gehen und bald völlig ſtill ſtehen, weil die Reibung der Kugel auf dem nie ganz ebenen Boden, weil die Reibung des2 *20Eigenſchaften der Körper.Rades an ſeiner Axe, weil der Widerſtand, den der Stein in der Luft erleidet, und weil überdieß bei allen dieſen Körpern die An - ziehung der Erde jene erſte durch den Stoß erzeugte Bewegung ändert, hindert und endlich ganz aufhebt. Wenn aber alle dieſe Störungen nicht da wären, ſo würde der Körper bloß dem An - triebe jenes erſten Stoßes folgen, und wir können keine Urſache mehr angeben, warum er den geradlinigen Weg, den er einmal eingeſchlagen, verlaſſen, warum er ſeine anfängliche Geſchwindig - keit verändern, oder warum er nicht ohne Aufhören ſich in derſelben Art fortbewegen ſollte.

Wenn wir alſo einen Körper ſich in gerader Linie und ſo bewe - gen ſähen, daß er in derſelben Zeit, z. B. in einer jeden Sekunde, auch immer denſelben Weg zurücklegte, oder daß ſeine[Geſchwin - digkeit] beſtändig wäre, ſo würden wir daraus ſchließen, daß dieſer Körper ſich in Folge eines erhaltenen Stoßes, eines urſprünglichen Impulſes bewegte. Allein ſolche Bewegungen gibt es, wie ge - ſagt, in der Natur oder auf der Oberfläche unſerer Erde nicht, weil hier immer mehrere Kräfte und zwar vorzüglich die Kraft der Erde ſelbſt auf die Körper einwirken.

§. 16. (Freier Fall der Körper auf der Oberfläche der Erde.) Der einfachſte Fall der Bewegungen, die wir auf der Oberfläche der Erde beobachten, iſt ohne Zweifel der, den ein Stein oder überhaupt jeder Körper annimmt, wenn wir ihn ſeiner Unter - ſtützung berauben. Wir ſehen ihn da ſogleich in einer auf die Erdfläche ſenkrechten, d. h. in einer vertikalen Richtung zur Erde und zwar deſto ſchneller fortgehen, je länger er geht. Hier iſt alſo wohl noch eine geradlinige, aber keine gleichförmige Bewe - gung mehr; der Weg des zur Erde fallenden Körpers iſt noch, wie dort, eine gerade Linie, aber die Geſchwindigkeit des Falls iſt nicht mehr gleichförmig, ſondern ſie wächst mit der Zeit.

Aber in welchem Verhältniſſe nimmt dieſe Geſchwindigkeit mit der Zeit zu? Dieß iſt Sache der Beobachtung. Allein dieſe Beobachtungen ſind ſchwer mit der hier nothwendigen Ge - nauigkeit anzuſtellen. Wir werden daher, wie dieß ſo oft in den Naturwiſſenſchaften und beſonders in der Aſtronomie geſchieht, irgend eine, dieſen Erſcheinungen frei fallender Körper im Allge - meinen angemeſſene Hypotheſe annehmen und zuſehen, ob dieſe21Eigenſchaften der Körper.Annahme mit jenen beobachteten Erſcheinungen vollkommen über - einſtimmt.

Die einfachſte und natürlichſte Hypotheſe iſt ohne Zweifel die, daß der Mittelpunkt der Erde eine conſtante und immer fortwirkende Kraft beſitzt, mit welcher er die Körper auf und über der Oberfläche der Erde in der Richtung ihres Halbmeſſers, d. h. in einer auf die Erdoberfläche ſenkrechten Richtung an ſich zieht. Dadurch iſt dieſe Kraft der Erde gleichſam auf den oben betrachteten Impuls zurückgeführt, nur mit dem Unterſchiede, daß der letzte nur im Anfange der Bewegung ſich äußert, während jener auch in jedem folgenden Augenblicke noch thätig iſt, ſo daß alſo die Kraft der Erde als ein ſich immer wiederholender und in ſeiner Intenſität immer gleich großer Impuls (Stoß oder Zug) betrachtet werden kann, in deſſen Richtung die frei fallenden Körper ſich der Erde immer mehr nähern.

§. 17. (Erſtes Geſetz dieſer Bewegung.) Nehmen wir alſo an, daß der Körper in einem Augenblicke, in welchem er den erſten Impuls von der Erde erhält, ſich zu bewegen anfange, und daß er am Ende dieſes Augenblicks eine Geſchwindigkeit erhalten habe, vermöge welcher er, wenn nun weiter keine Kraft auf ihn wirkte, in ſeiner einmal angenommenen verticalen Richtung gleich - förmig fortgehen und z. B. in jeder nächſtfolgenden Sekunde g Fuß zurücklegen würde, ſo daß alſo die Geſchwindigkeit deſ - ſelben am Ende der erſten Sekunde g Fuß beträgt. Da er am Ende dieſer erſten, oder im Anfange der zweiten Sekunde von der Kraft der Erde wieder einen, und zwar, weil dieſe Kraft con - ſtant ſeyn ſoll, einen eben ſo großen Impuls erhält, wie im Anfange der erſten Sekunde, ſo wird er auch dadurch, während der ganzen Dauer der zweiten Sekunde ſeine bereits erlangte Geſchwindigkeit in eben dem Maaße vermehren, wie in der erſten, oder er wird am Ende der zweiten Sekunde eine Geſchwindigkeit von 2 g Fuß erhalten. Eben ſo wird am Ende der dritten Sekunde ſeine Ge - ſchwindigkeit 3 g ſeyn u. ſ. w. Nennt man alſo überhaupt v die Geſchwindigkeit (velocitas) und t die Anzahl Sekunden, die ſeit dem Anfange der Bewegung des Körpers verfloſſen ſind, ſo wird man die einfache Gleichung v = gt haben, und dieſe Gleichung drückt den Satz aus, daß, unter der Vorausſetzung einer conſtanten22Eigenſchaften der Körper.Kraft der Erde, die Geſchwindigkeiten der frei fallenden Körper ſich wie die Anzahl der während des Falles verfloſſenen Sekunden verhalten, oder daß dieſe Geſchwindigkeiten den Zeiten proportional ſind. Man nennt dieß eine gleichförmig beſchleunigte Geſchwindigkeit, weil ſie gleichförmig mit der Zeit wächst.

Allein wir ſuchen nicht ſowohl die Geſchwindigkeiten, mit welchen der Körper am Ende einer jeden Sekunde, wenn weiter keine Kraft auf ihn wirkt, in ganz demſelben Verhältniſſe weiter gehen würde, ſondern wir wünſchen vielmehr den Raum zu kennen, welchen er am Ende einer jeden Anzahl von Se - kunden in ſeinem gleichförmig beſchleunigten Falle zurückgelegt haben wird.

§. 18. (Zweites Geſetz dieſer Bewegung.) Zu dieſem Zwecke wollen wir zuerſt bemerken, daß wir die Größe der Zwiſchen - zeiten, in welchen dieſe Impulſe der Erdkraft auf einander folgen, nicht anzugeben im Stande ſind, um ſo weniger, da dieſe Kraft wahrſcheinlich immerwährend und ohne alle Unterbrechung wirk - ſam iſt. Dann wird man aber der Wahrheit deſto näher kommen, je kleiner man dieſe Zwiſchenzeiten annimmt. Wir haben oben dafür die Dauer einer Sekunde gewählt, allein dieſelben Schlüſſe würden auch dann noch gelten, wenn wir für jene Dauer den hundertſten und tauſendſten Theil einer Sekunde angenommen[hätten]. Immer würden wir, wie dort, gefunden haben, daß, wenn die Kraft der Erde beſtändig iſt, auch der Zuwachs der Geſchwindigkeit des fallenden Körpers beſtändig ſeyn oder daß ſich dieſe Geſchwindigkeit wie die Zeit verhalten muß. Je kleiner wir aber dieſe Zwiſchenräume annehmen, deſto mehr wird es uns auch erlaubt ſeyn, die Bewegung des Körpers, während dieſer Zeit, als völlig gleichförmig vorauszuſetzen, und man ſieht, daß man auf dieſe Weiſe überhaupt jede andere Bewegung und zwar deſto genauer darſtellen wird, je kleiner man dieſe Zwiſchenzeiten gewählt hat. Fahren wir daher, der Kürze wegen, fort, dieſe kleinſte Zeiteinheit eine Sekunde zu nennen. Im Anfange der erſten Sekunde hatte der Körper, unſerer Annahme gemäß, gar keine Geſchwindigkeit, da er aus der Ruhe ſeine Bewegung an - gefangen hat. Am Ende derſelben aber hatte er, wie wir oben geſagt haben, die Geſchwindigkeit von g Fuß. Nehmen wir alſo23Eigenſchaften der Körper.an, daß er, während dieſer erſten Sekunde, immer dieſelbe Geſchwindigkeit hatte und mit ihr doch den Raum durchlief, den er während ſeines Falles in der That zurückgelegt hat, ſo muß dieſe gleichförmige Geſchwindigkeit das Mittel aus jenen beiden ſeyn, die er im Anfange und am Ende der erſten Sekunde hatte, d. h. ſie muß gleich ½ g, oder ſo groß geweſen ſeyn, daß er mit dieſer gleichförmigen Geſchwindigkeit während der erſten Sekunde den Raum ½ g durchläuft.

Im Anfange der zweiten Sekunde hatte er die Geſchwindig - keit g und am Ende derſelben, nach dem Vorhergehenden die Geſchwindigkeit 2 g. Er würde alſo denſelben Raum, den er im freien Falle während der zweiten Sekunde zurückgelegt hat, auch mit der mittleren Geſchwindigkeit d. h. mit der Geſchwindigkeit 3 / 2 g in vollkommen gleichförmiger Bewegung zurückgelegt haben. Eben ſo würde er in der dritten Sekunde mit der Geſchwindig - keit 5 / 2 g, die das Mittel aus 2 g und 3 g iſt, denſelben Raum, wie im freien Falle, zurücklegen u. ſ. w. Es iſt daher, in Be - ziehung auf den von dem Körper durchlaufenen Raum, ganz daſſelbe, ob wir annehmen, daß er ihn mit einer gleichförmig be - ſchleunigten Bewegung, wie er in der That thut, oder daß er jeden kleinſten Theil dieſes Raumes immer mit derſelben, aber jeden nächſten Theil deſſelben mit einer gleichförmig größern Ge - ſchwindigkeit zurücklege. In dem letzten Falle geht er aber, wie wir geſehen haben, in

  • der erſten Sek. durch den Raum ½g alſo in einer Sek. durch ½ g
  • zweiten 3 / 2 g zwei 4 / 2 g
  • dritten 5 / 2 g drei 9 / 2 g
  • vierten 7 / 2 g vier 16 / 2 g

u. ſ. w.

Dieſe kleine Tafel zeigt aber ſchon auf den erſten Blick das Geſetz, nach welchem die letzten Zahlen derſelben, d. h. nach welchem24Eigenſchaften der Körper.die von dem Körper in 1, 2, 3 .. Sekunden durchlaufenen Räu - me fortgehen. Man ſieht nämlich, daß man für jede willkühr - liche Anzahl t Sekunden den ihr entſprechenden Raum durch ½ g tt ausdrücken muß, ſo daß alſo die Räume, welche die Körper in ihrem freien Falle gegen die Erde zurücklegen, ſich wie die Quadrate der Zeiten verhalten, während die am Ende dieſer Zeiten erhaltenen Geſchwindigkeiten dieſen Zeiten ſelbſt proportio - nal ſind. Nehmen wir alſo an, der Körper ſey während der erſten Sekunde durch den Raum 1 gefallen und habe am Ende dieſer Zeit die Geſchwindigkeit 2 erhalten, ſo zeigt die folgende kleine Tafel den Fallraum und die Endgeſchwindigkeit für jede folgende Sekunde.

§. 19. (Anwendung dieſer Geſetze auf ſpecielle Fälle.) Häufige und genaue Verſuche, welche man über den Fall der Körper an - geſtellt hat, ſtimmten mit dieſen beiden Geſetzen ſo vollkommen überein, daß man an der Wahrheit derſelben nicht weiter zweifeln kann.

Bei dem freien Falle der Körper verhalten ſich alſo die Ge - ſchwindigkeiten wie die Zeiten, und die durchlaufenen Räume wie die Quadrate der Zeiten, während welcher der Fall dauert. Behält man daher die vorhergehenden Bezeichnungen von g v und t bei und nennt man x den Raum, welchen der Körper in t Sekunden zurücklegt, ſo hat man die beiden einfachen Ausdrücke v = g t und x = ½ g t t aus welchen man leicht noch den folgenden dritten vv = 2 g x ableiten wird. Mit Hülfe dieſer Ausdrücke kann man ſehr leicht eine Menge intereſſanter Fragen über den freien Fall der Körper25Eigenſchaften der Körper.beantworten, von denen wir hier nur einige kurz anführen wollen. Man vergleiche damit Band I. Kap. I und II.

Das höchſte von Menſchenhänden errichtete Gebäude iſt die große Pyramide bei Cairo, deren Spitze eine Höhe von 450 Par. Fuß über ihrem Boden hat. Nimmt man die Sekunde in dem gewöhnlichen Sinne dieſes Wortes, nämlich für den 86400ſten Theil eines mittleren Tages, ſo beträgt der Fall der Körper während der erſten Sekunde, den darüber angeſtellten Beobach - tungen gemäß, 15,098 Par. Fuß. Dieſe Größe iſt alſo, vermöge der zweiten unſerer Gleichungen, gleich ½ g, ſo daß daher die Größe g ſelbſt 30,198 Par. Fuß beträgt.

Mit dieſem Werthe von g findet man aus derſelben zweiten Gleichung, wenn man in ihr x = 450 ſetzt, daß ein Stein von dem Gipfel dieſer Pyramide bis zu dem Boden derſelben in Sekunden fallen, und daß er daſelbſt mit einer Geſchwindigkeit ankommen würde, mit welcher er, wenn er nur gleichförmig fort - ginge, in jeder Sekunde einen Weg von 164⅘ Fuß zurücklegen müßte.

Der höchſte Berg der Erde, der Dhawalagiri in Indien, ſoll 24150 Par. Fuß über die Meeresfläche ſich erheben. Von ſeinem Gipfel würde daher ein Stein in vertikaler Richtung erſt nach 40 Sekunden an der Meeresfläche, und zwar mit einer Geſchwin - digkeit von 1520 Fuß ankommen. Dieſe Endgeſchwindigkeit iſt bedeutend größer als die des Schalles, die nur 1038 Fuß in einer Sekunde beträgt und ſie überſteigt die gewöhnliche Geſchwindigkeit einer Kanonenkugel nahe dreimal.

In Norwegen, Diſtrikt Rake bei Friedrichshall, ſoll ein ſenk - rechtes Erdloch ſich befinden, deſſen Tiefe man noch mit keinem Senkbley ergründen konnte. Wenn man aber einen Stein in daſſelbe fallen läßt, ſo hört man den letzten Aufſchlag deſſelben auf den Boden der Höhle erſt nach 90 Sekunden. Nimmt man dabei auf die Verzögerung dieſer Erſcheinung durch den Schall keine Rückſicht, ſo zeigen unſere Gleichungen, daß die ſenkrechte Tiefe dieſer Höhle 122294 Par. Fuß, alſo nahe fünfmal ſo viel, als die Höhe des Dhawalagiri betrage, und daß dieſer Stein an den Boden der Höhle mit der Geſchwindigkeit von 2718 Fuß in einer Sekunde ankommen müßte.

26Eigenſchaften der Körper.

Der Mond iſt in ſeiner mittleren Diſtanz 51600 deutſche Meilen oder 1178647000 Par. Fuß von der Erde entfernt. Wenn wir daher die Kraft der Erde auch in dieſer Entfernung noch gleich der an ihrer Oberfläche annehmen und überdieß voraus - ſetzen dürften, daß der Mond nicht eine ähnliche Anziehung, wie unſere Erde, auf die ihn umgebenden Körper ausübe, ſo würde, wie unſere Gleichungen zeigen, ein von dem Monde in gerader Linie zur Erde fallender Stein die letzte erſt in 8835 Sekunden oder in 2 Stunden 27 Minuten 15 Sekunden erreichen, und auf derſelben mit einer Geſchwindigkeit ankommen, vermöge welcher er in einer Sekunde durch 266797 Fuß, das heißt, durch nahe 11¾ d. Meilen geht.

Allein dieſe Vorausſetzungen ſind ſehr gewagt und äußerſt unwahrſcheinlich. In der That, wenn unſere Erde eine Kraft beſitzt, mit welcher ſie alle Körper an ſich zieht, warum ſollten dieſe anderen Körper, warum ſollte der Mond, die Sonne und überhaupt alle Körper der Natur einer ſolchen Kraft beraubt ſeyn? Welche Vorrechte ſoll irgend ein Körper der Natur vor allen andern anſprechen dürfen? Und wenn ſie in der That alle eine ſolche Kraft beſitzen, durch welche ſie ſelbſt auf ſehr entfernte Körper noch eine Wirkung äußern, welchen Grund hat man vor - auszuſetzen, daß dieſe Kraft in allen, in großen und kleinen Ent - fernungen immer dieſelbe bleiben ſoll? Diejenigen Entfernungen von der Erdoberfläche, die Berge und Höhlen derſelben, in wel - chen wir unſere Beobachtungen noch anſtellen können, ſind in der That, gegen den Halbmeſſer der Erde, ſo klein, daß ſie, ohne merklichen Fehler, alle als gleich groß und daß alſo auch die auf ſie wirkende Kraft der Erde durchaus als dieſelbe, oder als eine conſtante Kraft angeſehen werden kann. Und wenn dieß, in viel größern Diſtanzen, wie es ſcheint, nicht der Fall iſt, nach wel - chem Geſetze ändert ſich dann dieſe Kraft in verſchiedenen Ent - fernungen?

§. 20. (Allgemeine Bemerkungen über dieſen Gegenſtand.) Dieſe Frage iſt noch zu beantworten übrig und die Antwort darauf ſoll der Gegenſtand des folgenden Kapitels ſeyn. Ehe wir aber dahin übergehen, wollen wir noch bemerken, daß auch das meiſte von dem, was den Inhalt des gegenwärtigen Kapitels27Eigenſchaften der Körper.ausmacht, auf Sätzen beruht, die wir nicht ſtreng beweiſen, ſon - dern vielmehr nur als Axiome annehmen können, zufrieden, wenn die darauf gebauten Folgerungen den äußern Erſcheinungen der Natur, d. h. unſern Beobachtungen derſelben vollkommen ent - ſprechen. Daß ein Körper ruht, ſo lange keine äußere Kraft auf ihn wirkt, und daß ein Körper, der, auch nur durch einen augen - blicklichen Impuls in Bewegung geſetzt, ſich immerfort gleich - förmig und in einer geraden Linie bewegen muß, ſo lange er durch keine andere Kraft daran gehindert wird dieſes Axiom, das unter der ſonderbaren Benennung des Princips der Träg - heit der Materie bekannt iſt; daß jede Aenderung einer ſchon ſtatt habenden Bewegung der ſie erzeugenden Kraft proportional iſt; daß bei jeder ſolchen Kraftäußerung zwiſchen zwei Körpern die Wirkung des einen immer der Gegenwirkung des anderen gleich ſeyn ſoll dieſe und mehrere andere Sätze, welche man als die Grundſätze unſerer Dynamik auſſtellt, ſind, ſo wahr ſie auch an ſich ſeyn mögen, keines eigentlichen Beweiſes fähig und in ſich ſelbſt noch manchen Dunkelheiten unterworfen. Da die Körper, wie wir annehmen, ohne die Wirkung einer äußern Kraft ſich nicht bewegen können, wie ſollen ſie ſich doch, derſelben An - nahme gemäß, ohne äußere Kraft in dieſer Bewegung erhalten? Nehmen wir vielleicht dabei ſtillſchweigend an, daß die Bewe - gung etwas der Materie Eigenthümliches ſey? Es mag ſo ſeyn, immerhin: aber muß es auch ſo ſeyn? Iſt dieſes auf den Kör - per einwirkende Weſen ſelbſt nichts Körperliches mehr, oder ge - hören beide ihrer innern Natur nach zuſammen, oder iſt das, was dem Körper ſeine Bewegung, gleichſam ſein Leben mittheilt, etwas Analoges mit derjenigen, uns eben ſo wenig bekannten Kraft, die, nur anders modificirt, auch die Urſache des organiſchen Lebens, der Pflanzen und Thiere, die Urſache des Wachsthums und der Gährung und vielleicht ſelbſt die eigentliche[Quelle] aller unſerer geiſtigen Operationen bildet? Was wiſſen wir von allen dieſen Dingen, über die wir nur noch fragen können, und wie viel mehr mag noch zurück ſeyn, von dem uns unſere Sinne und ſelbſt unſere lebhafteſte Phantaſie gar nichts mehr vorſtellen können? Auch andere Wiſſenſchaften, ja ſelbſt die Mathematik, geht von ſolchen Axiomen, von erſten Grundſätzen aus, über die28Eigenſchaften der Körper.ſich nichts weiter mehr ausmachen läßt und die gleichſam wie Glaubensſachen angenommen werden müſſen, um auf ihnen, als auf einer Baſis, weiter zu bauen. Dieſe Baſis ſelbſt aber iſt kein weiterer Gegenſtand weder der Erfahrung, noch der Ver - nunft, ſie iſt die Gränze oder vielmehr die abſolute Scheide - wand aller unſerer geiſtigen Thätigkeit.

[29]

Kapitel II. Allgemeine Schwere.

§. 21. (Vorarbeiten Anderer.) Unter allen Entdeckungen in dem weiten Felde der Wiſſenſchaften, iſt wohl die der allgemeinen Schwere, die wir dem großen Newton verdanken, die glänzendſte und einflußreichſte, da ſie das Geſetz enthält, dem alle Himmels - körper unſeres Sonnenſyſtems und, wie es ſcheint, ſelbſt alle Körper des Weltraumes gehorchen.

Es kann nicht anders, als ſehr intereſſant ſeyn, zu ſehen, auf welche Weiſe dieſer ſeltene Geiſt zu jener hohen Idee gekom - men iſt. Selbſt wenn wir ihn kämpfen und ringen, wenn wir ihn fehlen ſehen, kann er nur mit der innigſten Theilnahme und hier insbeſondere mit rein menſchlicher Theilnahme betrachtet werden. Auch ſteht er nicht allein, nicht ohne Hülfe und Beirath von anderen da. Viele treffliche Männer gingen ihm voraus und bahnten ihm den Weg zu ſeinem hohen Ziele. Und doch verfehlte er viele Jahre dieſen Weg, und mühte ſich ab, die kraft - vollſte Zeit ſeines Lebens, die Wahrheit zu finden, die er ahnte, ja die er, aber ohne es zu wiſſen, ſchon als ein Jüngling von kaum zwanzig Jahren gefunden hatte, und zu deren Erkenntniß er erſt durch Andere und durch einen glücklichen Zufall geführt werden mußte. Aber deſſenungeachtet erſcheint er als der Führer dieſer Anderen, als ihr Herr und Meiſter und als der Vorfechter unter den Eliten ſeiner Zeit. Denn Er war es, der ſie leitete in30Allgemeine Schwere.dem großen Kampfe, Er errang den Sieg, und was auch Jene geleiſtet haben mögen, ihm gebührt der Lorbeer. Ein volles Jahr - hundert iſt verfloſſen ſeit der Zeit, da er unter uns gewandelt hat, und noch ſteht er da, unerreicht und unerreichbar, ein Rieſe unter den Pigmäen, und ſein Haupt mit dem Strahlenkranze der Unſterblichkeit umwunden.

§. 22. (Unterſchied der Welt - und Literatur-Geſchichte.) Die ſogenannte Weltgeſchichte, worunter wir gewöhnlich die der Regenten und der von ihnen geführten Kriege verſtehen, iſt in mehr als einer Beziehung ſehr verſchieden von der Geſchichte der menſchlichen Kultur. In jener gehen die großen Epochen der - ſelben gewöhnlich nur von Einem Menſchen aus, und ſie ſind nur zu oft von den heftigſten Erſchütterungen begleitet. Plötzlich erhebt ſich, nicht ſelten aus dem Staube der Unbekanntſchaft, der Friedensſtörer, und ſeiner Zeit und ihren Vorurtheilen, allen göttlichen und menſchlichen Geſetzen trotzend, ſelbſt den Kampf mit den Elementen und den Geiſtern des Schickſals nicht ſcheuend verbreitet er ſich mit ſeinen Heeren über ganze Länder und Welttheile, und tritt das Glück der Völker unter ſeine Füße, um auf den Trümmern deſſelben ſeiner Dynaſtie einen Thron und ſich ſelbſt, am Ende ſeiner Thaten, die Verwünſchung der Nachwelt, und auf einer wüſten Inſel im Weltmeere, ein enges Grab zu erobern.

Nicht ſo in dem großen Reiche der Wiſſenſchaften, deren Wachsthum nur langſam, und die blutloſen Fehden der Gelehrten etwa ausgenommen, immer friedlich vor ſich geht, und wo nur ſelten oder nie der Einzelne, ohne Hülfe der Anderen, eine neue Epoche begründen kann. Die meiſten großen Conceptionen, deren unſere Kulturgeſchichte erwähnt, ſind nur ſcheinbar von einem einzigen Manne ausgegangen. Denn nicht nur die eigentliche Ausführung, die immer fremder Hände bedarf, ſondern die erſte Idee ſelbſt entſprang gewöhnlich nur aus verwandten Anſichten mehrerer vorhergegangener Geiſter. In der That findet man, daß beinahe jede große Revolution in dem Gebiete der Kultur von einer Art allgemeiner geiſtiger Fermentation eingeleitet worden iſt, die beinahe alle beſſere Köpfe des Jahrhunderts, wie durch einen höhern Inſtinct getrieben, auf denſelben Gegenſtand gerichtet hat. Anfangs klein und unbemerkbar nimmt das Ge -31Allgemeine Schwere.dränge allmählig zu, um jenen Punkt, wo der Schatz begraben liegt; zuerſt Einzelne, dann Mehrere rütteln an dem verſchloſſenen Thore, bis endlich, wenn alle Vorbereitungen erſchöpft ſind, der Sohn des Glücks hervortritt aus der Menge, und mit einem Drucke ſeiner Hand die Riegel ſprengt, und ſofort aus der weit geöffneten Pforte ein Strom von Licht ſich ergießt, der die ganze unbekannte, früher in tiefe Nacht begrabene Gegend mit ſeinen Strahlen, nicht mit jenem verzehrenden Feuer des Ehrgeizes und der Eroberungsſucht, ſondern mit den milden, wohlthätigen Strah - len der Wahrheit und der Erkenntniß erleuchtet.

§. 23. (Vorgänger Newtons.) Nahe zwei Jahrhunderte vor der Entdeckung, von welcher wir hier ſprechen, hatte uns Coper - nicus (geb. 1472, geſt. 1543) die Bewegung der Planeten in Kreiſen gelehrt, deren gemeinſchaftlicher Mittelpunkt die Sonne iſt, und uns dadurch den Weg gezeigt, auf dem allein eine wahre Kenntniß des Himmels und ein Fortſchreiten der Wiſſenſchaft möglich war. Er gab uns das neue Teſtament der Aſtronomie, und Kepler (geb. 1571, geſt. 1630) lieferte uns eine neue, we - ſentlich verbeſſerte Auflage deſſelben, indem er das unnütze Gerüſte der Epicykeln niederriß, mit welchem die Alten unſer Sonnenſyſtem überladen hatten, und welches auch Copernicus noch beizubehalten gezwungen war. Er zeigte uns, daß ſich die Planeten nicht in Kreiſen, ſondern in Ellipſen, in deren einem Brennpunkte die Sonne iſt, bewegen, und er lehrte uns die drei Geſetze kennen, nach welchen dieſe Bewegungen vor ſich gehen. Dadurch erſt ge - wann die Sternkunde eine mathematiſche Unterlage und eine eigentlich ſtreng wiſſenſchaftliche Geſtalt.

Aber noch war der Grund dieſer Geſetze, gleichſam das einzige oberſte Geſetz unbekannt, von welchen jene drei nur ein Ausfluß, eine bloße Folge ſeyn ſollten. Zwar hatte Kepler ſelbſt mehr als eine Muthmaßung darüber aufgeſtellt, aber auch nur Muthmaßungen, durch keine Rechnung unterſtützt und alles eigentlichen Beweiſes entbehrend. An geiſtiger Kraft fehlte es dem ſeltenen Manne nicht, dieſe von ihm geahnte Höhe zu erreichen; aber ſeine kläglichen Lebensverhältniſſe, die Mißgunſt des Glücks, ohne das nichts Großes gedeiht, und vielleicht ſelbſt die zu große Lebhaftigkeit ſeiner Imagination, die ihn nur zu oft32Allgemeine Schwere.auf Irrwegen und grundloſer Spekulation herumführte, hin - derten ihn, ſeinem Haupte die Krone aufzuſetzen, deren er ſo würdig war, und die er, nicht aus Mangel an eigenem Ver - dienſte, einem Andern überlaſſen mußte.

Dieſe beiden Männer gingen Newton in größerer Entfernung voraus. Es fehlte aber auch nicht an anderen, näheren Vorgän - gern, die der großen Entdeckung, durch die Jener ſich unſterblich machte, oft nahe genug kamen. Bouilloud, ein Arzt in Frank - reich, ſtellte in ſeiner Astronomica Philolaica, die im Jahre 1645 erſchien, bereits den Satz auf, daß die Kraft, mit welcher die Sonne auf die Planeten wirkt, ſich verkehrt wie das Quadrat der Entfernung dieſer Planeten von der Sonne verhalte. Dieß war im Grunde Newtons Baſis, aber da es nur als eine Hypotheſe vor - getragen, und durch keine Beweiſe unterſtützt war, ſo blieb es ohne weitere Folgen und wurde bald darauf wieder vergeſſen. Bo - relli’s Werk über die Satelliten Jupiters, das im Jahre 1666 erſchien, ſtellte ebenfalls die Anſicht auf, daß die Bewegungen der Planeten um die Sonne nach denſelben Geſetzen vor ſich[gehen] müſſen, nach welchen ſich dieſe Satelliten in ihren Bahnen um ihren Hauptplaneten bewegen, und nach welchen zugleich der Mond um unſere Erde geht. Eine eben ſo wichtige als richtige Bemerkung, die aber, aus derſelben Urſache, ohne Früchte zu tragen, wieder verloren ging.

Noch näher trat der Sache Robert Hooke, Newtons Zeitge - noſſe und Gegner, ein erfindungsreicher Kopf, der ſchon in dem - ſelben Jahre, 1666, der königl. Akademie in London eine Abhand - lung über die Abnahme der Schwere der Körper in verſchiedenen Höhen über der Erde vorgetragen hatte. Im May deſſelben Jahres las er in dieſer Akademie eine Abhandlung über die Bewegung der Planeten um die Sonne, in welcher er die Ent - ſtehung der krummen Bahnen der Planeten durch die Verbindung einer conſtanten Tangentialkraft dieſer Himmelskörper mit einer veränderlichen Centrifugglkraft der Sonne zu erklären ſuchte. In einer im Jahre 1674 von ihm herausgegebenen Schrift ſtellt er die Sätze auf, daß alle Himmelskörper eine gegen ihren Mittel - punkt gerichtete Anziehungskraft haben, wodurch ſie nicht nur auf ihre eigenen Elemente, ſondern auch auf alle anderen Körper33Allgemeine Schwere.außer ihnen wirken; daß die anziehenden Kräfte deſto ſtärker ſind, je näher die angezogenen Körper ſtehen u. ſ. w.

Allein alle dieſe und ähnliche Ideen, die einer genauen und fortgeſetzten Betrachtung würdig geweſen wären, wurden nur eben hingeworfen, ohne ſie weiter zu verfolgen. Dieſes Verfolgen des erſten flüchtigen Gedankens, dieſes Brüten über ihm iſt es aber, was ihn zur Reife bringen, was allein die Wiſſenſchaft wahrhaft fördern konnte. Wußte doch Newton ſelbſt die Anfrage ſeines Freundes Halley, auf welche Weiſe er zu ſeinen großen Entdeckun - gen gekommen ſey, nur mit den wenigen, aber inhaltſchweren Worten zu erwiedern: Indem ich unabläßig darüber nachdachte.

Endlich wurde auch Huygens, Newtons Zeitgenoſſe und Rival, oft auf demſelben Wege mit ihm gefunden. Huygens (geb. 1625, geſt. 1695) war ohne Zweifel einer der größten Geometer und der ſinnreichſten Köpfe ſeiner und ſelbſt aller Zeiten. Seine Theorie der[Evolution], die von ihm entdeckten merkwür - digen Eigenſchaften der Cycloide, ſeine Arbeiten über die Wahr - ſcheinlichkeitsrechnung, ſein erſtes Aufſtellen und Ausbilden der Theorie der Kreisbewegung und des Stoßes der Körper, ſeine Beſtimmung des Schwingungspunkts der Pendel, ſeine weſent - lichen Verbeſſerungen der Gewicht - und Feder-Uhren, ſeine optiſchen Entdeckungen über die Natur des Lichtes, über die Theorie der Fernröhre, über die doppelte Strahlenbrechung des isländiſchen Kryſtalls, ſelbſt ſeine praktiſchen Verbeſſerungen der optiſchen Inſtrumente, mit welchen er den erſten Satelliten Saturns und den Ring dieſes Planeten entdeckte alle dieſe und noch mehrere andere, große Verdienſte ſichern ihrem Urheber eine der ausge - zeichnetſten Stellen in der Geſchichte der wiſſenſchaftlichen Kultur, und es fehlte vielleicht nur ein Schritt, um ihm ſelbſt die erſte, ſelbſt die vor Newton, anzuweiſen. Denn volle fünfzehn Jahre ſchon vor der Bekanntmachung des Princips der allgemeinen Schwere durch Newton, hatte Huygens bereits die oben erwähnten Eigenſchaften der Centralbewegung der Körper in Kreiſen in drei - zehn Propoſitionen öffentlich vorgetragen, und wenn er den Ein - fall gehabt hätte, nur zwei dieſer Propoſitionen unter ſich zu verbinden, und ſie als ein Beiſpiel auf die Rotation der ErdeLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 334Allgemeine Schwere.um ihre Axe und auf die Bewegung des Mondes um die Erde anzuwenden, (was Newton eigentlich ſpäter that, und wo - durch er eben auf ſeine große Entdeckung geführt wurde), ſo würde Er der Schöpfer des neuen Syſtems geworden ſeyn. Aber er verſäumte es, dieſe Anwendung, dieſen letzten Schritt zu machen, und mußte daher die Palme des Ruhmes einem Andern, einem Glücklicheren überlaſſen.

§. 24. (Veranlaſſung zu dieſer Entdeckung Newtons.) Iſaak Newton wurde am 25. Dez. 1642 geboren. In ſeinem 18ten Jahre betrat er die Univerſität zu Cambridge, beinahe ohne alle jene vorbereitende Bildung, welche die Schüler dieſes berühmten Inſtituts bei ihrem Eintritte in daſſelbe mitzubringen pflegten. Vielleicht aber wirkte eben dieſer Mangel vortheilhaft auf ſeinen Geiſt. Er wurde von keinen Vorkenntniſſen unterſtützt, er hatte aber auch keine Vorurtheile zu beſiegen. Er hatte nichts gelernt, er durfte auch nichts verlernen, und ſein jugendlicher Geiſt konnte ungehindert ſeinen eigenthümlichen Gang gehen, den Weg des kleinſten Widerſtandes, ohne ſich von den Gebirgen von Hinder - niſſen irren zu laſſen, die ſich vor ihm aufthürmten, die er aber nicht kannte, und die er bald darauf ſo glorreich beſiegte.

Er wendete ſich, gleich im Anfange ſeiner Studien, zur Ma - thematik. Seine Abſicht dabei ſoll geweſen ſeyn, die Irrthümer der Aſtrologie, die zu jener Zeit noch viele Anhänger zählte, auf geometriſchem Wege zu widerlegen. Euclid’s Werke lernte er nur eben kennen, um ſie ſogleich wieder aus der Hand zu legen. Er fand ſie zu leicht, und betrachtete die meiſten der in ihnen enthaltenen Sätze nur als eben ſo viele Axiome, deren Wahr - heit ſich gleichſam von ſelbſt verſteht. Er wendete ſich daher ſogleich zu der viel ſchwereren Geometrie des Descartes, zu Wallis Arithmetik des Unendlichen und zu Keplers aſtronomiſchen Werken, welche er alle, die Feder in der Hand, las und ſich daraus Auszüge machte, die er bis an das Ende ſeines Lebens bewahrte. Man erkannte bald den Geiſt, der in ihm lebte, und im Jahre 1669, wurde er, an des berühmten Barrow’s Stelle, Profeſſor der Mathematik in Cambridge, eine Stelle, die er bis zu dem Jahre 1695 begleitete, wo er zum Vorſteher der königl. Münze in London mit einem jährlichen Gehalte von 15000 Pf. Sterling35Allgemeine Schwere.berufen ward, welches Amt er bis an ſein Ende beibehielt, das am 20. März 1727 im 85ſten Jahre ſeines Alters erfolgte.

Gegen das Jahr 1662 wendete ſich ſeine ganze Aufmerkſam - keit gegen die Optik, und insbeſondere gegen die Natur des Lichtes, über welche er auch bald darauf die glänzendſten Ent - deckungen machte. Als aber im Jahre 1666 eine peſtartige Krank - heit die Umgegend von Cambridge verheerte, zog er ſich auf einige Monate in ſeinen Geburtsort, Woolſthorpe zurück, ein Dorf in Lincolnſhire, nahe eine deutſche Meile ſüdlich von der Stadt Grantham.

Hier ſaß er eines Tages in ſeinem Garten, als er, wie man erzählt, durch den Fall eines Apfels von einem vor ihm ſtehenden Baume, auf die erſte Idee der allgemeinen Schwere geleitet wurde. Dieſer Baum war lange ein Gegenſtand der beſonderen Beachtung aller Verehrer Newtons. Erſt im Jahre 1826 wurde der morſche Stamm deſſelben von einem Sturme geſtürzt, und aus ſeinem Holze wurde ein Stuhl verfertigt, der den Freunden des hingeſchiedenen großen Mannes, wenn ſie ſeine Geburtsſtätte beſuchen, noch jetzt mit einer Art von Andacht gezeigt zu werden pflegt. Wenn übrigens dieſe Erzählung von dem Apfel, die erſt in den neueſten Zeiten wieder mehrere Vertheidiger gefunden hat, auch nicht ganz verbürgt ſeyn ſollte, ſo iſt ſie doch weder ſehr un - wahrſcheinlich, noch die einzige ihrer Art. Auch Galilei, auf den ſein Vaterland noch jetzt ſtolz iſt, auch er ſoll durch den Anblick einer ſchwingenden Lampe, die von dem Innern des Kir - chendoms zu Piſa herabhing, auf die Theorie des Pendels und dadurch auf die eigentliche Begründung der Mechanik geführt worden ſeyn, eine Wiſſenſchaft, deren Schöpfer er iſt, und von welcher die Alten nicht einmal eine Ahndung hatten.

§. 25. (Fragen, die ſich Newton darboten.) Warum fällt der Apfel, und überhaupt jeder Körper, wenn er nicht gehalten oder unterſtützt wird? Da er immer in einer ſenkrechten Richtung zur Erde hin fällt, ſo ſcheint in dieſer Erde etwas zu ſeyn, das ihn an ſich zieht. Dieſes Etwas, dieſe Kraft, wie wir es nennen wollen, auf welche Weiſe, nach welchem Geſetze wirkt ſie auf den fallenden Körper? Und wie weit erſtreckt ſie ſich von der Erde? 3 *36Allgemeine Schwere.Wenn ſie z. B. bis zu dem Monde reichen ſollte, welche Wirkung äußert ſie auf dieſen Himmelskörper? Er hängt doch offenbar mit der Erde zuſammen, ſo wie jener fallende Stein, da er, wenn er gleich nicht zur Erde fällt, ſich doch in einem Kreiſe um die Erde bewegt. Sollte vielleicht dieſe Bewegung eine Folge jener Kraft der Erde ſeyn, die den Stein zu ihr fallen macht? Und wenn dieß zugegeben werden ſollte, obſchon man eben die Ver - bindung zwiſchen dieſen beiden Erſcheinungen nicht ſieht, dürfte man dann nicht noch weiter gehen, und dieſelben Schlüſſe auch auf dieſe Erde ſelbſt, ja auf alle übrige Planeten unſeres Son - nenſyſtems anwenden? In der That, die Erde und dieſe Planeten alle bewegen ſich, wie ſchon Copernicus gezeigt hatte, in Kreiſen um die Sonne, ganz ſo, wie ſich der Mond in einem Kreiſe um die Erde bewegt. Wird nun der Mond zu ſeiner Be - wegung durch jene Kraft der Erde gezwungen, könnten nicht auch die Erde und alle Planeten zu ihrer Bewegung um die Sonne durch eine ähnliche, in der Sonne wohnenden Kraft gezwungen werden?

Große Fragen fürwahr, da offenbar von ihnen die ganze Kenntniß der Organiſation unſeres Planetenſyſtems abhängt. Und alles dieß wegen eines Apfels, der zufällig vor uns zur Erde fällt. Wie viele Millionen, ſeit die Erde ſteht, ſahen ſo gut wie Newton die Körper fallen, ohne dadurch auf ſolche Fragen ge - führt zu werden, ja ohne dabei auch nur überhaupt etwas zu denken.

Und doch es ſind nur Fragen, Meinungen, Hypotheſen, und nichts weiter. Es mag ja doch, in alten und neuen Zeiten, Menſchen gegeben haben, die bei ſolchen Gelegenheiten auf ſolche Fragen kamen. Aber nicht die Frage die Antwort iſt es, auf die in ſolchen Fällen alles ankömmt. Kepler, Hooke, Huygens waren, nach dem, was wir oben von ihnen gehört haben, Männer, die ſich in der That, wenn auch nicht eben dieſe, doch ihnen ſehr ähnliche Fragen vorgelegt haben müſſen. Aber haben ſie ſie auch beantwortet, auf die einzige Art, wie man ſolche Fragen beantworten ſoll, durch Rechnung, mit dem Griffel in der Hand? Es fiel ihnen nicht ein, oder ſie fanden kein Mittel dazu, dieſe Wahrheit, wenn es eine ſeyn ſollte, näher zu unter -37Allgemeine Schwere.ſuchen, und ſie auf dem allein untrüglichen Probirſtein der Rechentafel abzureiben. Deßhalb blieb die Sache, wie ſie war, eine Mei - nung, eine bloße Hypotheſe, die keine Folgen, keine Früchte hatte.

Die nähere Unterſuchung des Gegenſtandes forderte aber drei Dinge, die zuerſt bekannt ſeyn mußten: I. die Art, auf welche jene Kraft wirkt. II. Die Umlaufszeit des Mondes und III. die wahre Größe der Erde.

§. 26. (I. Wie die Attraction wirkt.) Das erſte, was Newton kennen mußte, war die Art, auf welche dieſe Kraft der Erde, wenn ſie überhaupt exiſtirt, auf nahe und ferne Gegenſtände wirken ſoll. An der Oberfläche der Erde fallen die Körper wie die Beobachtungen zeigen, in der erſten Sekunde durch 15 (genauer durch 15,098) Par. Fuß, und man kann anneh - men, daß dieſe Größe dieſelbe iſt, für alle Orte der Oberfläche der Erde, und ſelbſt für alle Höhen und Tiefen, zu welchen wir noch gelangen können. Dieſe Beſtändigkeit der Kraft der Erde würde einen ſchwächeren Kopf verleitet haben, die ganze Unter - ſuchung gleich anfangs wieder aufzugeben. Wenn dieſe Kraft noch in der Höhe einer deutſchen Meile über der Erde, und ſo hoch ſind beinahe die größten Berge, die wir kennen, noch immer dieſelbe, wie an der Oberfläche der Erde iſt, ſo ſcheint ſie über - haupt in allen Entfernungen dieſelbe zu bleiben. Allein Newton ließ ſich dadurch nicht irre machen, da er zu ſehr davon über - zeugt war, daß dieſe Kraft in größeren Entfernungen immer kleiner werden müſſe. Vielmehr beſtärkte ihn dieß in ſeiner Ver - muthung. Denn wenn die Kraft der Erde, ſelbſt in der Entfer - nung einer Meile noch immer dieſelbe zu ſeyn ſcheint, ſo muß ſie eine ſehr ſtarke Kraft ſeyn, ſo muß ſie, da ſie nun einmal nicht immer dieſelbe bleiben kann, nur ſehr langſam abnehmen, ſo muß ſie am Ende ſelbſt noch in der Gegend des Mondes groß genug ſeyn, um dort, um an dieſem Himmelskörper noch bemerk - bare Veränderungen hervorzubringen, und eben dieſe Verände - rungen waren es, die er ſuchte.

Man kann ſich aber dieſe Anziehungskraft der Erde nicht wohl anders vorſtellen, als durch einen Strahlen - oder Seilenbüſchel, deſſen einzelne Linien alle aus dem Mittelpunkte der Erde aus - laufen, wie etwa die Strahlen eines Lichtes, das in dem Mittel -38Allgemeine Schwere.punkte dieſer Erde ſeinen Sitz hat. Denkt man ſich eine hohle Kugelfläche, deren Halbmeſſer z. B. 100 Fuß beträgt, und deren Mittelpunkt mit jenem der Erde zuſammenfällt, ſo wird die innere Fläche dieſer Kugelſchaale von jenem Lichte mit einer gewiſſen Stärke beleuchtet werden. Wenn aber der Halbmeſſer dieſer Ku - gel noch einmal ſo groß, alſo gleich 200 Fuß wäre, ſo wird dieſe zweite hohle Kugelſchaale in ihrem Innern von demſelben Lichte offen - bar ſchwächer beleuchtet werden. Zwar fällt alles Licht, welches früher die kleinere Kugel beſchien, jetzt auch auf die größere; aber da die Oberfläche der zweiten viel größer iſt, als die der erſten, ſo werden die auf die zweite Kugel fallenden Strahlen, da ſie divergirend von dem Mittelpunkte ausgehen, auch viel weiter von einander entfernt ſeyn, d. h. mit andern Worten, die zweite Kugel wird von demſelben Lichte ſchwächer erleuchtet werden, als die erſte, und zwar genau um ſo viel ſchwächer, als die Oberfläche dieſer zweiten Kugel größer iſt, als die Oberfläche der erſten. Da ſich aber die Oberfläche der Kugeln bekanntlich wie die Quadrate ihrer Halbmeſſer verhalten, ſo wird die Fläche der zweiten Kugel, deren Halbmeſſer 2mal ſo groß iſt, als jener der erſten, auch 2mal 2 oder 4mal ſchwächer erleuchtet werden. Eben ſo wird für eine Kugel von einem 3mal ſo großen Halbmeſſer, als die erſte, die Beleuchtung 3mal 3 oder 9mal ſchwächer ſeyn, für einen 4mal ſo großen Halbmeſſer 16mal ſchwächer u. ſ. w., kurz, die Beleuchtung wird abnehmen, wie das Quadrat der Entfernung zunimmt, oder, was daſſelbe iſt, die Beleuchtung dieſer innern Kugelſchaale, in jedem einzelnen Punkte ihrer Ober - fläche, wird ſich wie verkehrt das Quadrat der Entfer - nung verhalten.

Daſſelbe wird alſo auch von der Anziehung der Erde auf alle Körper außer ihr gelten, wenn anders die vorhergehende Voraus - ſetzung richtig iſt, daß dieſe beiden Dinge, Licht und Attraction, ſich auf gleiche Weiſe von ihren Centralkörpern aus verbreiten. Die Folge wird uns lehren, ob man ſich dieſe Vorausſetzung er - lauben darf, d. h. ob die auf dieſe Weiſe erhaltenen Erſcheinungen der Attraction auch in der That mit den Beobachtungen über - einſtimmen. Von irgend einer Vorausſetzung über die Wirkungs - art dieſer Kraft muß man ausgehen, wenn man dieſe Wirkungen39Allgemeine Schwere.einer Rechnung unterwerfen will. Die oben angenommene iſt die natürlichſte und einfachſte, die man wählen kann. Der Erfolg wird zeigen, ob ſie auch die wahre iſt.

(Weitere Gründe für dieſe Annahme.) Newton nahm aber dieſe Vorausſetzung nicht auf Gerathewohl, und bloß auf die, übrigens durch nichts bewieſene, Analogie mit dem Lichte geſtützt, an. Er hatte noch einen anderen, beſſeren Grund, und dieſen verdankte er den Vorarbeiten Keplers und Huygens, deren Entdeckungen er nun zu ſeinem Zwecke benutzen konnte.

Kepler hatte nämlich im Jahre 1618 durch ſehr mühſame, und Jahre lang mit ſeltener Ausdauer fortgeführte Rechnungen gefunden, daß die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten um die Sonne ſich wie die Würfel der Halbmeſſer ihrer Bahnen verhalten (I. Kap. IX. 146). Huygens aber hatte unter den oben erwähnten 13 Propoſitionen auch den Satz aufgeſtellt, daß bei den in Kreiſen umlaufenden Körpern die Quadrate ihrer Umlaufszeiten ſich verhalten, wie die Halbmeſſer dieſer Kreiſe, dividirt durch den Druck, welchen dieſe Körper ſenkrecht auf die Peripherie ihrer Bahn ausüben. Dieſer Druck muß aber als die Kraft ange - ſehen werden, welche, indem ſie gegen den Mittelpunkt des Kreiſes gerichtet iſt, eben dieſe Kreisbewegung des Körpers erzeugt. Verbindet man daher dieſe beiden Sätze mit einander, ſo folgt, daß bei allen Kreisbewegungen der Druck der bewegten Körper, d. h. die im Mittelpunkte dieſer Kreiſe wohnende bewegende oder anziehende Kraft ſich verhalten muß, wie verkehrt das Quadrat dieſes Halbmeſſers, d. h. alſo, wie verkehrt das Quadrat der Entfernung des angezogenen Körpers von dem anziehenden Mittelpunkte, und dieß iſt eben der Satz, welchen wir oben für die Attraction der Körper überhaupt, aus der Analogie derſelben mit dem Lichte, abgeleitet haben. Newton kannte dieſe Propoſi - tion, und benutzte ſie auch in der That zu dieſem Zwecke, wie er dieß ſelbſt in einem ſeiner ſpätern Briefe an Halley geſtand. Die Entdeckung Keplers aber war zu jener Zeit, als Newton ſeine Unterſuchungen anſtellte, nicht nur ihm, ſondern der ganzen aſtro - nomiſchen Welt bekannt, und allgemein längſt als eine unbe - ſtreitbare Wahrheit angenommen worden.

40Allgemeine Schwere.

§. 27. (II. Umlaufszeit des Mondes um die Erde.) Wenn Newton durch unmittelbare Verſuche, oder auf Beobachtun - gen gegründete Rechnungen entſcheiden wollte, ob es in der That dieſelbe Kraft iſt, die den Stein auf die Erde fallen macht, und die den Mond um dieſelbe bewegt, ſo mußte er zweitens die Zeit, in welcher der Mond ſich um die Erde bewegt, oder er mußte die Revolution des Mondes mit großer Genauigkeit kennen. Wir haben aber bereits oben (I. §. 123) gezeigt, daß man, wenn man zwei in der Zeit ſehr von einander entfernte Beobachtungen des Mondes vergleicht, die wahre Größe dieſer Revolution mit aller nur wünſchenswerthen Schärfe beſtimmen kann, wie denn auch bereits die alten Griechen ſie ſo genau be - ſtimmt hatten, daß die neueren Aſtronomen nur wenig oder nichts mehr hinzufügen konnten. Dieſe Umlaufszeit des Mondes um die Erde, in Beziehung auf die Fixſterne oder die ſogenannte ſideriſche Revolution deſſelben (I. §. 100) beträgt 27,3216614 Tage. Da er in dieſer Zeit volle 360 Grade oder 1296000 Sekunden beſchreibt, ſo findet man leicht durch eine einfache Proportion, daß der Mond in ſeiner Bewegung um die Erde in jeder Zeit - ſekunde den kleinen Winkel von 0,5479 Sekunden zurücklegt. Allein man weiß, daß die halbe Peripherie eines jeden Kreiſes, deſſen Halbmeſſer für die Einheit angenommen wird, 3,1415926 Theile dieſes Halbmeſſers beträgt, daß alſo zu einem Winkel von 648000 Sekunden der Bogen 3,1415926 und daher auch zu einem Winkel von einer einzigen Sekunde der Bogen von 0,0000048481 Halb - meſſern gehört. Multiplicirt man daher die letzte Zahl durch 0,5479, ſo folgt, daß der Bogen der Mondsbahn, der von dieſen Himmelskörpern in jeder Sekunde beſchrieben wird, gleich dem 0,0000026563ſten Theil des Halbmeſſers der Mondsbahn iſt. Es iſt aber aus dem Kap. V. des I. Theiles bekannt, wie man die Entfernung des Mondes von der Erde durch die Beobachtung der Parallaxe dieſes Geſtirns findet. Dieſe Beobachtungen gaben die Entfernung des Mondes von dem Mittelpunkte der Erde, oder den Halbmeſſer der Mondsbahn gleich 60,16 Halbmeſſer der Erde. Multiplicirt man daher die beiden letzten Zahlen durch einander, ſo findet man, daß der Bogen, welchen der Mond in ſeiner41Allgemeine Schwere.Bahn während jeder einzelnen Sekunde zurücklegt, nur 0,0001598 Erdhalbmeſſer beträgt.

§. 28. (III. Beſtimmung des Halbmeſſers der Erde.) Allein dieſe letzte Beſtimmung der Entfernung des Mondes kann noch nicht zu unſerem Zwecke gebraucht werden. Unſere Abſicht iſt nämlich, den Fall der Körper auf die Erde mit der Bewe - gung des Mondes zu vergleichen, um zu ſehen, ob in der That beide aus derſelben Urſache entſpringen. Da aber dieſer Fall in Toiſen oder Fußen ausgedrückt iſt, ſo müſſen wir auch jenen Bogen der Mondsbahn in demſelben Maaße kennen, oder mit andern Worten, wir müſſen wiſſen, wie viel Toiſen der Halb - meſſer der Erde beträgt.

Wir haben oben (I. Kap. I. und II. ) das Vorzüglichſte von dem mitgetheilt, was wir über die Geſtalt und Größe der Erde wiſſen. Allein Newton kannte dieſe Beſtimmungen noch nicht, da die zu dieſem Zwecke angeſtellten Meſſungen der Erde erſt nach ihm unternommen wurden. Die erſte beſſere Gradmeſſung iſt die von Picard in Frankreich, der im Jahre 1669, alſo drei Jahre nach Newtons Aufenthalt in Woolſthorp, den Grad eines Me - ridians oder den Breitengrad der Erde gleich 342360 Fuß gefun - den hat, woraus folgt, daß der Halbmeſſer der Erde 19615780 Par. Fuß beträgt.

Zwar hatte ſchon früher, im Jahre 1615, Snellius in Hol - land durch ſeine mit vieler Umſicht angeſtellte Vermeſſung dieſen Grad gleich 330432 Fuß, alſo zu unſerem Zwecke genau genug, gefunden, aber Newton ſcheint von dieſer Beſtimmung eben ſo wenig, als von der ſeines Landsmanns Norwood, Nachricht er - halten zu haben, welcher letzte im Jahre 1634 den Breitengrad der Erde gleich 343800 Fuß, alſo noch genauer als ſelbſt Picard gefunden hatte. Auch mochte er diejenigen Werke, in welchen von dieſen damals noch neuen Meſſungen geſprochen wurde, in der Zurückgezogenheit ſeines ländlichen Aufenthaltes nicht bei der Hand gehabt, und, einer damals allgemein angenommenen Vorausſetzung gemäß, den Erdgrad in runder Zahl zu 60 eng - liſchen Meilen angenommen haben. Da die engliſche Meile 4954,19 Par. Fuß enthält, ſo betrug alſo, ſeiner Annahme ge -42Allgemeine Schwere.mäß, der Erdgrad nur 297251, und der daraus folgende Halb - meſſer der Erde nur 17031230 Fuß. Man ſieht, daß dieſe beiden Zahlen beträchtlich, nahe um ihr Siebentheil, kleiner ſind, als die oben von Picards Meſſungen angeführten Reſultate. Mul - tiplicirt man die letzte Zahl mit der oben angegebenen 0,0001598, ſo findet man 2721,59 Pariſer Fuß für den Bogen, welchen der Mond in ſeiner Bahn während jeder Zeitſekunde zurück - legt. So hatte nämlich Newton dieſen Bogen gefunden. Allein wenn er, ſtatt ſeiner fehlerhaften Vorausſetzung über die Größe der Erde, denjenigen Halbmeſſer derſelben, nämlich 19615780 Fuß, gebraucht hätte, den Picard aus ſeinen Meſſungen abgeleitet hat, ſo würde er für dieſen Bogen die Größe von 3134,6 Fuß gefunden haben, welche Zahl wieder nahe um ihren Siebentheil größer iſt, als die vorhergehende.

§. 29. (Anziehung der Erde in größeren Entfernungen von ihrem Mittelpunkte.) Auf der Oberfläche der Erde fällt, wie wir geſehen haben, jeder Körper in der erſten Sekunde durch 15 Fuß. Wie tief wird er in einer Entfernung von zehn, hundert, tauſend Meilen von der Oberfläche der Erde, in derſelben Zeit von einer Sekunde fallen?

Die Antwort auf dieſe Frage iſt leicht, wenn man das in I. betrachtete Geſetz der Abnahme der Anziehungskraft der Erde als richtig vorausſetzt. Dieſer ſenkrechte Fall des Körpers zur Erde iſt nämlich die reine Wirkung jener Kraft, und kann ſelbſt für das eigentliche Maaß dieſer Kraft genommen werden. Der Fall wird daher für jede in Halbmeſſern der Erde gegebene Ent - fernung gleich ſeyn der Zahl 15, dividirt durch das Quadrat dieſer Entfernung. Der höchſte Berg, den wir kennen, iſt ein Pic des Himalaja in Tibet, deſſen Höhe 24100 Fuß beträgt. Seine Höhe iſt alſo noch nicht der achthundertſte Theil des Erd - halbmeſſers nach Picard, oder der Gipfel dieſes Berges iſt 1,0012 Erdhalbmeſſer von dem Mittelpunkte der Erde entfernt. Dividirt man die Einheit durch das Quadrat dieſer Zahl, ſo erhält man 0,998, und dieß durch 15 multiplicirt gibt 14,970. Die Körper fallen demnach auf der Spitze dieſes Berges in der erſten Sekunde nur durch 14,97 Fuß oder beinahe um 4 3 / 10 Linien weniger tief, als am Niveau des Meeres, oder endlich, wenn die Kraft der43Allgemeine Schwere.Erde an ihrer Oberfläche zur Einheit genommen wird, ſo iſt ſie auf dem Gipfel jenes Berges nur mehr 0,998, alſo um ihren zweitauſendſten Theil kleiner, als zuvor. Eine ſo geringe Ver - ſchiedenheit konnte allerdings durch unſere Beobachtungen nicht mehr entdeckt werden, daher man auch, zu Newtons Zeiten, die Schwere an allen Orten der Erde gleich groß vorausſetzte.

Wenn aber der Körper um den ganzen Halbmeſſer der Erde über die Oberfläche derſelben gebracht werden könnte, ſo würde er in dieſer Entfernung, die die doppelte von jener an der Ober - fläche iſt, in einer Sekunde nur mehr durch den vierten Theil von 15 oder nur durch 3,75 Fuß fallen. In einer dreimal ſo großen Entfernung, oder in der Diſtanz von drei Erdhalbmeſſern von dem Mittelpunkte der Erde, wird er durch den 9ten Theil jener Größe, oder nur durch 1,67 Fuß, in einer zehnmal größeren Entfernung nur durch den 100ſten Theil, oder durch 0,15 Fuß fallen u. ſ. w.

Wenn alſo endlich derſelbe Körper bis in den Ort, wo der Mond iſt, d. h. wenn er in die Entfernung von 60,16 Erdhalb - meſſern von dem Mittelpunkte der Erde gebracht würde, ſo würde er daſelbſt in der erſten Sekunde durch 15, dividirt durch das Quadrat von 60,16, das heißt, er würde in der Gegend des Mondes nur mehr durch 0,00414 Fuß fallen, oder er würde in der erſten Sekunde ſich nahe 6 / 10 einer Linie der Erde nähern.

Dieß Reſultat iſt, als Ergebniß der Rechnung, völlig gewiß, wenn anders die obige Vorausſetzung, auf welche dieſe Rechnung gegründet iſt, richtig iſt, daß nämlich die Attractionskraft der Erde ſich verkehrt, wie das Quadrat der Entfernung verhält. Allein iſt dieſe Vorausſetzung auch in der That richtig? Dieß eben ſoll hier entſchieden werden, und zwar durch unmittelbare Beobachtungen, durch Beobachtungen an dem Monde entſchieden werden. Wenn uns dieſe Beobachtungen zeigen könnten, daß der Mond in der That in jeder Sekunde durch 0,00414 Fuß zur Erde fällt, ſo iſt unſere Vorausſetzung richtig, und das Geſetz der Anziehung der Erde, das Geſetz der Schwere iſt durch Experi - mente nachgewieſen, und muß ſonach als wahr anerkannt werden.

Allein wie ſollen uns die Mondsbeobachtungen zeigen, daß dieſer Himmelskörper in der That in jeder Sekunde ſo viel zur44Allgemeine Schwere.Erde fällt? Wir ſehen ihn nicht fallen, und wenn er auch in der That fallen ſollte, ſo haben wir kein Mittel, die Größe dieſes Falls zu meſſen. Alles, was wir von ſeiner Bewegung wiſſen, iſt, daß der Bogen, den er in jeder Sekunde um die Erde be - ſchreibt, 2721,59 oder auch 3134,6 Fuß beträgt, je nachdem wir den Halbmeſſer der Erde nach Newton oder nach Picard anneh - men. Was ſoll aber aus dieſem Bogen für den Fall des Mondes zur Erde folgen?

§. 30. (Wirkung dieſer Attraction der Erde auf ruhende und auf bewegte Körper.) Um die letzte Frage zu beantworten, müſſen wir in unſerer Unterſuchung wieder einige Schritte zurückgehen.

Wenn der Mond durch irgend eine mächtige Hand feſtge - halten, und dann plötzlich ausgelaſſen würde, ſo müßte er ohne Zweifel in einer geraden Linie zur Erde fallen, und ſich ihr, wie wir geſehen haben, in der erſten Sekunde um 0,00414 Fuß nähern, ganz aus demſelben Grunde, wegen welchem der Stein auf der Oberfläche der Erde in derſelben Zeit durch 15 Fuß fällt, wenn die Hand, die ihn hält, ſich wendet, und dadurch den Stein ſei - ner bisherigen Unterſtützung beraubt. Allein jene unſichtbare Hand, die vielleicht auch vor Zeiten den Mond feſtgehalten hat, kann ſich nicht bloß gewendet haben, als ſie den Mond ſich ſelbſt oder vielmehr der Wirkung der Erde überließ, ſondern ſie muß ihn, als ſie ihn ſeinem ferneren Schickſale überlaſſen wollte, mehr als nur ausgelaſſen, ſie muß ihn aus der Hand geworfen haben, und die Richtung dieſes Wurfes muß, nicht auf die Erde zu, ſondern ſeitwärts gegangen ſeyn, weil ſonſt der Mond wieder in einer geraden Linie zur Erde herabgefallen wäre, was er doch nicht gethan hat, da er vielmehr, wie wir ſehen, einen Kreis um die Erde beſchreibt.

Die Exiſtenz dieſer Bahn, die uns vor Augen liegt, führt uns daher auf zwei Vorausſetzungen, ohne welche jene Bahn ſich nicht als möglich denken läßt. Der Mond muß nämlich von zwei verſchiedenen Kräften in Bewegung geſetzt werden, von einer erſten urſprünglichen, von einer Wurfkraft, und von der im Mittelpunkte ſeiner Bahn ruhenden Centralkraft oder von der Anziehungskraft der Erde. Jene iſt eine nur im erſten Augen - blicke wirkende Kraft, gleich der eines Stoßes, dieſe aber eine45Allgemeine Schwere.immerwährend thätige, und noch jetzt in jedem Augenblicke wir - kende Kraft. Jene konnte alle möglichen Richtungen haben, nur nicht die gerade zur Erde hin, weil ſonſt der Mond auf die Erde gefallen wäre; dieſe aber hatte, und hat noch ihre Richtung gegen den Mittelpunkt der Erde. Jene allein würde den Mond in irgend einer geraden Linie im Weltraume fortgeführt, und dieſe allein würde ihn, ebenfalls in einer geraden, aber zur Erde ge - richteten Linie auf dieſe Erde geworfen haben, und beide zuſam - men endlich leiten ihn in der krummen Linie, in dem Kreiſe hin, den er eben, wie wir ſehen, um die Erde beſchreibt.

Die Kraft der Erde alſo erſcheint in ihrer Wirkung bei der Bewegung des Mondes nicht mehr rein, ſondern mit der Wir - kung jener Wurfkraft, jenes Stoßes vermiſcht, welchen der Mond im Anfange ſeiner Bewegung erhalten haben muß, damit er dieſe Bahn, die wir an ihm beobachten, in der That beſchreiben kann, und es wird daher, ehe wir an die eigentliche Auflöſung unſeres Problems gehen, nothwendig ſeyn, dieſe Miſchung wieder aufzu - heben, und aus der ſo zuſammengeſetzten Bewegung des Mondes denjenigen Theil herauszuſuchen, der, ſo wie jener Fall des Stei - nes, bloß der Anziehung der Erde angehört.

Zu dieſem Zwecke werden wir alſo die Wirkung dieſer An - ziehung der Erde, welche ſie auf ſchon bewegte Körper äußert, unterſuchen müſſen. Glücklicher Weiſe können wir dieſe Unter - ſuchung auf der Oberfläche der Erde alle Tage, und ohne viel Mühe anſtellen. Wir ſehen den Stein, und überhaupt jeden Körper, wenn er aus der ruhenden Hand gelaſſen wird, ſenk - recht zur Erde fallen. Allein wenn er von derſelben Hand ge - worfen wird, ſo ſehen wir ihn nicht mehr in gerader Linie ſenkrecht fallen, ſondern, gleich dem Monde, eine krumme Linie beſchreiben, offenbar aus demſelben Grunde, weil hier zwei Kräfte auf ihn wirken, die augenblickliche Kraft des Wurfs oder der erſte Stoß der Hand, und die immer thätige Anziehungs - kraft der Erde. Wir bemerken ferner, daß die krumme Linie, die er auf dieſe Weiſe beſchreibt, deſto länger iſt, je größer jene erſte Kraft iſt, mit welcher ihn die Hand geworfen hat. Die Kugeln unſerer Feuergewehre geben uns davon eben ſo bekannte, als auf - fallende Beiſpiele. Dieſe Maſchinen treiben die von ihnen gewor -46Allgemeine Schwere.fenen Körper oft ſehr weit über die Erde hin, und unſere Kano - nenkugeln beſchreiben, ehe ſie wieder zur Erde fallen, einen deſto längeren Bogen über derſelben, je ſtärker die Ladung iſt, mit welcher ſie abgeſchoſſen wurden. Und was hindert uns, an - zunehmen, daß eine noch viel ſtärkere Ladung ſie noch viel weiter, ſie endlich ganz um die Erde herum treiben würde, ſo wie auch vielleicht der Mond von einer ſolchen erſten hinlänglich ſtarken Kraft um die Erde getrieben wird.

Dieſe beiden Dinge ſind offenbar ſo ähnlich, und einander in einem ſo hohen Grade analog, daß wir nur das eine derſel - ben, den Stein oder die Kugel, deren Spiel in unſerer Nähe vorgeht, näher betrachten dürfen, um das, was wir an ihm ge - funden haben, auch ſogleich auf das zweite, auf den Mond zu übertragen.

§. 31. (Fall der auf der Oberfläche der Erde geworfenen Körper.) Denken wir uns demnach vor einer horizontal aufge - ſtellten Kanone eine vertikale Wand in einer ſolchen Entfernung von der Mündung des Geſchützes, daß die Kugel, wenn ſie dieſe Mündung verläßt, jener Wand genau in der Zeit von einer Se - kunde begegne. Bemerken wir überdieß zuerſt denjenigen Punkt der Wand, der mit dem Mittelpunkte der Mündung in derſelben Höhe liegt, oder den Punkt, welchen die Kugel treffen würde, wenn ſie ſich genau in horizontaler Richtung bewegen, wenn ſie, während ihres Laufes, von der Erde nicht angezogen werden möchte. Bemerken wir dann aber auch, nach dem Schuſſe, den - jenigen Punkt der Wand, wo ſie von der Kugel in der That ge - troffen worden iſt. Wo wird dieſer zweite Punkt liegen? Genau 15 Fuß unter dem erſten, wie ſich jeder ſelbſt überzeugen kann, der das Experiment anſtellen will. Alſo genau eben ſo viel, als ſie, in dieſer erſten Sekunde, frei gefallen wäre, wenn man ſie, ſtatt ſie aus der Kanone zu ſchießen, bloß aus der um - gewendeten Hand hätte fallen laſſen.

Was ſollen wir aus dieſer merkwürdigen Uebereinſtimmung ſchließen? Offenbar, daß, wenn zwei Kräfte auf einen Körper wirken, jede derſelben die gleiche Veränderung in ihm hervorbringt, die ſie hervorgebracht haben würde, wenn ſie allein auf ihn ge - wirkt hätte, und wenn die andere gar nicht da geweſen wäre. 47Allgemeine Schwere.Vermöge des Wurfes der Hand geht der Stein in der Richtung dieſes Wurfs in einer geraden Linie, in derſelben geraden Linie fort, die er beſchreiben würde, wenn die Erde keine anziehende Kraft hätte. Und vermöge dieſer letzten Kraft fällt er ganz eben ſo in ſenkrechter Richtung zur Erde, als er gefallen ſeyn würde, wenn jener Wurf der Hand nicht ſtatt gehabt hätte, ſondern wenn der Stein nur aus der ruhenden Hand gefallen wäre. Beide Kräfte zuſammen aber bewirken die krummlinige Bahn dieſes Steines, deren jedes noch ſo kleine Theilchen, jedes Element, aus dem Elemente dieſer geraden Wurflinie und aus dem Elemente jener ſenkrechten Falllinie zuſammengeſetzt iſt.

Daſſelbe wird alſo auch von dem Monde gelten, und unmit - telbar auf ihn angewendet werden können. Die gerade Linie, in welcher er ſich, vermöge ſeiner urſprünglichen Wurfkraft zu be - wegen ſucht, wird die auf den Halbmeſſer ſeines Kreiſes ſenk - rechte Tangente ſeyn, in welcher er jeden Augenblick von der Erde fortgehen will, und auch in der That fortgehen würde, wenn die Anziehung der Erde ihn nicht zurückhielte. Und dieſe Anziehung der Erde wird wieder die kleine gerade Linie ſeyn, um welche er, indem er die Richtung jener Tangente verläßt, in jeder Sekunde der Erde näher rückt, oder eigentlich zu ihr hinfällt.

Welches iſt aber dieſe letzte gerade Linie, um welche ſich der Mond in jeder Sekunde der Erde nähert?

§. 32. (Anwendung des Vorhergehenden auf den Mond.) Sey C Fig. I der Mittelpunkt der Erde, und zugleich jener der Mondsbahn AMD. Indem der Mittelpunkt A des Mondes dieſen Punkt A ſeiner Bahn verläßt, um ſeinen Weg fortzuſetzen, wird er, wenn keine andere Kraft auf ihn wirkte, nicht anders, als in der Richtung, die er bei ſeiner Ankunft in A hatte, d. h. er wird in der geradlinigen Tangente AB ſeiner Bahn, die auf ſeiner Entfernung CA ſenkrecht ſteht, fortgehen. Allein da er zugleich von der Erde angezogen wird, ſo kann er, am Ende der erſten Sekunde, nicht in dem Punkte B dieſer Tangente, ſondern er muß in irgend einem der Erde C nähern Punkte, nämlich in dem Punkte M ſeiner kreisförmigen Bahn ſeyn, ganz eben ſo, wie vorhin die Kugel der ihr gegenüber ſtehenden Wand nicht in dem horizontalen Viſirpunkte, ſondern in einem anderen, tieferen48Allgemeine Schwere.Punkte begegnete. Auf dieſelbe Weiſe begegnet alſo auch jetzt der Mond dem ihm gegenüberſtehenden Halbmeſſer CB oder dieſer ſeiner Wand nicht in dem Viſirpunkte B, ſondern in dem der Erde nähern Punkte M, und die Diſtanz dieſer beiden Punkte, das heißt die kleine Linie BM iſt es, um welche der Mond in der erſten Sekunde, ſeit er von A ausging, zur Erde fiel, und um welche er auch in der That ſchon von dem Punkte A aus gefallen ſeyn würde, wenn bloß die Anziehung der Erde, ohne jene Wurfkraft, auf ihn gewirkt hätte.

Dieſe kleine Linie BM alſo, die den eigentlichen Fall des Mondes zur Erde während jeder Sekunde ausdrückt, dieſe iſt es, deren Größe wir nun beſtimmen ſollen, um zu ſehen, ob ſie mit derjenigen übereinſtimmt, die wir oben aus unſerer Vorausſetzung abgeleitet haben, wo wir fanden, daß der Mond in jeder Sekunde um 0,00414 Fuß zur Erde fallen ſoll.

Allein wie ſoll man dieſe Größe BM finden? Wir kennen von der Mondsbahn bloß die Größe des Halbmeſſers CA oder CD und die Größe des Bogens AM ſeiner Bahn, den der Mond in jeder Sekunde zurücklegt.

§. 33. (Berechnung des Falls des Mondes gegen die Erde.) Die erſten und einfachſten Elemente der Geometrie reichen ſchon hin, zu zeigen, daß dieſe Größe BM gleich iſt dem Quadrate des Bogens AM dividirt durch den Durchmeſſer AD des von dem Monde beſchriebenen Kreiſes, d. h. durch die doppelte Entfernung des Mondes von dem Mittelpunkte der Erde.

Nehmen wir nun nach Picards Meſſung den Halbmeſſer der Erdbahn gleich 19615780 Fuß an, ſo iſt, wie wir oben geſehen haben, der Bogen AM gleich 3134,6 Fuß, und da die Entfernung des Mondes von der Erde 60,16 Erdhalbmeſſer beträgt, ſo iſt die geſuchte Linie BM, um welche der Mond in einer Sekunde zur Erde fällt, gleich dem Quadrate von 3134,6, dividirt durch das Produkt von 60,16 in 39231560, das heißt, gleich 0,00416 Fuß, alſo bis auf eine hier ganz unmerkliche Differenz genau ſo groß, als wir ſo eben aus der doppelten Vorausſetzung ge - funden haben, daß die Kraft der Erde ſich wie verkehrt das Quadrat der Entfernung verhalte, und daß dieſe Kraft, welche49Allgemeine Schwere.die Körper auf der Oberfläche der Erde fallen macht, dieſelbe iſt, welche auch der Mond um ſie bewegt.

Dieſe Uebereinſtimmung iſt alſo der ſchönſte Beweis für die Richtigkeit der Vorausſetzung, welche auf dieſe Weiſe durch eine unmittelbare Beobachtung der Natur, durch die Beſtimmung der Größe der Erde, und der Umlaufszeit des Mondes, beſtätiget war, und an deren Wahrheit man daher nicht weiter zweifeln konnte. Aber einmal dahin gekommen, war es nun leicht, durch Induction oder nach der Analogie den gefundenen Satz auch auf die übrigen Körper des Himmels auszudehnen und anzunehmen, daß auch die Planeten in ihren Bewegungen um die Sonne durch eine ähnliche, dieſer Sonne inwohnende Kraft, die ſich verkehrt wie das Quadrat der Entfernung verhält, bewegt werden, wie der Mond durch eine ſolche Kraft der Erde um ſie geführt wird. In der That boten ſich auch bald, wie wir weiter unten ſehen werden, Beobachtungen in Menge dar, welche dieſe Erweiterung der durch den Mond gemachten Entdeckung auf die ſchönſte und genügendſte Weiſe beſtätigten.

§. 34. (Newtons Fehler in der Berechnung dieſer Kraft.) Wir haben in dem Vorhergehenden, um den Zuſammenhang nicht zu ſtören, ſogleich den nahe wahren Werth des Erdhalbmeſſers, wie er aus Picards Meſſungen hervorgeht, angenommen, und ſo durch eine ſehr einfache Rechnung die Beſtätigung unſerer frühe - ren Vermuthung gefunden. Wir haben nämlich, um das Ganze noch einmal mit andern Worten darzuſtellen, gefunden, daß man auf zwei ganz verſchiedenen Wegen immer denſelben Werth für den Fall des Mondes gegen die Erde erhält, man mag ihn aus dem beobachteten Falle der Körper an der Oberfläche der Erde, oder aus der beobachteten Umlaufszeit des Mondes um die Erde ableiten, und eben die Uebereinſtimmung der beiden durch ſo verſchiedene Mittel erhaltenen Reſultate, verbürgt uns die Richtigkeit der Annahme, auf welche dieſe Rechnung ge - gründet iſt.

Allein Newton hatte größere Schwierigkeiten, ſich von der Wahrheit ſeiner Vorausſetzung zu überzeugen. Man ſieht aus allem Vorhergehenden, daß die Rechnungen, welche geführt werdenLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 450Allgemeine Schwere.mußten, um die Richtigkeit der ihnen zu Grunde gelegten Hypo - theſen zu beſtätigen, die genaue Kenntniß der Größe des Erd - halbmeſſers vorausſetzten, und eben dieſe war es, die ihm fehlte. Er nahm, wie wir oben geſagt haben, den Halbmeſſer der Erde gleich 17031230 Fuß, alſo viel zu klein an, daher er auch den Bogen AM gleich 2721,59, alſo ebenfalls zu klein gefunden hatte. Nach dieſen Annahmen wird alſo der Fall des Mondes während einer Sekunde gleich dem Quadrate von 2721,59, dividirt durch das Produkt von 60,16 in 34062460, das heißt, gleich 0,00361 Fuß ſeyn. Es ſollte aber, wenn die Vorausſetzung richtig iſt, gleich 0,00414, alſo nahe ein Siebentheil größer ſeyn. Dieſe Differenz war aber zu beträchtlich, als daß ſie zugelaſſen werden konnte.

Man ſieht dieß in der That beſſer, wenn man aus dieſer, von Newton gefundenen Größe von BM = 0,00361 wieder auf den Fall der Körper über der Oberfläche der Erde rückwärts ſchließt. Da nämlich die Entfernung des Mondes von der Erde 60,16 Halbmeſſer der Erde beträgt, ſo müßte, wenn Newtons Beſtimmung der Größe BM auch nur beinahe richtig geweſen wäre, der Fall der Körper auf der Oberfläche der Erde während einer Sekunde gleich dem Quadrate von 60,16 multiplicirt in dieſe Zahl 0,00361, das heißt, er müßte nahe gleich 13,065 Fuß ſeyn. Allein unſeren Beobachtungen zu Folge, beträgt dieſer Fall 15 Fuß, und dieſe Beſtimmung iſt, wie Newton ſehr wohl wußte, ſo genau, daß ſie kaum ein Zehntheil eines Fußes, nicht aber bei - nahe volle zwei Fuß von der Wahrheit abweichen konnte.

§. 35. (Folgen, die er aus dieſer Differenz ableitete.) Newton hätte vielleicht aus dieſer Nichtübereinſtimmung ſeiner Rechnung mit den Beobachtungen den Schluß ziehen können, daß irgend eines der ſeinen Rechnungen zu Grunde gelegten Elemente, der Halbmeſſer der Erde oder die Umlaufszeit oder die Entfernung des Monds in Erdhalbmeſſern ausgedrückt, nicht ganz richtig ſeyn, und daher noch einer Verbeſſerung bedürfen könne. Allein unglücklicher Weiſe vertraute er dieſen von andern geborgten Re - ſultaten zu ſehr, und ſetzte dafür das Mißtrauen, welches ſie ver - dient hätten, bloß auf ſeine Schlüſſe oder vielmehr auf die Hy - potheſe, die er ſeinen Schlüſſen zu Grunde legte, und von der er ſich, wie er nun einzuſehen glaubte, zu viel verſprochen hatte. 51Allgemeine Schwere.Es iſt alſo wohl ganz unrichtig, ſagte er zu ſich ſelbſt, was ich anfangs für ſo wohl begründet hielt; es iſt unrichtig, daß die - ſelbe Kraft, die den Stein zur Erde fallen macht, auch den Mond um ſie bewegt, oder es iſt doch, wenn es auch ſo wäre, unrichtig, daß dieſe Kraft ſich wie verkehrt das Quadrat der Entfernung verhält. Dieß brachte ihn auf die Idee, daß bei dieſen Erſchei - nungen der Natur wohl noch ganz andere Kräfte mit im Spiele ſeyn könnten, und er ließ ſich ſogar, wie er ſpäter ſeinen Freunden ſelbſt geſtand, zu der Meinung verleiten, daß die Wirbeltheorie ſeines Vorgängers Descartes, die er doch früher ſelbſt als ganz unſtatthaft verworfen hatte, und die doch ſo gar nichts an ſich hatte, was einen Mann von ſeinem Geiſte länger feſthalten konnte, doch nicht ſo ganz verworfen werden ſollte. Da aber dieſe wun - derlichen Wirbel der Art waren, daß ſie ſich keiner eigentlichen Berechnung, die doch hier allein entſcheiden konnte, unterwerfen ließen, ſo brach Newton alle weitere Unterſuchungen über dieſen Gegenſtand gänzlich ab, und erklärte ſeine frühere Idee für einen von den vielen mißlungenen Verſuchen, die das Forſchen nach Wahrheit auch bei Männern ſeiner Art ſo oft zu hindern und aufzuhalten pflegen, ſo daß er dieſe ſeine Beſchäftigung mit un - nützen Spekulationen, denn als ſolche erſchienen ſie ihm, mehrere Jahre durch ſelbſt vor ſeinen näheren Freunden verheimlichte.

§. 36. (Weitere Verſuche Newtons, ſeine Abſichten zu er - reichen.) Wäre die Sache in dieſem Zuſtande geblieben, ſo würde vielleicht bis heute noch unſere ganze Aſtronomie auf der Stufe, auf welche ſie Kepler erhoben hatte, das heißt im Grunde doch nur auf der Stufe ihrer Kindheit, ſtehen geblieben ſeyn.

In der That war wenig Hoffnung zu einer Verbeſſerung dieſes Zuſtandes der Wiſſenſchaft, denn als Newton, am Ende der Krankheit, welche die Umgegenden Cambridg’s verheerte, nach dieſer Stadt zurück kehrte, überließ er ſich ganz wieder ſeinen optiſchen Unterſuchungen, die ihn ſchon früher zu ſo ſchönen Entdeckungen geführt hatten. Volle zwölf Jahre kam er nicht mehr auf jenen Gegenſtand zurück, den er, wie es ſchien, für immer aufgegeben hatte. Im Jahre 1678 erhielt er von der Londoner Academie den Auftrag, ſeine Anſicht über ein Werk der4 *52Allgemeine Schwere.phyſiſchen Aſtronomie mitzutheilen, das damals einiges Aufſehen gemacht hatte, und das jetzt ganz vergeſſen iſt. Er kam dieſem Wunſche in einem Briefe an Hooke, Secretär dieſer Societät, nach, in welchem er auch gelegentlich von einer ihm erſt kürzlich beigefallenen Idee ſprach, die Rotation der Erde durch unmit - telbare Beobachtungen zu beweiſen. Zu dieſem Zwecke ſchlug er das nun allgemein bekannte Experiment mit von hohen Thürmen fallenden Körpern vor (Vergl. I. §. 20) und behauptete, daß dieſe Körper, wegen der Rotation der Erde, öſtlich von dem Thurme zu Boden fallen müſſen, weil ſie vor ihrem Falle die Geſchwindigkeit der Spitze des Thurms haben, die größer iſt, als die des Fußpunktes deſſelben. Die Academie ſetzte einen großen Werth auf dieſen Vorſchlag, und trug Hooke, der als ein genauer Beobachter bekannt war, die Ausführung deſſelben auf. Als dieſer anfing, ſich mit dem Gegenſtande zu beſchäftigen, bemerkte er, daß der Körper nicht bloß öſtlich, ſondern auch, in der nörd - lichen Hemiſphäre, etwas ſüdlich von dem Fuße des Thurmes zur Erde kommen müſſe. In der That hat man auch in den ſpäteren Zeiten durch genauere Rechnungen dieſes Reſultat voll - kommen beſtätiget gefunden. Das höchſte Gebäude, welches bis - her durch Menſchenhände errichtet worden iſt, die große Pyramide zu Cairo, von 450 Fuß Höhe, würde nach Laplace’s und Gauß theoretiſchen Unterſuchungen dieſes Gegenſtandes, die öſtliche Aus - weichung der von ihrer Spitze fallenden Körper 12,36 Linien, und die ſüdliche 0,002 Linien geben. Obſchon die letzte ſo gering iſt, daß ſie durch Beobachtungen nicht mehr beſtimmt werden kann, ſo iſt ſie demungeachtet nicht weniger, als jene, in der Theorie begründet, und Newton erkannte auch ſofort die Richtig - keit der Bemerkung. In ſeiner Antwort an Hooke ſetzte er hinzu, daß er dieſe Sache ſeitdem noch näher unterſucht, und gefunden habe, daß der Weg des fallenden Körpers bei der rotirenden Erde eine Art von Spirale ſeyn müſſe.

Allein auch dieſe Bemerkung wollte Hooke nicht gelten laſſen. Er ſchrieb nämlich nach einiger Zeit an Newton zurück, daß nach ſeinen über dieſen Gegenſtand angeſtellten Unterſuchungen die krumme Linie, in welcher der Körper bei einer rotirenden Erde fällt, eine Ellipſe ſey, wenn anders die Kraft der Erde ſich wie53Allgemeine Schwere.verkehrt das Quadrat der Entfernung verhalte, und die Bewegung des Körpers im freien Raume vor ſich gehe.

Man findet nicht, daß Newton auf dieſe zweite Verbeſſerung Hooke’s geantwortet habe. Aber er erkannte ohne Zweifel die Rich - tigkeit derſelben. Sie gab ihm ſogar, wie er ſelbſt in einem ſpätern Briefe an Halley, vom 27. Julius 1686 geſteht, Veran - laſſung, der Sache weiter nachzuforſchen, und dadurch ein ſehr wichtiges Theorem zu entdecken, welches eigentlich nur eine Er - weiterung des von Hooke gefundenen Satzes war. Er fand nämlich, daß, wenn ein durch eine Centralkraft getriebener Körper in einer Ellipſe einhergeht, und wenn dieſe Kraft in einem der Brennpunkte der Ellipſe ihren Sitz hat, daß dann dieſe Kraft ſich verkehrt wie das Quadrat der Entfernung des Körpers von dieſem Brennpunkte ver - hält. Da nun ſchon lange vorher durch Kepler ausgemacht war, daß die Planeten Ellipſen beſchreiben, in deren einem Brennpunkte die Sonne ruht, ſo war auch dadurch das Geſetz der Attraction der Sonne gefunden. Allein dieſe Entdeckung gehört einer ſpä - teren Epoche an, wenigſtens machte ſie Newton erſt fünf Jahre nachher, im Jahre 1683, der königl. Academie in London, und erſt 1687 öffentlich bekannt. Als er jenen Brief Hooke’s erhielt, wagte er es noch nicht, dieſe vielleicht nur geahnte, aber nicht bewieſene Entdeckung als das eigentliche Geſetz der Natur anzu - erkennen. Das Mißlingen ſeines erſten Verſuchs, den er vor dreizehn Jahren angeſtellt hatte, um die Bewegung des Mondes mit jener der fallenden Körper in Uebereinſtimmung zu bringen, machte ihn ſchüchtern, und verbreitete Zweifel und Ungewißheit über alle ſeine Spekulationen dieſer Art, ſo wie es ihn auch ab - hielt, die Reſultate ſeiner bisherigen Unterſuchungen bekannt zu machen, bevor er ſie nicht von allen Seiten geprüft, und die Wahrheit derſelben durch Rechnung über allen Zweifel erhoben hatte. Dieſe vielleicht zu weit getriebene Vorſicht verwickelte ihn hier, ſo wie beinahe in allen ſeinen anderen großen Entdeckungen, in ſpätere und oft ſehr unangenehme Streitigkeiten mit den Ri - valen ſeines Ruhmes. Wenn aber auch dieſe vielleicht nur ſcheinbare Aengſtlichkeit aus der Individualität des ſeltenen Man - nes hervorging, ſo kann ſie doch zugleich als ein Beweis der höheren Kraft und der tieferen Erkenntniß deſſelben angeſehen54Allgemeine Schwere.werden, die ſelbſt da noch Mängel und Hinderniſſe erblickt, wo der gewöhnliche gute, aber leichte Kopf nichts mehr ſieht, und kühn den Sprung wagt, der ihn zum Ziele führen ſoll. Wenn er aber auch die Richtigkeit dieſes Satzes ſchon früher eingeſehen haben ſollte, ſo wußte er doch gewiß damals noch nicht auch den umgekehrten Satz zu beweiſen, daß nämlich, wenn die Kraft der Sonne ſich wie verkehrt das Quadrat der Geſchwindigkeit verhält, dann auch die Bahnen der Planeten Ellipſen oder überhaupt krumme Linien der zweiten Ordnung (I. Kap. IX. ) ſeyn müſſen. Zu jenen gehörte nur Differentialrechnung, zu dieſen aber war der Integralcalcul nothwendig, der damals noch kaum geboren war. Dieſem gemäß blieb es alſo noch immer zweifelhaft, ob nicht auch andere der Sonne inwohnende Kräfte ebenfalls ſolche elliptiſche Bahnen erzeugen können, wie denn dieß auch in der That der Fall iſt, da z. B. wenn die Kraft der Sonne ſich wie die Entfernung ſelbſt verhält, alſo mit ihr im gleichen Verhält - niſſe zu - und abnimmt, dieſe Bahnen ebenfalls Ellipſen ſind, nur mit dem Unterſchiede, daß dann die Sonne nicht in einem der Brennpunkte, ſondern in dem gemeinſchaftlichen Mittelpunkte dieſer Ellipſen ihren Sitz hat. Endlich, wenn man auch zugeben wollte, daß die Sache auf theoretiſchem Wege richtig und voll - ſtändig erwieſen ſey, ſo handelte es ſich hier nicht ſowohl um ein wiſſenſchaftliches Theorem, um einen Satz der Schule, ſondern um eine, und zwar um eine ſehr große und weit verbreitete, Er - ſcheinung der Natur. Dieſe letzte aber wird nicht durch Spekulationen, ſondern durch Beobachtungen befragt, und ſo ſinn - reich und kunſtvoll auch unſere Erklärung ihrer Phänomene ſeyn mag, ſo iſt doch der eigentliche Prüfſtein der Wahrheit dieſer Hypotheſen immer nur die Uebereinſtimmung derſelben mit dieſen Beobach - tungen, und an dieſem letzten und beſten Beweiſe mußte es ihm ſo lange fehlen, als er jenen erſten Verſuch mit dem Monde und dem fallenden Steine nicht zu den gelungenen zählen durfte.

§. 37. (Endliche Entdeckung ſeines Irrthums.) Er ließ alſo alle weiteren Unterſuchungen dieſes Gegenſtandes zum zweiten Male fallen, da er ſie nur als leere, von den Beobachtungen nicht un - terſtützte Spekulationen betrachtete, und er würde ſie vielleicht nie mehr aufgenommen haben, wenn er nicht volle ſechszehn Jahre55Allgemeine Schwere.nach jenem erſten Verſuche, zufällig wieder darauf zurückgeführt worden wäre.

Es war im Junius des Jahres 1682, als er in dem Hauſe der Academie zu London, unter den früher Angekommenen, auf die für dieſen Tag angeſagte Verſammlung wartete. Man ſprach hier unter andern auch von einer neuen Gradmeſſung, die kurz zuvor ein gewiſſer, damals noch wenig bekannter Picard in Frank - reich ausgeführt hätte, und eines der Mitglieder zeigte ein von ihm erhaltenes Schreiben vor, in welchem die Reſultate dieſer Vermeſſung enthalten waren. Newton nahm eine Abſchrift dieſer Zahlen, und hörte dann den nun folgenden Vorträgen der Aca - demie mit ungetheilter Aufmerkſamkeit zu. Nach geendeter Sitzung wieder in ſeiner Wohnung angekommen, ſuchte er ſeine alten Rech - nungen von dem Jahre 1666 hervor, um ſie mit den Zahlen jenes Briefes zu vergleichen. Er bemerkte bald im Verfolge ſeiner Rechnungen, daß er ſich der ſo lange gewünſchten Erfül - lung ſeines Wunſches nähere; mit jeder Zeile wurde es ihm ge - wiſſer, daß er an dem Vorabende einer großen Entdeckung ſtehe aber jetzt wurde er auch von einem ſo heftigen Beben ſeiner Nerven ergriffen, daß er die angefangene Rechnung nicht vollenden konnte. In dieſem Zuſtande vertraute er ſich einem ſeiner herein - tretenden Freunde, der den Griffel wieder aufnahm, und die Rechnung zu Ende brachte.

Wir haben bereits oben gezeigt, wie Picards Meſſungen in der That ſehr gut mit Newtons Vorausſetzung übereinſtimmten, und wie eben dadurch der ſo lange geſuchte Beweis der Rich - tigkeit derſelben endlich gefunden wurde. Es möchte ſchwer ſeyn, den Eindruck zu ſchildern, den dieſes Reſultat auf einen ſol - chen Geiſt hervorbringen mußte. Mit eins öffnete ſich nun das ganze Weltall vor ſeinem Blicke: die Sonne mit ihren Planeten und Kometen, dieſe Planeten ſelbſt mit ihren Satelliten, kurz das ganze, dem menſchlichen Auge bisher verſchleierte Sonnenſyſtem ſtand nun in ſeiner innern, wundervollen Einrichtung, und in dem alle ſeine Bewegungen regulirenden Geſetze, klar und deut - lich vor ſeinen Augen.

§. 38. (Nächſte Folge dieſer Entdeckung.) Nachdem ſich nun Newton von der Wahrheit ſeiner erſten Anſicht überzeugt, nachdem56Allgemeine Schwere.er das große Geſetz der Natur, daß nämlich alle Körper ſich wie verkehrt das Quadrat ihrer Entfernungen anziehen, gefunden, und durch die Erſcheinungen der Natur ſelbſt nachgewieſen hatte, ging er mit neuer Kraft an alle die früheren Verſuche, die er über dieſen wichtigen Gegenſtand von Zeit zu Zeit angeſtellt hatte. Er ſuchte ſie unter einander zu verbinden, und aus ihnen die Erklärungen aller übrigen Phänomene des Himmels abzuleiten. Er ſah bald, daß ſich aus der Anwendung des von ihm entdeckten Geſetzes nicht nur die elliptiſche Bewegung der Himmelskörper, ſondern auch noch eine große Anzahl von andern Erſcheinungen derſelben, von welchen man bisher keinen Grund angeben konnte, würden ableiten laſſen. Allein dieſe Ableitung, dieſe weitere Ent - wicklung jenes oberſten Naturgeſetzes erforderte einen noch viel höheren Aufwand von geiſtiger Kraft, als ſelbſt jene Entdeckung, und ſie iſt es eigentlich, wodurch er ſeine wahre Größe beur - kundet hat.

Vier Jahre beſchäftigte er ſich unabläſſig mit dieſen wichti - gen und ſchwierigen Entwickelungen, deren Reſultate er endlich im Jahre 1686, alſo erſt zwanzig Jahre nach ſeiner erſten Idee, in ſeinem unſterblichen Werke: Principia philosophiae naturalis mathematica, bekannt machte.

§. 39. (Kurze Inhaltsanzeige der Principien.) Dieſes größte Werk von allen, die der menſchliche Geiſt hervorgebracht hat, handelt zuerſt von den krummen Linien, welche die Körper be - ſchreiben, wenn ſie von gegebenen Kräften getrieben werden. Unter dieſen Problemen wird der Fall der Natur, wo die Central - kraft ſich wie verkehrt das Quadrat der Entfernung verhält, mit der ihm gebührenden Umſtändlichkeit beſonders betrachtet. Ferner wird gezeigt, daß bei dieſem Naturgeſetze die Anziehung der Ku - geln auf äußere Punkte ſich ſo verhalte, als wäre ihre anziehende Kraft, die doch jedem Elemente ihrer Maſſe zukommen muß, in dem Mittelpunkte dieſer Kugeln vereiniget. Dadurch wird es erlaubt, die himmliſchen Körper, ſo groß ſie auch an ſich ſeyn mögen, in der Rechnung nur als Punkte zu betrachten, und ſich daher die dabei vorkommenden, ſonſt unüberſteiglichen Schwierig - keiten ungemein abzukürzen. Da jene anziehende Kraft nicht nur der Sonne, ſondern überhaupt allen Körpern zukömmt, ſo werden57Allgemeine Schwere.nicht bloß die Planeten von der Sonne, ſondern ſie werden auch von einander ſelbſt angezogen, und daher kommt es, daß die Ellipſen, welche jeder Planet, wenn er allein da wäre, um die Sonne beſchreiben würde, durch die Attraction der anderen Pla - neten oft ſehr merklich geſtört, und in eine andere ſehr ver - wickelte krumme Linie verwandelt wird. Glücklicher Weiſe ſind dieſe Planeten alle ſo klein gegen die Sonne, und überdieß durch ſo große Zwiſchenräume von einander getrennt, daß dieſe Stö - rungen nur gering ſind, und daß man ſich ohne merklichen Fehler erlauben kann, die Störungen jedes Planeten durch jeden andern, einzeln betrachtet, zu unterſuchen. Wäre dieß nicht der Fall, ſo würde man alle dieſe Störungen, welche jeder Planet von allen andern zugleich erleidet, berechnen müſſen, und dann würden die Schwierigkeiten ſo groß ſeyn, daß ſie die Kräfte unſerer gegen - wärtigen, und wahrſcheinlich auch die aller künftigen Analyſe, weit überſteigen würde. Bei dieſer Einrichtung unſeres Sonnenſyſtems aber reicht vollkommen zur Theorie der Bewegung eines Planeten hin, wenn man zuerſt die reinen elliptiſchen Elemente (I. Band Kap. X.) deſſelben ſucht, und dann die Störungen auffindet, welche derſelbe durch jeden andern Planeten, einzeln betrachtet, erleidet. Auf dieſe Weiſe iſt die Unterſuchung auf das ſoge - nannte Problem der drei Körper zurückgebracht, d. h. auf die Beſtimmung der Bewegung eines Planeten, der von der Sonne angezogen, und von einem anderen, gegen die Sonne viel ſchwä - cheren Planeten, in ſeiner Bewegung etwas geſtört wird. Auch in dieſer Beſchränkung bleibt dieſe Aufgabe noch immer eine der ſchwierigſten der ganzen Aſtronomie. Newton hat ſie nicht er - ſchöpft, wie ſie denn auch in unſern Tagen noch immer nicht als vollendet betrachtet werden kann, ſo weit man auch in derſelben bereits vorgerückt iſt. Aber er hat, wie beinahe in allen großen Fragen dieſer Wiſſenſchaft, die ſeit ihm die erſten Geometer beſchäftigte, er hat die Grundzüge, die erſten und ſchwerſten Schritte zur Auflöſung derſelben angegeben.

Die weitere Entwickelung deſſelben Naturgeſetzes gab ihm auch Mittel an die Hand, die Maſſen der Sonne und der Pla - neten, die Dichtigkeiten derſelben, und die Größen zu beſtimmen, durch welche auf der Oberfläche derſelben die Körper in der erſten58Allgemeine Schwere.Sekunde fallen, und ſo Fragen zu beantworten, welche die Alten ſich, vernünftiger Weiſe, nicht einmal aufgeben konnten. So fand er z. B., daß die Maſſe der Sonne 355000mal größer, als die der Erde iſt, daß die Dichte der Sonne nur der vierte Theil der Dichte der Erdmaſſe iſt, daß die Körper auf der Ober - fläche der Sonne in einer Sekunde durch 430, auf der Oberfläche Jupiters aber durch 39 Fuß fallen u. ſ. w.

Die große Abplattung Jupiters, die kurz zuvor Caſſini ent - deckt hatte, brachte Newton auf die Unterſuchung der Urſache derſelben, und dadurch auf die Beſtimmung der wahren Geſtalt der Erde, die auch, wenn gleich viel weniger als jener Planet, an ihren Polen abgeplattet iſt. Er fand, daß die aus der Rotation der Erde entſtehende Centrifugalkraft an dem Aequator den 289ſten Theil der Schwere beträgt, daß der Halbmeſſer des Aequators ſich zu der halben Rotationsaxe der Erde wie 230 zu 229 verhält, und daß die Geſtalt der Erde die eines Körpers iſt, der durch die Rotation einer Ellipſe um ſeine kleine Axe entſteht.

Newton zeigte ferner, daß die wunderbaren Erſcheinungen der Ebbe und Fluth des Meeres eine bloße Wirkung der Attraction des Mondes, verbunden mit jener der Sonne ſind, und lehrte die Größe und Zeit derſelben beſtimmen. Er erklärte die größeren Ungleichheiten der Mondbewegungen, vorzüglich die Evection, Variation und die jährliche Gleichung (I. §. 173) aus dem von ihm entdeckten Naturgeſetze, und zeigte, daß ſie eben ſo eine bloße Folge dieſes Geſetzes ſind, wie die ſchnelle Bewegung der Knoten und der Abſiden (I. §. 170) dieſes Satelliten. Selbſt die Prä - ceſſion der Nachtgleichen (I. §. 190) ſtellt er, den Beobachtungen gemäß, aus dieſem Geſetze, d. h. aus der Anziehung der Sonne und des Mondes auf die an ihren Polen abgeplattete Erde dar. Die Kometen betrachtete er als Himmelskörper, die in eben ſo regelmäßigen Bahnen, wie die Planeten, um die Sonne gehen, und er lehrte uns, die Elemente dieſer Bahnen aus den Beobach - tungen zu berechnen, wovon er ſelbſt ein Beiſpiel für den merk - würdigen Kometen d. J. 1680 gegeben hatte. Ueberdieß findet man noch in demſelben Werke zum erſten Male die vorzüglichſten Lehren unſerer Hydroſtatik und Hydrodynamik oder die Theorie des Gleichgewichts und der Bewegung der Flüſſigkeiten; tiefe und59Allgemeine Schwere.ſchwierige Unterſuchungen über die Bewegungen feſter Körper in flüſſigen und luftförmigen Mitteln, über den Widerſtand, welche ſie von dieſen Mitteln erleiden, über die Geſtalt der Körper, bei welchen dieſer Widerſtand am kleinſten iſt; über die Bewegung der Pendeln und der geworfenen Körper in widerſtehenden Mit - teln, über die Fortpflanzung des Schalls in der Luft, über die Bewegung des Waſſers in Röhren und Kanälen, über die Wir - kungen des Lichts auf die Elemente der Körper u. ſ. w.

Dieß iſt eine kurze Ueberſicht des Inhalts jenes unſterblichen Werkes. Die Größe des Gegenſtandes, den er behandelt, die edle Einfachheit des darin aufgeſtellten Syſtems, der Scharfſinn, mit welchem dieſe ſchweren Unterſuchungen durchgeführt werden, und die Sicherheit, auf Rechnung gegründete Sicherheit der darin aufgeſtellten Reſultate, verleihen den Principien einen für alle noch kommende Jahrhunderte dauernden Namen.

§. 40. (Erſte Aufnahme dieſes Werkes.) Dieſer großen Vor - züge ungeachtet, fanden die Principien durch mehr als fünfzig Jahre nicht die allgemeine, günſtige Aufnahme, die ſie in ſo hohem Grade verdienten; ſie mußten vielmehr lange mit allen den Schwie - rigkeiten kämpfen, die ſich der Einführung jeder neuen Wahrheit entgegen zu ſetzen pflegen. Die Irrthümer und Vorurtheile ver - gangener Jahrhunderte hatten ſich ſelbſt der beſſern Köpfe be - mächtigt, und dieſe waren es vorzüglich, denn die andern ver - ſtanden es nicht, welche ſich der Aufnahme deſſelben entgegen ſetzten. Die ſonderbare, von Descartes aufgeſtellte Philoſophie, die alle Erſcheinungen der Natur durch Wirbel erklären wollte, hatte ihren Scepter über ganz Europa verbreitet, und Alle eilten, ſich für ein Syſtem zu erklären, das mehr für die Imagination, als für den Verſtand gemacht war, und das die Meiſten deſto leichter zu verſtehen glaubten, je weniger ſie es in der That ver - ſtanden, oder je weniger ſie ſich von dem Grunde dieſes Glaubens eine genügende Rechenſchaft geben konnten. Newtons Theorie im Gegentheile war ganz und allein für den Verſtand berechnet, und der Vortrag deſſelben war ſo kurz und dunkel, und erforderte von dem Leſer ſo viele Vorkenntniſſe und Faſſungskraft, daß von allen ſeinen Zeitgenoſſen kaum zwei oder drei gefunden werden konnten, von denen man ſagen durfte, ſie ſeyen im Stande ge -60Allgemeine Schwere.weſen, das Werk vollkommen zu verſtehen. Er wählte in dieſem Buche den ſynthetiſchen Vortrag der alten griechiſchen Geometer, für welchen er ſein ganzes Leben durch eine beſondere Achtung gehegt hatte. Allein es ſcheint, daß er die von ihm gemachten Entdeckungen nicht auf dieſem, an ſich ſehr ſchwierigen, ſondern daß er ſie auf dem viel leichteren Wege der mathematiſchen Ana - lyſe gemacht, und dann nur wieder in die Sprache jener Syntheſe übertragen habe. Man muß es bedauern, daß er dieſen Weg gewählt, daß er bei der Auseinanderſetzung ſeiner Entdeckungen nicht die Mittel angegeben hat, welche ihn dazu führten, und daß er die Beweiſe mehrerer ſeiner Theoreme gänzlich unterdrückte, weil er, wie es ſcheint, das Vergnügen, ſich mühſam errathen zu laſſen, dem Zwecke, ſeine Leſer aufzuklären, vorgezogen hat. Die Kenntniß der Methode, die das Talent zu ſeinen Entdeckungen führt, iſt oft nicht weniger intereſſant und lehrreich zugleich, als dieſe Entdeckungen ſelbſt.

§. 41. (Einfachere Ableitung dieſes allgemeinen Geſetzes.) Da dieſes Geſetz die Grundlage der ganzen neueren Aſtronomie, und ſonach von der größten Wichtigkeit iſt, ſo wird es nicht unange - meſſen ſcheinen, die Wahrheit deſſelben noch auf einem anderen Wege zu zeigen.

Newton wollte ſeine Idee von dieſem Geſetze, oder vielmehr er wollte die Richtigkeit dieſer Idee durch irgend eine allgemeine Erſcheinung in der Natur, durch eine eigentliche Beobachtung nachweiſen, und er wählte dazu die Bewegung des Mondes, in - dem er durch Rechnung zeigte, daß dieſer Himmelskörper, wenn er bis zur Oberfläche unſerer Erde gebracht werden könnte, in der erſten Sekunde eben ſo tief fallen würde, als hier, den Beobach - tungen gemäß, jeder Stein während derſelben Zeit fällt, und daß daher die Kraft, welche den Stein fallen macht, dieſelbe ſeyn muß, welche den Mond in ſeiner Bahn um die Erde bewegt. Zu dieſem Zwecke mußte er nicht nur die Bewegung des Mondes, ſondern auch die Größe der Erde genau kennen, und da ihm die letzte Kenntniß fehlte, ſo wurde er, wie man geſehen hat, ſo lange in der Erfüllung ſeiner Wünſche aufgehalten. Auch blieb, ſelbſt nachdem er endlich dieſe Entdeckung gemacht hatte, immer noch die Frage übrig, ob daſſelbe, was er ſo eben für die61Allgemeine Schwere.Erde und den Mond gefunden hatte, auch für die Sonne, für die Planeten und überhaupt für alle Körper unſeres Sonnenſyſtems gelten könne, und dieſe letzte Frage war es auch eigentlich, die, als die bei weitem allgemeinere und wichtigere, hier vorzüglich beantwortet werden ſollte. Newton ſchloß ſie aus Induction, indem er das, was er für die Erde in Beziehung auf den Mond gefunden hatte, auch ſofort, der Analogie gemäß, auf die Sonne in Beziehung auf die Planeten übertrug. Zwar ließ es der große Mann ſpäter nicht an Beweiſen fehlen, daß ſeine Induction richtig iſt, und eigentlich kann jedes Blatt ſeiner Principien als ein ſolcher Beweis dienen, ſo daß in dieſer Rückſicht allerdings nichts mehr zu wünſchen übrig iſt.

Indeß darf man doch geſtehen, daß er ſchneller zu ſeinem Ziele, zur gewünſchten Ueberzeugung gekommen, und daß er in ſeiner Entdeckung nicht ſo lange aufgehalten worden wäre, wenn er, um die Wahrheit ſeiner Schlüſſe in der Natur ſelbſt nachzuweiſen, nicht den Mond, ſondern die Planeten ſelbſt zum Gegenſtande ſeiner Prüfung gewählt hätte. Dadurch würde er zugleich die Auflöſung jenes allgemeinen Problemes, das er eigentlich ſuchte, gefunden haben, von welchem das vorhergehende mit dem Monde, nur als ein Beiſpiel, als ein bloßer beſonderer Fall erſcheint.

In der That war die Bewegung der Planeten um die Sonne zu Newtons Zeiten nicht nur ſchon ſehr genau bekannt, ſondern Kepler hatte bereits ein Jahrhundert vorher das Geſetz angegeben, nach welchem dieſe Bewegungen vor ſich gehen. Er hatte näm - lich (Vergl. I. §. 146) gefunden, daß die Quadrate der Umlaufs - zeiten dieſer Himmelskörper ſich wie die Würfel der Halbmeſſer ihrer Bahnen verhalten. Schon Kepler hatte gezeigt, daß dieſes, nach ihm benannte Geſetz, beſonders bei den vier Jupitersſatelliten, ſehr gut mit den Beobachtungen übereinſtimme, und daß man daher an der Wahrheit deſſelben nicht weiter zweifeln kann.

Dieſem gemäß hätte Newton, um die Richtigkeit ſeiner Schlüſſe oder ſeiner Entdeckung darzuthun, nur zeigen dürfen. daß dieſelbe unmittelbar auf das von Kepler entdeckte Geſetz führe, ſo daß jedes dieſer beiden Geſetze nur gleichſam als ein anderer Ausdruck deſſelben Satzes betrachtet werden könne.

62Allgemeine Schwere.

In der That, Newton nahm an, daß die Kraft jedes Cen - tralkörpers auf die ſich um ihn bewegenden Körper, daß alſo z. B. die Kraft der Sonne, mit welcher ſie die Planeten um ſich bewegt, ſich verkehrt wie das Quadrat der Entfernung verhalte, oder mit andern Worten: daß dieſe Kraft der Sonne gleich ſey der Einheit, dividirt durch den Halbmeſſer der kreisförmigen Planetenbahn. Seine geometriſche Betrachtung dieſes Gegen - ſtandes zeigte ihm, daß dieſe Kraft ſich wie die Linie BM, d. h. wie dieſer Halbmeſſer multiplicirt in das Quadrat des Bogens AM, verhalte, welchen der Planet während einer Sekunde beſchreibt. Wenn man aber dieſe beiden Ausdrücke der Attractionskraft der Sonne einander gleich ſetzt, ſo findet man ſofort, daß in unſerem Sonnenſyſteme der Würfel des Halbmeſſers jeder Planetenbahn ſich verkehrt wie das Quadrat dieſes von dem Planeten beſchrie - benen Bogens verhält. Allein dieſe Bogen verhalten ſich, bei verſchiedenen Planeten, verkehrt wie die Umlaufszeiten derſelben, alſo müſſen ſich auch die Würfel der Halbmeſſer dieſer Bahnen, wie die Quadrate der Umlaufszeiten der Planeten verhalten, worin eben das dritte Kepler’ſche Geſetz beſteht, das daher nur als eine unmittelbare Folge des von Newton entdeckten Geſetzes zu betrachten iſt. Durch dieſe einfache Reihe von Schlüſſen war demnach die Wahrheit des Geſetzes der allgemeinen Schwere für alle Körper unſeres Sonnenſyſtems als erwieſen anzunehmen, da für ſie das dritte Kepler’ſche Geſetz bereits ein Jahrhundert früh[e]r bewieſen worden iſt.

Ja ſelbſt ohne die hier zu Hülfe gerufene geometriſche Be - trachtung läßt ſich das Geſetz der allgemeinen Schwere auf eine ſehr einfache Weiſe aus der Theorie der kreisförmig bewegten Körper nachweiſen. Schon Huygens hatte in den oben erwähnten Propoſitionen gezeigt, daß bei jedem in der Peripherie eines Kreiſes einhergehenden Körper die Centrifugalkraft wie der Halbmeſſer des Kreiſes, und verkehrt wie das Quadrat der Um - laufszeit des Körpers ſich verhalte. Dieſe Centrifugalkraft iſt ſenkrecht auf die Peripherie des Kreiſes, liegt daher in dem Halb - meſſer der Bahn und iſt zum Mittelpunkte dieſer Bahn, iſt zur Sonne gerichtet, und kann daher bei den Planeten für dieſe Kraft der Sonne ſelbſt angeſehen werden. Allein nach dem erwähnten63Allgemeine Schwere.Geſetze Keplers verhalten ſich die Quadrate der Umlaufszeiten wie die Würfel der Halbmeſſer ihrer Bahnen. Verbindet man daher beide Sätze mit einander, ſo folgt ſofort, daß ſich bei den in Kreiſen bewegten Planeten die Centrifugalkraft, d. h. die Attractionskraft der Sonne, wie verkehrt das Quadrat der Halb - meſſer ihrer Bahnen verhalte, worin eben das von Newton ent - deckte Geſetz beſteht.

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Kapitel VI. Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.

§. 42. (Abwägung der Weltkörper.) Wir haben in dem vor - hergehenden Kapitel das Geſetz der allgemeinen Schwere in ſeinem einfachſten Ausdrucke betrachtet, und bereits dort die Bemerkung aufgeſtellt, daß beinahe unſere ganze neuere Aſtronomie nur eine weitere Entwicklung dieſes Geſetzes iſt. In der That, wie jede neue, ſelbſt die geringfügigſten Dinge betreffende Wahrheit nur ſelten allein ſteht, ſondern immer eine Reihe von andern oft noch wichtigern Wahrheiten in ihrem Gefolge nach ſich zieht, ſo mußte daſſelbe in einem noch viel höheren Grade von dieſer Entdeckung erwartet werden, die ihrer Natur nach ſich über das ganze Son - nenſyſtem, über den ganzen uns bekannten Theil des Himmels verbreitet. Nachdem dieſes große Geſetz einmal bekannt geworden war, ſah man aus ihm, wie aus einer reichen Quelle, eine grofe Menge anderer Entdeckungen entſpringen, wichtiger und ſelbſt wunderbarer Entdeckungen, deren Daſeyn die Alten nicht einmal ahnden konnten, da ihnen alle Wege, die zu denſelben führten, feſt verſchloſſen bleiben mußten, ſo lange ihnen jenes Geſetz ſelbſt, deſſen unmittelbare Folge ſie ſind, unbekannt war.

Wenn die mit der Aſtronomie Unbekannten hören, daß man in dieſer Wiſſenſchaft die Größe und Entfernung der Sonne und des Monds, zu denen doch Niemand von uns gelangen kann,65Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.mit einer Genauigkeit*)Verhältnißmäßig wenigſtens. So kennen wir die Entfernung des Mondes und der meiſten Planeten von der Erde bis auf den hundertſten Theil ihrer Größe genau. Von wie vielen Hauptſtädten unſerer Erde, beſonders der außereuropäiſchen, kann man daſſelbe ſagen? anzugeben vermag, wie ſie dieß von der Größe ihrer Berge, und von den Entfernungen ihrer Städte auf der Erde nicht im Stande ſind, ſo bemächtiget ſich ihrer eine Art von Ungläubigkeit, die nur zu oft die Neigung verrathet, die Verſicherungen der Aſtronomen für eine prahlende Großſprecherey zu halten, und welche gewöhnlich nur durch andere Erzählungen, deren Wahrheit ſie nicht läugnen können, wenn ſie ſie gleich eben ſo wenig begreifen, von ihren Ausbrüchen zurück gehalten wird; ſo ſehen ſie in jedem Kalender die künftigen Finſterniſſe mit einer Genauigkeit angegeben, die ſie eben ſo ungläubig belächeln wür - den, wenn ſie nicht bereits ſo oft durch eigene Erfahrung die Wahrheit dieſer Angaben beſtätiget gefunden hätten.

Aber welche ganz andere Gefühle werden ſich in ihnen regen, wenn ſie nun hören, daß die Aſtronomen ſich ſogar unterfangen haben, den Mond und die Sonne und alle Planeten auf einer Wage abzuwägen, und nicht nur die Gewichte derſelben, ſondern auch die größere oder kleinere Dichtigkeit des Stoffes zu beſtim - men, aus dem jeder dieſer Himmelskörper gewebt iſt. Wenn ſie hören, daß man, wenn die Sonne in einer Schaale dieſer Wage liegt, in der anderen 338980 ſolcher Kugeln, wie unſere Erde iſt, legen müſſe, um die Wage im Gleichgewichte zu erhalten; daß dieſe Sonne groß genug iſt, um aus ihr eine und eine halbe Mil - lion ſolcher Kugeln, wie unſere Erde iſt, formen zu können; daß der ganze Sonnenkörper nur die Dichtigkeit unſeres Bernſteins, Benus die des Glaſes, Saturn die des Cedernholzes habe; daß die Steine, die auf der Oberfläche unſerer Erde in der erſten Sekunde durch 15 Fuß fallen, auf dem Mars nur durch 6 Fuß, auf der Sonne aber durch 430 Fuß fallen u. ſ. w., wenn ſie ſo excentriſche, für ſie wenigſtens ſo ganz unglaubliche Behauptungen hören, wer mag es ihnen verargen, daß ſie die vermeintenLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 566Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Großſprecher entweder gar nicht, oder doch nur in der Abſicht anhören, zu erfahren, wie geſchickt ſich der Sophiſt aus der ſich ſelbſt gelegten Schlinge ziehen und wie fein er es anfangen werde, ſeinen gläubigen Zuhörern Staub in die Augen zu ſtreuen, um ſie am Ende ſeiner Produktion, von einem Galimathias hochtra - bender und nichtsſagender Worte betäubt, unverrichteter Dinge wieder nach Hauſe zu ſchicken.

Und doch ſind eben dieſe Fragen, deren Beantwortung auf den erſten Blick ſo ſchwer, ja ganz unmöglich erſcheint, die leich - teſten der ganzen Aſtronomie und der Art, daß jeder Anfänger in der Kunſt nicht nur ihre Beantwortung, wenn ſie ihm gege - ben wird, verſtehen, ſondern mit einigem Nachdenken auch wohl dieſe Antwort ohne Mühe ſelbſt finden kann. Die Leſer werden ſich davon ſogleich, wenn ich es anders nicht gar zu ſehr an mir ſelbſt fehlen laſſe, durch eigene Erfahrung überzeugen.

§. 43. (Nähere Beſtimmung des Geſetzes der allgemeinen Schwere.) Wir haben oben (Kap. II. ) dies Geſetz der allgemeinen Schwere, der beſſern Verſtändlichkeit wegen, in ſeiner einfachſten Geſtalt gegeben. Wir wollen daher hier, ehe wir an die Beant - wortung jener Fragen gehen, eine kleine, aber wichtige Berichti - gung, die wir früher übergehen konnten, nachtragen.

Nach jenem Geſetze ziehen ſich alle Körper gegenſeitig im verkehrten Quadrate ihrer Entfernungen an. Wenn alſo z. B. ein Satellit Jupiters oder Saturns einen Stein in der Entfer - nung von 100 Meilen in der erſten Sekunde um einen Fuß gegen ſich anzieht, ſo wird er dieſen Stein in der doppelten Entfernung, von 200 Meilen, nur mehr um ¼, in der Entfernung von 300, 400, 500 Meilen, nur um 1 / 9, 1 / 16, 1 / 25 Fuß in der erſten Se - kunde anziehen, und ſo fort für jeden andern Körper, nur mit dem Unterſchiede, daß z. B. ein zweiter Satellit jenen Stein in der Entfernung von 100 Meilen nicht mehr um einen, ſondern vielleicht nur mehr um einen halben Fuß in der Sekunde anziehen wird. Bei beiden wird ſich alſo, jenem allgemeinen Geſetze ge - mäß, die Anziehung des Steines wie verkehrt das Quadrat ſeiner Entfernung verhalten, aber dieſe Anziehung ſelbſt wird bei dem zweiten Satelliten nur die Hälfte des erſten ſeyn, oder ſie wird67Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.für 100 Meilen ½ Fuß, für 200 Meilen , für 300 Meilen 1 / 18, für 400 Meilen 1 / 32 Fuß u. f. betragen.

Man ſieht daraus, daß die Art, nach welcher die Anziehung der Körper wirkt, bei allen dieſelbe, daß aber die Größe dieſer Anziehung bei verſchiedenen Körpern auch ſehr verſchieden ſeyn kann, ganz ſo, wie z. B. alle Pferde den Wagen, vor den ſie geſpannt werden, auf dieſelbe Weiſe ziehen, während doch das eine derſelben ihn viel ſtärker oder ſchwächer ziehen kann, als das andere, je nachdem es mit einer größern oder geringern Muskel - kraft begabt iſt. Was iſt es nun, das dieſe Stelle der Muskel - kraft bei den Körpern des Himmels vertritt?

Wir werden uns nicht bei der Unterſuchung aufhalten, was dieſe Kraft der Himmelskörper, mit welcher ſie alle anderen Kör - per anziehen, eigentlich ſey oder woher ſie komme. Die Meta - phyſiker, die ſich ſo gern mit Fragen dieſer Art beſchäftigen, mögen ſie beantworten, wenn ſie können. Uns genügt es, das Daſeyn einer ſolchen Kraft aus ihren unbeſtreitbaren Wirkungen zu er - kennen. Dieſe ſehen wir täglich und immerwährend in unend - lichen Abwechslungen ſowohl um uns, als auch ſelbſt in uns. Ueberall in der Natur bemerken wir dieſen Hang der Körper, ſich anzuziehen, ſich zu vereinigen, ſich zur Kugelgeſtalt abzurunden Der Thautropfen auf dem Kohlblatte, und die Geſtirne des Him - mels ſind gleich gute Beiſpiele für den Beweis dieſes Satzes. Aber die Urſache dieſer Erſcheinung?

Wir empfinden den Duft, den die Blume ausbaucht; wir ergötzen unſer Auge an dem Lichte - und an den Farben der Körper; wir erfreuen unſer Ohr mit den harmoniſchen Tönen der Muſik; wir ſehen die ganze Erde mit allen ihren Reitzen unter, und den endloſen Himmel mit allen ſeinen Wundern über uns aber was wiſſen wir davon? Daß ſie da ſind, und nichts weiter. Woher ſie kommen, und wohin ſie gehen, iſt uns unbe - kannt. Wir können eben ſo wenig den Hauch der Blumen, als die Feinheit des Lichtes berechnen, und der innere Zuſammenhang der Dinge auf der Erde iſt uns eben ſo ein Räthſel, als jene Zauberkraft, die den Himmel zuſammenhält oder als das magi - ſche Band, das unſere Erde an die Sonne, und uns ſelbſt an5 *68Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.dieſe Erde feſſelt. Wir wiſſen nur, oder glauben doch zu wiſſen, was von der Außenwelt durch jene fünf Kanäle, die wir unſere Sinne nennen, unſerem Innern zugeführt wird. Für alle andere Dinge aber fehlt uns das Mittel, ſie aufzufaſſen, daher wir auch nicht weiter nach ihnen fragen ſollten, da eine Antwort auf ſolche Fragen doch unmöglich iſt, und wenn ſie möglich wäre, uns unverſtändlich bleiben muß. Wie viel mag uns noch, ſelbſt. in unſerer Nähe entgehen, das wir nicht einmal zu vermiſſen im Stande ſind, von dem uns unſere feinſten Fiebern keine Vor - ſtellung mehr geben. Ja es iſt ſogar ſehr möglich, daß wir ſelbſt von dem, was wir noch für das Begreiflichſte halten, ſo viel als gar nichts wiſſen. Wie ganz anders würde uns wohl die Welt vorkommen, wenn wir ohne Augen geboren würden, oder wenn es der Natur gefallen hätte, noch ein Paar ſolcher Klappen mehr in uns aufzuſchließen, und uns dadurch mit der Außenwelt in einen neuen Rapport zu ſetzen.

Wie es daher auch mit dieſer Attractionskraft der Körper, deren Wirkung wir ſehen, ohne ihre Urſache erforſchen zu können, beſchaffen ſeyn mag, ſo können wir doch nicht gut anders, als dieſe Kraft einem jeden einzelnen Theile, einem jeden Elemente dieſer Körper zuzuſchreiben, aus welchen ſie, als aus den kleinſten Körpern ihrer Art, zuſammengeſetzt ſeyn müſſen. Dieſer noth - wendigen Vorausſetzung gemäß wird alſo die ganze Kraft, mit welcher ein Körper den andern anzieht, nichts anders, als die Summe aller jener Kräfte ſeyn, die den einzelnen Elementen, aus welchen der Körper beſteht, zukommen, und dieſe Totalkraft des Körpers wird offenbar deſto größer ſeyn müſſen, je größer die Anzahl dieſer Elemente, d. h. mit andern Worten, je größer die Maſſe des ganzen anziehenden Körpers iſt, indem wir unter dieſem Worte nur eben die Summe aller den Körper conſtitui - tenden Atome zu verſtehen pflegen.

So fallen, um dieß auf unſere Erde anzuwenden, die Körper auf der Oberfläche derſelben in der erſten Sekunde durch 15 Fuß, und dieſe Erſcheinung kann als die Wirkung der Attractionskraft, als das eigentliche Maaß der Kraft der Erde, ſo wie dieſe jetzt iſt, angeſehen werden. Wenn aber dieſe Erde, welche bekanntlich im Mittel die Dichtigkeit des Flußſpaths oder des ſogenannten69Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Spießglaſes hat, wenn ſie, ohne ihren Umfang zu ändern, fünf - mal mehr Maſſe in ſich enthielte, oder die Dichtigkeit unſeres Goldes hätte, ſo würde auch die Kraft ihrer Attraction, für die - ſelbe Entfernung, fünfmal größer werden, oder die Körper würden dann, an ihrer Oberfläche, nicht mehr 15, ſondern fünfmal ſo viel, alſo 75 Fuß in der erſten Sekunde fallen.

Daſſelbe würde von zwei andern Kugeln gelten, deren Maſſen unter ſich verſchieden ſind. Unſer Mond z. B. hat nur den 70ſten Theil der Maſſe der Erde. Er wird alſo auch einen Körper 70mal ſchwächer anziehen, als die Erde, vorausge - ſetzt, daß derſelbe in beiden Fällen gleich weit von dem Mittel - punkte der Erde oder des Mondes entfernt iſt.

So lange man daher nur von einem einzigen Körper ſpricht, wird man noch immer, wie zuvor, ſagen können, daß ſich ſeine Anziehung wie verkehrt das Quadrat ſeiner Entfernung verhält. Aber wenn man die Anziehung von zwei oder mehreren Körpern unter einander vergleichen, oder wenn man allgemein ſprechen will, ſo wird man ſagen müſſen: Die Anziehung jedes Körpers verhält ſich direct wie ſeine Maſſe, und indirect wie das Quadrat ſeiner Entfernung, oder mit andern Worten, die Anziehung eines jeden Körpers iſt gleich ſeiner Maſſe, dividirt durch das Quadrat ſeiner Entfernung.

Nimmt man dieſe Entfernung der angezogenen Körper, wie es unter den Aſtronomen gewöhnlich iſt, in Halbmeſſern der Erde, ſo hat man für die Anziehung der Erde, d. h. für den Fall der um a Erdhalbmeſſer von ihrem Mittelpunkte entfernten Körper, während der erſten Sekunde, den Ausdruck 15 dividirt durch das Quadrat von a. So erhält man alſo für die Anziehung der Erde in der Entfernung von 1, 2, 3 .. Erdhalbmeſſern die Größen 15, , 1 6 / 9 .. Fuß, und für die Entfernung von 10, 20, 30 .. Erdhalbmeſſern 0,15, 0,04, 0,02 .. Fuß u. ſ. w. Für Saturn aber, deſſen Maſſe nahe 100mal größer iſt, als die der Erde, wird man die Anziehung deſſelben auf alle Körper außer ihm erhalten, wenn man ſeine Maſſe, d. h. wenn man die Zahl 1500 durch das Quadrat von a dividirt, wo wieder a die Entfernung dieſer Körper von dem Mittelpunkte Saturns, in Theilen des Erd - halbmeſſers ausgedrückt, bezeichnet. Demnach wird alſo die An -70Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.ziehung Saturns auf einen Körper, der von ſeinem Mittelpunkte 10, 20, 30 .. Erdhalbmeſſer entfernt iſt, gleich 16, 3 7 / 10, 1 7 / 10 .. Fuß betragen, und ſo fort für alle anderen Planeten, deren Maſſe man kennt.

§. 44. (Anwendung dieſes Satzes auf den Fall der Körper im Monde.) Wir wollen von dieſem einfachen Satze ſogleich eine Anwendung geben, und die Frage zu beantworten ſuchen, wie tief denn wohl die Körper in der erſten Sekunde auf der Ober - fläche des Mondes fallen mögen. Auf den erſten Blick ſollte man glauben, daß ſich ſo etwas nicht ohne unmittelbare Experi - mente, auf dem Monde ſelbſt angeſtellt, ausmachen ließe. Da nun, ſo viel wir wiſſen, noch Niemand von uns bis dahin ge - kommen iſt, ſo müßte auch die Sache unausgemacht bleiben. Aber wir werden ſogleich ſehen, daß dieß keinesweges der Fall iſt, und daß man vielmehr, ohne die Erde auch nur einen Augen - blick zu verlaſſen, jene Frage, und zwar ohne alle Mühe, beant - worten kann.

Auf der Oberfläche der Erde fällt der Stein in der erſten Sekunde durch 15 Fuß. Die Maſſe des Mondes aber beträgt, wie man aus der Theorie der Ebbe und Fluth des Meeres ge - funden hat, nur den 70ſten Theil der Erdmaſſe, oder die Maſſe des Mondes iſt 0,0143, wenn die Maſſe der Erde für die Einheit angenommen wird. Der ebenfalls bekannte Halbmeſſer des Mondes aber beträgt 230 deutſche Meilen, während der der Erde 860 Meilen hat, ſo daß jener gleich 0,2674 iſt, wenn der Halbmeſſer der Erde für die Einheit angenommen wird.

Die Kraft der Erde, oder der Fall der Körper in der Ent - fernung von a Erdhalbmeſſern von dem Mittelpunkte der Erde iſt alſo, wie zuvor, gleich der Zahl 15, dividirt durch das Qua - drat von a. Die Kraft des Mondes aber auf dieſelben Körper in derſelben Entfernung iſt gleich dem 70ſten Theil von 15, oder gleich der Zahl 0,2143 dividirt durch das Quadrat von a. Dieſe Kraft des Mondes iſt alſo für Körper, die nur 1 / 10 Erdhalbmeſſer von dem Mittelpunkte des Mondes entfernt ſind, gleich 21,43 Fuß; für die Entfernung von 2 / 10 Erdhalbmeſſer wird ſie 5,36, für die Entfernung von 3 / 10 Erdhalbmeſſer 2,39 Fuß, und alſo auch für die Entfernung von 0,2674 Erdhalbmeſſer, d. h. für die71Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Körper auf der Oberfläche des Mondes gleich 3 Fuß ſeyn, oder mit andern Worten: Auf der Oberfläche des Mondes fallen die Körper in der erſten Sekunde durch 3 Fuß, alſo nur durch den fünften Theil des Weges, durch welchen ſie auf der Oberfläche der Erde fallen.

Ganz eben ſo leicht wird man nun auch den Fall der Körper auf der Oberfläche jedes andern Planeten unſeres Sonnenſyſtems finden, wenn man die Maſſe und den Halbmeſſer deſſelben gegen die Maſſe und den Halbmeſſer unſerer Erde kennt. So haben wir bereits oben die Maſſe Saturns nahe gleich 100mal größer als die der Erde gefunden. Allein der Halbmeſſer dieſes Plane - ten beträgt nahe 10 Halbmeſſer der Erde. Die Anziehung dieſes Planeten wird alſo gleich der Zahl 1500 dividirt durch das Qua - drat von a ſeyn, und wenn man a gleich 10 nimmt, ſo wird man, wie bereits oben gefunden wurde, für die Anziehung Saturns in der Entfernung von 10 Erdhalbmeſſern, d. h. für die Oberfläche dieſes Planeten ſelbſt, 15 Fuß erhalten, d. h. auf der Oberfläche Saturns fallen die Körper in der erſten Sekunde durch 15 Fuß, alſo nahe eben ſo tief, wie auf der Erde.

Eben ſo findet man, daß die Maſſe Jupiters 316, und die des Mars nur 1 / 10 von jener der Erde beträgt, während der Halbmeſſer Jupiters 11, und der des Mars nur 6 / 10 Erdhalb - meſſer hat, woraus folgt, daß die Körper auf der Oberfläche Jupiters in einer Sekunde durch 38 1 / 10, und auf der Oberfläche des Mars nur durch 6 8 / 10 Fuß fallen. Die Maſſe der Sonne endlich iſt 355000mal größer, als die der Erde, und ihr Halb - meſſer beträgt 110 Erdhalbmeſſer, alſo fallen auch die Körper auf der Oberfläche der Sonne in einer Sekunde durch 430 Fuß.

Da aber dieſer Fall der Körper oder, was daſſelbe iſt, da dieſe Attraction der Planeten eigentlich das, was wir das Ge - wicht dieſer Körper nennen, beſtimmt, ſo wird auch aus dem Vorhergehenden unmittelbar folgen, daß ein Körper, der z. B. bei uns ein Pfund wiegt, auf der Oberfläche des Mondes viel leichter ſeyn, und nur mehr den fünften Theil eines Pfundes oder nur 6⅖ Loth wiegen wird, während er auf der Sonne 430 Pfund wiegen muß. Es verſteht ſich aber wohl von ſelbſt, daß ſich dieſe Verſchiedenheit in dem Gewichte der Körper nicht durch unſere72Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Wagen nachweiſen laſſen wird, weil das eigentliche Gewicht, was wir in die andere Wagſchaale zu legen pflegen, um dadurch das Gewicht des Körpers zu finden, doch auch wieder ein Körper iſt, der auch, und zwar auf dieſelbe Weiſe, von der Schwere ſeines Planeten afficirt wird, und daher z. B. auf dem Monde auch nur den fünften Theil ſeines irdiſchen Gewichtes haben kann. Statt dieſes Wortes Gewicht werden wir daher, der beſſern Verſtändlichkeit wegen, das Wort Druck gebrauchen und ſagen, daß ein Körper, der auf der Erde mit der Kraft von einem Pfunde auf ſeine Unterlage drückt, auf dem Monde nur mit dieſer Kraft, auf Jupiter mit 2⅗, und auf der Sonne mit 28 7 / 10 Pfun - den auf ſeine Unterlage drücken wird.

§. 45. (Anwendung des Vorhergehenden auf künſtliche Monde.) Wir alle wiſſen, daß, wenn ein Stein aufwärts geworfen, oder eine Kugel ſchief gegen den Horizont abgeſchoſſen wird, dieſe Kugel eine krumme Linie beſchreibt, an deren Ende ſie wieder zur Erde zurückfällt. Je größer die Kraft iſt, mit welcher die Kugel aus der Mündung des Geſchützes getrieben wird, deſto größer iſt auch der Bogen, den ſie über der Erde beſchreibt, und es iſt klar, daß dieſe Kraft, die Ladung der Kanone, endlich ſo groß werden könnte, daß die Kugel gar nicht mehr zur Erde zu - rückfallen, ſondern daß ſie eine krumme Linie um die ganze Erde herum beſchreiben müßte. Dann würde ſie aber daſſelbe thun, was der Mond ſchon lange thut, und wir würden auch in der That auf dieſe Weiſe einen kleinen Mond mehr erhalten, ſo daß wir am Ende dieſe Monde in beliebiger Menge, etwa wie jetzt unſere Luftballone oder unſere Seifenblaſen, ſteigen laſſen könnten, wenn wir nur unſern Geſchützen die dazu nöthige Kraft zu ertheilen wüßten! Und wie groß müßte dieſe Kraft, wie groß müßte die anfängliche Geſchwindigkeit ſeyn, um zu dieſem Zwecke zu gelangen?

Die Antwort auf dieſe Frage iſt für die, welche nur mit den erſten Elementen der Mechanik bekannt ſind, ſehr leicht. Wenn man die Fallhöhe der Körper in der erſten Sekunde mit dem Durchmeſſer des Planeten multiplicirt, und aus der ſo erhaltenen Zahl die Quadratwurzel nimmt, ſo hat man die geſuchte anfäng - liche Geſchwindigkeit der in Frage ſtehenden Kugel.

73Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.

Für die Erde z. B. iſt jene Fallhöhe 15 Fuß. Der Halb - meſſer derſelben aber iſt 19642400 Fuß. Wird alſo die letzte Zahl zweimal genommen, und durch 15 multiplicirt, ſo erhält man 589272000 und von dieſer Zahl iſt die Quadratwurzel 24275.

Unſere Kanone müßte alſo eine Ladung erhalten, nach wel - cher die Kugel in der erſten Sekunde ihres Laufes einen Weg von 24275 Par. Fuß zurücklegte. Davon ſind aber unſere Kano - nenkugeln, die höchſtens 700 Fuß in der erſten Sekunde zurück - legen, noch weit entfernt.

Die Mondsbewohner aber, vorausgeſetzt, daß ſie mit beſſern Geſchützen verſehen ſind, könnten einen ſolchen Verſuch, der für uns noch unmöglich iſt, ſchon viel leichter ausführen; denn da bei ihnen die Schwere der Körper nur den fünften Theil unſerer Schwere beträgt, ſo wird auch ſchon der fünfte Theil jener La - dung hinreichen, die Kugel zu einem Satelliten des Mondes, zu einem Monde des zweiten Ranges zu machen. Eine anfängliche Geſchwindigkeit von 5000 Fuß würde dieſe Kugel bereits um den Mond herum treiben. Da aber auch dieſe Geſchwindigkeit über ſiebenmale größer iſt, als die von unſern Kanonen erzeugte, ſo werden auch ſie noch einige Schwierigkeiten bei der Ausführung dieſes Experiments zu überwinden haben, beſonders wenn ſie, wie man vermuthen darf, noch nicht ſo weit, wie wir, in der Balliſtik vorgerückt ſeyn, oder wenn ſie vielleicht noch ganz und gar keine Kanonen haben ſollten.

§. 46. (Vortheile der Mondsbewohner.) Immer aber werden ſich die Seleniten in allen den Fällen eines großen Vortheiles über uns zu erfreuen haben, wo es ſich darum handelt, der Kraft der Schwere entgegen zu arbeiten. Wenn ſie z. B. ihre Wagen, ihre Hebel, ihr Rad an der Welle u. dgl., durch elaſtiſche Fe - dern, durch entwickelte Dämpfe oder durch ihre eigene oder durch die Muskelkraft ihrer Thiere in Bewegung ſetzen wollen, ſo wer - den ſie mit einem fünfmal geringeren Kraftaufwande ſchon ihr Ziel erreichen. So würden unſere Pferde auf dem Monde, unter übrigens gleichen Umſtänden, viel größere Laſten ziehen und ohne zu ermüden viel ſchneller laufen können, als auf der Erde, ſo wie auch die Grotesque-Tänzer des Mondes, wenn es ſolche gibt, und wenn ſie dieſelbe Muskelkraft, wie die unſern, beſitzen, mit der -74Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.ſelben Anſtrengung ſchon fünfmal höhere Sprünge machen können, weil ſie auch nur durch eine fünfmal geringere Kraft zu ihrer Erde zurückgezogen werden.

§. 47. (Meteorſteine.) Man hat in den neuern Zeiten die Vermuthung aufgeſtellt, daß die Steine, welche öfter unter heftigen Detonationen aus der Luft zur Erde fallen, und die unter der Benennung von Aerolithen oder Meteorſteinen bekannt ſind, Produkte der Vulkane des Mondes ſeyn mögen.

Wenn man, um die Sache ganz einfach darzuſtellen, von der Bewegung des Mondes ſowohl, als auch von jener der Erde abſtrahirt und annimmt, daß der Wurf eines ſolchen Steines gerade gegen die Erde bin gerichtet ſey, ſo iſt es leicht, denjenigen Punkt zwiſchen Mond und Erde zu finden, wo dieſer Stein von dem Monde ganz eben ſo ſtark, wie von der Erde angezogen wird. Setzt man nämlich voraus, daß die Kräfte dieſer beiden Weltkörper ſich wie ihre Maſſen dividirt durch die Entfernung des Steines von ihrem Mittelpunkte verhalten, ſo findet man, daß dieſer Punkt nahe 7 Erdhalbmeſſer von dem Monde, alſo auch nahe 53 Erdhalbmeſſer von dem Mittelpunkte der Erde ent - fernt iſt. Eine einfache Rechnung zeigt, daß die anfängliche Geſchwindigkeit, die der Stein bei ſeinem Auswurfe durch den Vulkan erhalten, oder daß der Weg, welchen der Stein in der erſten Sekunde zurücklegen muß, um jenen Punkt der gleichen Anziehung zu erreichen, 8290 Par. Fuß beträgt, alſo nahe 12mal größer iſt, als die Geſchwindigkeit einer Kanonenkugel. Wir kennen aber die Kräfte nicht, welche unſere, und noch weniger jene, welche die Vulkane des Mondes entwickeln, als daß wir dadurch über die Wahrſcheinlichkeit jenes Urſprungs der Aerolithen uns eine Entſcheidung erlauben dürften. Gewiß iſt, daß ein Körper, der mit dieſer Geſchwindigkeit die Oberfläche des Mondes verläßt, und in gerader Richtung auf die ruhende Erde fortgeht, jenen Punkt der gleichen Anziehung erreichen, und daß er ihn daher auch, wenn jene anfängliche Geſchwindigkeit nur etwas größer iſt, auch überholen wird. Dann tritt er aber in die Attractionsſphäre der Erde ein, und gehört fortan nicht mehr dem Monde, ſondern uns an. Da ohne Zweifel die meiſten dieſer Steine, wenn ſie anders dieſen Urſprung haben, in einer gegen75Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.die Erde ſchiefen Richtung von dem Monde ausgeworfen wer - den, ſo werden ſie auch ihren Weg nicht in gerader Richtung auf die Erde hinnehmen, ſondern vielmehr dieſelbe, wenn ſie einmal die Attractionsgränze des Mondes überſchritten haben, in krummen Linien, gleich andern, kleineren Monden, umkreiſen, wo ſie dann, beſonders wenn ihre Anzahl, wie es ſcheint, ſehr groß iſt, oft in den Fall kommen könnten, daß ſie die Bahn der Erde durch - ſchneiden, oder ahe zu derſelben gelangen müßten, um von ihr mit Heftigkeit angezogen und zum Herabſtürzen auf die Erde gebracht zu werden.

Man könnte fragen, wie viele Zeit ein ſolcher Stein brauchte, um von jenem Punkte der gleichen Anziehung bis zur Erde zu kommen, oder um ſeinen Weg von 53 Erdhalbmeſſern zurückzu - legen. Wenn er bloß von der Erde angezogen, und durch die Atmoſphäre derſelben in ſeinem Laufe nicht gehindert wäre, ſo würde er dieſen Weg in 2 Stunden 18 Minuten zurücklegen, und am Ende dieſer Zeit die Erde mit einer Geſchwindigkeit erreichen, vermöge welcher er in einer Sekunde 251028 Fuß zurücklegte. Da dieſe die Geſchwindigkeit unſerer Kanonenkugeln gegen 360mal übertrifft, ſo könnte man daraus das tiefe Einſchlagen der Aero - lithen in die Erde, und die Erſcheinung erklären, daß man ſelbſt nach heftigen Steinregen, ſo wenige derſelben auf der Oberfläche des Bodens, wo ſie gefallen ſind, finden kann. Allein da ein ſolcher Stein, in dem Punkte der gleichen Attraction, auch noch, obgleich nur ſchwach, von dem Monde angezogen wird, ſo muß dadurch ſeine Endgeſchwindigkeit verkleinert, und dafür die Zeit, während welcher er jene 53 Erdhalbmeſſer zurücklegt, beträchtlich vergrößert werden. In der That findet man, daß er unter dieſer Vorausſetzung jenen Weg erſt in nahe 64 Stunden oder in 2⅔ Tagen zurücklegen würde.

Uebrigens muß man geſtehen, daß ſich die Erde, ihrem Diener und Fackelträger gegenüber, in einer etwas ſonderbaren Lage be - findet, wenn anders dieſe Hypotheſe von dem Urſprunge der Aero - lithen gegründet ſeyn ſoll. Sie muß ſich von ihm mit Steinen werfen laſſen, ohne es verhindern, ſelbſt ohne es, nach dem Rechte der Repreſſalien, auch nur erwiedern zu können, da uns unſere fünfmal größere Schwere hindert, unſere Steine auch dem Monde76Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.wieder an den Kopf zu werfen, um wenigſtens dadurch den unartigen Diener vielleicht beſſere Sitte zu lehren. Da man indeß, wie unſere ſcharfſinnigen Philoſophen ſagen, am beſten ge - duldig leidet, was man nicht ändern kann, ſo wird es auch hier am klügſten ſeyn, ruhig zuzuſehen und abzuwarten, was etwa noch kommen ſoll; indeſſen jedoch, in Hoffnung beſſerer Zeiten, die ver - ſchoſſenen Kugeln des Feindes aufzuleſen, um ſie in unſeren Mi - neralienkabinetten aufzuſtellen, und dadurch unſeren allzeitfertigen Hypotheſenkrämern Gelegenheit zu geben, ihr Talent an ihnen nach Luſt und Liebe auszuüben. Wir wollen es vorziehen, zuzu - ſehen, welche weitere, verläßliche Folgerungen ſich noch aus dem bisher betrachteten Geſetze der allgemeinen Schwere ableiten laſſen.

§. 48. (Beſtimmung der Maſſe der Sonne.) Nach dieſem Geſetze iſt die Attraction kraft eines jeden Körpers auf einen außer ihm gelegenen Punkt gleich der Maſſe dieſes Körpers, divi - dirt durch das Quadrat ſeiner Entfernung von dem angezogenen Punkte. Alſo iſt auch ſofort umgekehrt: die Maſſe des an - ziehenden Körpers gleich der Anziehungskraft deſſel - ben, multiplicirt in das Quadrat der Entfernung.

So geſtellt, ſieht man ſogleich, daß dieſes Geſetz uns auch die Maſſen der Himmelskörper kennen lehrt, wenn man ihre Anziehung auf einen gegebenen äußern Körper kennt.

Dieſe Anziehung aber wird, (nach §. 33) durch die kleine Linie BM (Fig. I.) ausgedrückt, um welche der angezogene Punkt während einer Sekunde zu dem anziehenden Körper hinfällt. Dieſe kleine Linie iſt ferner gleich der Entfernung CA des ange - zogenen Punktes A von dem anziehenden Körper C, multiplicirt in das halbe Quadrat des kleinen Bogens AM, welchen der an - gezogene Punkt während einer Sekunde um den anziehenden Körper beſchreibt. Dieſer Bogen endlich, in Theilen des Halb - meſſers CA ſeines Kreiſes ausgedrückt, wird erhalten, wenn man die Zahl 360 durch die in Tagen ausgedrückte Umlaufszeit des angezogenen Punktes dividirt, und die ſo erhaltene Zahl durch 0,000004848 multiplicirt, wie dieß alles bereits oben (§. 27) um - ſtändlich erörtert wurde.

77Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.

Wenden wir dieß ſogleich auf die Beſtimmung der Maſſe unſerer Sonne an. Die Umlaufszeit der Erde beträgt 365,25638 Tage. Daraus folgt, daß der Winkel ACM, den die Erde in einer Sekunde um die Sonne beſchreibt, 0,0411 Sekunden, und daß daher der Bogen AM 0,0000001993 Halbmeſſer der Erdbahn beträgt.

Um nun alles in Halbmeſſern der Mondsbahn auszudrücken, bemerken wir zuerſt, daß die Entfernung der Erde von der Sonne 392mal größer iſt, als die Entfernung des Mondes von der Erde. Wir werden alſo den Halbmeſſer CA der Erdbahn gleich 392 ſetzen, und die Hälfte dieſer Zahl oder 196 in das Quadrat des vorhergehenden Bogens AM multipliciren, wodurch man für die Größe BM erhält 0,000000000007782 Halbmeſſer der Monds - bahn. So viele Halbmeſſer der Mondsbahn fällt alſo die Erde während jeder Sekunde gegen die Sonne, oder dieß iſt das eigent - liche Maaß der Attraction, welche ſie in derjenigen Entfernung ausübt, in welcher die Erde ſich um ſie bewegt. Wollte man dieſen Fall in Par. Fuß ausdrücken, ſo würde man nur die letzte Zahl durch 1173051000 multipliciren, welches die Entfernung des Mondes von der Erde (51355 Meilen) in Par. Fuß ausgedrückt iſt, wodurch man für jenen Fall 0,009129 Fuß erhält.

Mit welcher Kraft würde aber die Sonne auf die Erde wirken, wenn die Erde nur ſo weit von ihr entfernt wäre, als der Mond von der Erde entfernt iſt? Die Antwort auf dieſe Frage folgt unmittelbar aus unſerem Geſetze. Da nämlich dieſe beiden Kräfte der Sonne, indem die Maſſe des anziehenden Körpers dieſelbe bleibt, ſich wie verkehrt die Quadrate der beiden Entfernungen verhalten müſſen, ſo wird man die neue Kraft er - halten, wenn man die vorhergehende, oder wenn man die letztge - gebene Zahl durch das Quadrat von 392 multiplicirt, wodurch man die Zahl 0,00000119581 erhält. Das heißt alſo: Wenn die Erde ſo nahe bei dem Mittelpunkte der Sonne ſtünde, als der Mond in der That bei der Erde ſteht, ſo würde die Attractions - kraft der Sonne auf die Erde BM = 0,00000119581 Halbmeſſer der Mondsbahn betragen, oder ſo würde die Erde in jeder Se - kunde durch dieſen Raum BM gegen die Sonne fallen.

78Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.

Es iſt alſo nur noch übrig, zuzuſehen, durch welchen Raum denn der Mond während derſelben Zeit in ſeiner Bahn gegen die Erde fällt, um ſofort die zwei Attractionskräfte, die der Sonne und die des Mondes, für dieſelbe Entfernung, nämlich für die Entfernung des Halbmeſſers der Mondsbahn, zu erhalten. Da dieſe Attractionen für dieſelben Entfernungen nur mehr durch die Maſſen der beiden anziehenden Körper, der Sonne und des Mondes, verſchieden ſeyn können, ſo werden ſie ſich auch wie dieſe Maſſen verhalten müſſen.

Was nun den Mond betrifft, ſo haben wir ſchon oben ge - funden (§. 27), daß er in jeder Sekunde den Winkel von 0,5479 Sekunden, alſo den Bogen AM von 0,0000026562 Halbmeſſer der Mondsbahn beſchreibt. Da aber in unſern gegenwärtigen Rech - nungen dieſer Halbmeſſer der Mondsbahn für die Einheit aller Diſtanzen angenommen worden iſt, ſo wird die Anziehungskraft der Erde auf den Mond gleich ſeyn der Hälfte des Quadrats der letzten Zahl, d. h. gleich 0,0000000000035278, und dieſe Zahl drückt alſo die Anziehung der Erde auf den Mond aus.

Da ferner, wie geſagt, dieſe Anziehungen der Sonne und der Erde, wegen der gleichen Diſtanzen der angezogenen Körper, ſich wie die Maſſen der anziehenden Körper verhalten, ſo verhält ſich die Maſſe der Sonne zur Maſſe der Erde, wie jene beiden Zah - len, d. h. wie 0,00000119581 zu 0,0000000000035278 oder endlich wie 338980 zu 1, oder die Maſſe der Sonne iſt 338980 größer, als die Maſſe der Erde.

§. 49. (Vereinfachung der vorhergehenden Rechnungen.) Wem vielleicht die vorhergehenden Rechnungen mit den großen, oder eigentlich mit den ſehr kleinen Zahlen nicht bequem genug dünken, der kann ſich, mit einer geringen Aenderung, das ganze Geſchäft ſehr abkürzen. In der That, es wurde oben geſagt, die Maſſe ſey das Produkt der kleinen Linie BM in das Quadrat der Ent - fernung AC des angezogenen Körpers von dem anziehenden. Allein dieſe Linie BM iſt gleich dem halben Produkte derſelben Entfernung AC in das Quadrat des Bogens AM, oder was hier, wo es ſich nur um Verhältniſſe handelt, daſſelbe iſt, die Linie BM iſt gleich dem Produkte der Entfernung in das Quadrat des Winkels ACM, welchen der angezogene Punkt in einer79Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Sekunde beſchreibt. Alſo iſt auch die Maſſe des anziehenden Körpers gleich dem Quadrate dieſes Winkels multiplicirt mit dem Würfel der Entfernung des angezogenen Punktes.

In dieſer Geſtalt unſeres Satzes wird die vorhergehende Be - rechnung viel einfacher. In der That, für die Sonne wird der erwähnte Winkel gleich 0, 0411 und die Entfernung gleich 392, alſo iſt auch das Produkt des Quadrats der erſten Zahl in den Würfel der zweiten, oder die Maſſe der Sonne gleich 101752. Für den Mond aber iſt jener Winkel 0, 54788, und die Entfer - nung 1, alſo auch das erwähnte Produkt oder die Maſſe der Erde gleich 0,300172; woraus ſofort folgt, daß die Maſſe der Sonne zur Maſſe der Erde ſich verhält, wie 101752 zu 0,300172 oder wie 338980 zu 1, wie zuvor.

§. 50. (Analoge Beſtimmung der Maſſe der Planeten.) Ganz eben ſo wird man auch die Maſſe aller derjenigen Planeten beſtim - men können, die mit Satelliten verſehen ſind. Der vierte Sa - tellit Jupiters z. B. vollendet den Umlauf um ſeinen Haupt - planeten in 16,68877 Tagen, woraus folgt, daß er in einer Sekunde den Winkel in 0,8988 Sekunden beſchreibt, während ſeine Entfer - nung von dem Mittelpunkte Jupiters 252300 Meilen beträgt. Die Entfernung der Erde von der Sonne aber iſt 20658000 Meilen, alſo nahe 81,8 mal größer, als jene, und der Winkel, den die Erde während einer Sekunde um die Sonne zurücklegt, iſt nach dem Vorhergehenden 0,0411 Sekunden. Multiplicirt man alſo das Quadrat von 0,0411 mit dem Würfel von 81,9, ſo erhält man für die Maſſe der Sonne die Zahl 927,98. Multiplicirt man aber das Quadrat von 0,8988 mit dem Würfel von 1, ſo erhält man für die Maſſe Jupiters die Zahl 0,80786. Die Maſſe der Sonne verhält ſich daher zur Maſſe Jupiters, wie 927,98 zu 0,80786 oder wie 1149 zu 1. Oben haben wir aber die Maſſe der Sonne 338980 mal größer als die Maſſe der Erde gefunden, alſo iſt auch die Maſſe Jupiters 295mal größer, als die der Erde. Eben ſo findet man, daß die Maſſe Saturns 95, und die des Uranus 17mal größer iſt, als die der Erde.

(Andere Beſtimmung der Maſſe der Sonne gegen die der Erde.) Man ſieht, daß die vorhergehende Beſtimmung der Maſſen ſich eigentlich darauf reducirt, daß man für zwei Centralkörper die80Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Größe des Falles beſtimmt, den die von ihnen angezogenen Punkte während einer Sekunde erleiden, und daß man nur dieſen Fall beider Körper auf dieſelbe Entfernung bringen darf, um ſofort auch das Verhältniß der Maſſen beider Centralkörper zu erhalten. So iſt die Sonne der Centralkörper für die Erde, und dieſe iſt der Centralkörper für den Mond, ſo wie Jupiter wieder der Cen - tralkörper für ſeine vier Satelliten iſt. Ganz eben ſo kann man aber auch den Mittelpunkt der Erde als den Centralkörper für die auf der Oberfläche der Erde frei fallenden Körper betrachten, und da die Größe dieſes Falles aus den Beobachtungen bekannt iſt, ſo läßt ſich auch daraus die Maſſe der Sonne ohne Beihülfe des Mondes unmittelbar ableiten. In der That, dieſer Fall auf der Oberfläche der Erde beträgt, wie wir ſchon öfter erwähnt haben, 15 Fuß während einer Sekunde, und die Entfernung dieſer fallenden Körper von dem Mittelpunkte der Erde iſt dem Halbmeſſer der Erde gleich. Wenn aber dieſe Körper 23600mal weiter, d. h. wenn ſie ſo weit, als die Erde von der Sonne, von dem Mittelpunkte der Erde entfernt wären, ſo würden ſie, unſerem allgemeinen Geſetze gemäß, in der erſten Sekunde nur nahe durch 15, dividirt durch das Quadrat von 23600, das heißt, nur nahe durch den Raum von 0,000000026932 Fuß gegen dieſen Mittelpunkt der Erde, gegen ihren Centralpunkt fallen. Allein die Erde ſelbſt fällt gegen ihren eigenen Centralpunkt, d. h. gegen die Sonne, wie wir oben geſehen haben, in derſelben Zeit durch 0,009129 Fuß. Da nun dieſe beiden Fallhöhen ſich wie die beiden anziehenden Kräfte, d. h. wie die Maſſen der beiden anziehenden Körper verhalten müſſen, ſo iſt die Maſſe der Sonne zu jener der Erde, wie die beiden letztgenannten Zahlen, d. h. wie 338974 zu 1, ſehr nahe, wie ſchon oben gefunden wurde.

§. 51. (Ausdehnung dieſes Geſetzes.) Bisher haben wir dieſes Geſetz nur auf die Körper unſeres Sonnenſyſtems angewendet, und wir könnten uns begnügen, zu wiſſen, daß es bis an die äußerſte Gränze deſſelben befolgt wird, da ohnehin alles, was jenſeits dieſer Gränze liegt, für uns größtentheils ein noch ganz unbekanntes Land iſt, und wahrſcheinlich immer bleiben wird.

Dieſe Gränze iſt übrigens ſo weit von uns entfernt, oder das Reich der Sonne iſt, in Vergleich mit allen Reichen der81Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Erde, ſo gewaltig groß, daß wir Urſache haben, uns Glück zu wünſchen, weil es einem von uns gelungen iſt, das zwar kurze, aber mit der größten Genauigkeit befolgte Geſetzbuch dieſer wahr - haft unermeßlichen Monarchie, des eigentlichen Sonnenſtaates, aufgefunden zu haben. Von den Planeten, die wir in dieſem Sonnenſyſteme kennen, iſt Uranus der weiteſte von der Sonne. Er iſt über 19mal weiter als die Erde, oder nahe 400 Millionen deutſche Meilen von der Sonne entfernt.

Eine Kanonenkugel, die in jeder Sekunde, ohne zu ermatten, 600 Par. Fuß zurücklegte, würde dieſen Weg erſt in 480 Jahren vollenden. Allein dieſer Planet iſt noch weit von der uns be - kannten Gränze jenes Reiches entfernt. Derjenige Himmels - körper, der ſich unter den bisher berechneten am meiſten von der Sonne entfernt, iſt der große Komet, der im Jahre 1680 erſchie - nen iſt. Er ſteht in ſeiner Sonnenferne über 880mal weiter als die Erde, oder nahe 17600 Millionen Meilen von der Sonne ab, und jene Kugel würde ihn erſt in 21400 Jahren erreichen. Aber auch er gehorcht, wie die Rechnungen der Aſtronomen zeigen, dem oben (I. §. 146) erwähnten dritten Geſetze Keplers, alſo auch dieſem allgemeinen Geſetze der Schwere, von welchem jenes, wie wir geſehen haben, nur eine Folge iſt.

Aber außer dieſem Reiche? Jenſeits der Gränzen des Son - nengebietes? Wir haben bereits geſagt, daß dort nur unbe - kanntes Land für uns iſt, und daß wir ſonach nicht beſtimmen können, welche Geſetze in jenen ungemeſſenen Entfernungen gelten mögen. Wir haben oben (I. §. 70) geſagt, daß unſere Kenntniſſe dieſer Gränze durchaus nur negativer Art ſind, und daß wir bloß wiſſen, daß der nächſte Fixſtern nicht unter vier Billionen deutſche Meilen von uns entfernt ſeyn kann. Ob er aber noch zwei - oder zehn - oder hundertmal weiter von uns ab - ſteht, iſt uns gänzlich unbekannt. Demnach ſind die andern Son - nen, die Fixſterne, welche wir in ſo großer Zahl über uns glänzen ſehen, wenigſtens ſo weit von uns entfernt, daß zwiſchen den nächſten derſelben und zwiſchen der Sonnenferne jenes äußerſten Kometen noch ein Zwiſchenraum von 3980000 Millionen Meilen, eine ungeheuere Wüſte von dieſer Breite liegt, die unſern StaatLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 682Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.ringsum von allen andern Sonnengebieten trennt, und deren Oberfläche über 50 Quadrillionen Quadratmeilen beträgt.

Es ſcheint verwegen, um die Ereigniſſe, welche dort vorgehen, und um die Geſetze zu fragen, nach welchen ſie vorgehen.

Und doch die Auflöſung dieſes Räthſels, ſo ſchwer es auch ſcheint, iſt dem menſchlichen Geiſte bereits gelungen.

Wir haben oben von einer eigenen Gattung von Fixſternen geſprochen, die man immer Paarweiſe, ſehr nahe neben einander ſtehend, antrifft.

Wir erwähnten, daß bei mehreren dieſer Doppelſterne der eine ſich um den andern bewegt, daß man ſogar bei mehreren derſelben ſchon die Geſtalt der Bahn beſtimmt hat, in welcher dieſe Bewegung vor ſich geht, und dabei das überra - ſchende Reſultat fand, daß die Bahn des einen dieſer Sterne eine Ellipſe iſt, in deren einem Brennpunkt der andere Stern liegt, ganz ſo wie bei den Planeten und Satelliten unſeres Syſtems, von deren elliptiſchen Bahnen auch der eine Brennpunkt von der Sonne oder von dem Hauptplaneten eingenommen wird. Allein ſchon Newton hat gezeigt, daß ſolche Bewegungen eine noth - wendige Folge des Geſetzes der allgemeinen Schwere ſind, ſo daß alſo auch in jenen ungemeſſenen Fernen das Geſetz unſeres Son - nenſyſtems anerkannt wird, und daß es daher höchſt wahrſchein - lich das allgemeine Geſetz der ganzen, endloſen Natur iſt. Welches Entzücken würde Newton zu Theil geworden ſeyn, ihm, der ſchon vor Freude über die Entdeckung des Geſetzes unſeres Syſtems erkrankte, wenn er dieſe Ausdehnung ſeiner Entdeckung über den ganzen Weltenraum auch nur hätte ahnen können.

§. 52. (Beſtimmung der Maſſen dieſer Doppelſterne.) Wir ga - ben oben bereits von mehreren dieſer Sternenpaare die Umlaufszeit des einen um den anderen. So beträgt ſie bei dem ſchönen Doppelſtern Caſtor in den Zwillingen 253, bei ξ im großen - ren 61, bei η in der nördlichen Krone 43 Jahre u. ſ. w. Wenn wir nun auch durch künftige Beobachtungen dahin gelangen ſoll - ten, die Halbmeſſer der Bahnen dieſer Sterne in einem uns be - kannten Maaße, z. B. in Meilen, anzugeben, ſo würden wir daraus, ganz ſo wie oben bei den Planeten, auch den Fall dieſer Geſtirne gegen ihren Centralkörper finden können, und daraus83Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.mittelſt des allgemeinen Geſetzes der Schwere, auch denjeni - gen Fall beſtimmen, den das Geſtirn haben würde, wenn es von ſeinem Centralkörper eben ſo weit, als die Erde von der Sonne, entfernt wäre. Dieſen Fall mit demjenigen verglichen, welchen unſere Erde in der That hat, wird uns ſofort die Maſſe jenes Centralkörpers in Beziehung auf die Maſſe unſerer Sonne kennen lehren.

Nehmen wir an, der Halbmeſſer der Bahn eines ſolchen Doppelgeſtirns ſey zwanzigmal größer, als der Halbmeſſer der Erdbahn, und ſein Fall gegen den Centralkörper betrage 1 / 10 Fuß während einer Sekunde. Da unſere Erde in dieſer Zeit um 0,009129 Fuß gegen die Sonne fällt, ſo würde ſie, jenem allge - meinen Geſetze gemäß, wenn ſie, ſo wie jener Sterne 20mal weiter von der Sonne entfernt wäre, in jeder Sekunde nur durch 0,009129, dividirt durch 400, das heißt, nur durch 0,0000228 Fuß fallen, während doch jener Stern in der That durch 1 / 10 Fuß fällt. Daraus folgt, daß ſich die Maſſe jenes Centralſterns zur Maſſe unſerer Sonne verhält, wie 0,1 zu 0,0000228 oder wie 4380 zu 1. Oder auch umgekehrt: Der Stern fällt in ſeiner Ent - fernung von 20 Erdweiten in einer Sekunde durch 0,1 Fuß. Er würde daher, wenn er ſeinem Centralſtern 20mal näher, d. h. ſo nahe, als die Erde der Sonne wäre, in derſelben Zeit durch 400mal 0,1, das heißt durch 40 Fuß fallen, woraus wieder folgt, daß die Maſſe des Centralkörpers ſich zu der Sonnenmaſſe ver - hält, wie 40 zu 0,009129 oder wie 4380 zu 1, wie zuvor.

§. 53. (Größe der Himmelskörper.) Wir haben bereits oben (I. Kap. V.) die Mittel angezeigt, deren ſich die Aſtronomen be - dienen, die Entfernungen der himmliſchen Körper von der Erde zu finden. Wenn aber einmal dieſe Entfernung, z. B. in Meilen, bekannt iſt, ſo braucht man nur noch den Winkel zu beobachten, unter welchen uns der Halbmeſſer dieſer Körper erſcheint, um ſofort auch die wahre Größe dieſes Halbmeſſers in Meilen zu erhalten. Man multiplicirt nämlich dieſen Winkel durch die ge - gebene Entfernung, und durch die bekannte Zahl 0,000004848 (§. 66), und das Produkt iſt der Halbmeſſer des Geſtirns in Meilen. So erſcheint uns der Halbmeſſer der Sonne unter dem6 *84Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.Winkel von 996 Sekunden, und ihre Entfernung von der Erde beträgt 20658000 Meilen, alſo beträgt auch der wahre Halbmeſſer derſelben 99750 Meilen. Da nun der Halbmeſſer der Erde be - kanntlich nur 859 Meilen hat, ſo iſt der Halbmeſſer, alſo auch der Durchmeſſer der Sonne nahe 116mal größer als jener der Erde. Da ferner die Oberfläche der Kugeln ſich wie die Qua - drate, und die Inhalte oder Volumina derſelben wie die Würfel ihrer Halbmeſſer verhalten, ſo iſt die Oberfläche der Sonne 13456mal größer als die der Erde, und ihr Volum iſt 1560000 mal größer, als das der Erde. Eben ſo findet man das Volum Saturns 928, und das Jupiters 1330mal größer als das Volum der Erde.

§. 54. (Dichtigkeit der Himmelskörper.) Nachdem wir nun das Volum ſowohl, als auch die Maſſe der Himmelskörper kennen gelernt haben, wird es keine weitere Schwierigkeit mehr haben, auch die Dichtigkeit derſelben oder das Verhalten des Stoffes, aus dem ſie beſtehen, zu dem unſere Erde zu beſtimmen. Die Dichtigkeit eines jeden Körpers iſt nämlich nichts anders, als das Verhältniß ſeiner Maſſe zu ſeinem Volum, indem die Dichte derſelben offenbar in demſelben Verhältniſſe größer werden muß, in welchem die Maſſe bei demſelben Volum größer, oder in welchem das Volum bei derſelben Maſſe kleiner wird. Man darf daher nur die Maſſe eines Körpers durch ſein Volum divi - diren, um die Dichtigkeit deſſelben zu erhalten.

So fanden wir oben für unſere Sonne die Maſſe 338980, und das Volum 1560000, wenn Maſſe und Volum der Erde als Einheit vorausgeſetzt wird. Alſo iſt auch die Dichte der Sonne 0,22, oder nahe ¼ von der Dichte der Erde. Die Maſſe Saturns wurde oben gleich 100 oder genauer 95, und das Volum dieſes Planeten gleich 928 von dem der Erde gefunden, alſo iſt auch die Dichte Saturns 0,12 oder nur der zehnte Theil von der Dichte der Erde. Die Dichte unſerer Erde aber, dieſelbe im Ganzen betrachtet, iſt nach Maskelyne’s Verſuchen 4,5, und nach Cavendish ſinnreichem Experimente 5,2 der Dichtigkeit des reinen Waſſers, welche beide Zahlen man im Mittel zu 4,85 oder nahe 5 nehmen kann.

85Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.

Nimmt man die Dichtigkeit der Erde als Einheit an, ſo findet man für die Dichtigkeiten der Himmelskörper unſeres Sy - ſtemes folgende Zahlen:

  • Sonne0,22
  • Uranus0,20
  • Saturn0,12
  • Jupiter0,22
  • Mars0,69
  • Erde1,00
  • Venus1,07
  • Merkur3,61
  • Mond0,70
  • Jupiters Satellit I. 0,2
  • II. 0,4
  • III. 0,3
  • IV. 0,4

Um dieſe Dichtigkeiten mit denen unſerer bekannteſten irdi - ſchen Körper zu vergleichen, wollen wir dieſes Kapitel mit einem kleinen Verzeichniſſe derſelben beſchließen, das uns bei anderen Gelegenheiten wieder nützlich ſeyn kann. Die in demſelben an - gegebenen Dichtigkeiten ſetzen die des reinen oder deſtillirten Waſſers gleich der Einheit voraus.

  • Schwefeläther0,71
  • Reinſter Alcohol0,79
  • Terpentinöl0,87
  • Olivenöl0,91
  • Wein, Bordeaux0,99
  • Milch1,03
  • Meerwaſſer1,02
  • Salpeterſäure1,22
  • Schwefelſäure1,84
  • Korkholz0,24
  • Pappelholz0,38
  • Cedernholz0,56
  • Tannenholz0,66
  • Apfelholz0,73
  • Eſcheuholz0,84
  • Pottaſche0,86
  • Eis0,97
  • Alaun1,80
  • Elfenbein1,92
  • Schwefel2,03
  • Porcellan2,14
  • Feldſpath2,56
  • Bergkryſtall2,65
  • Korallen2,69
  • Perlen2,75
  • Smaragd, grün2,77
  • Onix2,81
  • Marmor2,84
  • Asbeſt2,99
  • Turmalin3,15
  • Flintglas3,33
  • Diamant3,53
  • Topas, orient. 4,01
  • Saphir, orient. 3,99
  • Spath4,43
  • Jode4,95
  • Chrome5,90
  • Zink6,86
86Maſſen und Dichtigkeiten der Himmelskörper.
  • Eiſen, Guß -7,21
  • Eiſen, geſchmiedet7,79
  • Stahl7,81
  • Nickel8,28
  • Arſenik8,31
  • Kupfer8,79
  • Wismuth9,82
  • Silber10,47
  • Rhodium11,00
  • Palladium11,30
  • Blei11,33
  • Queckſilber13,60
  • Gold, geſchmiedet19,36
  • Platin, geſchmiedet20,34
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Kapitel IV. Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.

§. 55. (Bewegungen in krummen Linien überhaupt.) Wir haben oben (II. §. 15) geſehen, daß, wenn ein Körper ſich in einer geraden Linie, und mit gleichförmiger Geſchwindigkeit be - wegt, dieſe Bewegung nur die Folge eines erſten Impulſes ſeyn kann, der bloß einen Augenblick thätig iſt, deſſen Wirkung aber, nach dem Geſetze der Trägheit (II. §. 20) ohne Ende fortdauert, wenn keine anderen, äußeren Einwirkungen dieſe Bewegung ſtören. Wenn daher ein Körper ſich entweder in einer krummen Linie mit gleichförmiger Geſchwindigkeit, oder in einer geraden Linie mit ungleichförmiger Geſchwindigkeit, oder endlich, wenn er ſich in einer krummen Linie mit veränderlicher Geſchwindigkeit bewegt, ſo werden wir in allen dieſen Fällen annehmen müſſen, daß we - nigſtens zwei Kräfte auf ihn wirken. Die eine derſelben kann ebenfalls ein bloßer Impuls, ein anfänglicher, augenblicklicher Stoß oder Zug ſeyn, in deſſen Folge der Körper wie zuvor eine gerade Linie, deren Richtung die dieſes Stoßes iſt, mit gleichför - miger Geſchwindigkeit durchlaufen würde. Wenn aber die wahre Bahn, die wir den Körper beſchreiben ſehen, eine krumme Linie, d. h. eine ſolche iſt, deren Richtung ſich immerwährend und in jedem Augenblicke ändert, ſo kann die andere der beiden auf ihn wirkenden Kräfte nicht mehr von der Art eines augenblicklichen88Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.Stoßes, ſondern ſie muß, wie die oben (II. §. 16) betrachtete Attraction der Erde, eine ebenfalls immerwährend und in jedem Augenblicke fortwirkende Kraft ſeyn, weil nur durch eine ſolche Kraft die immerwährende Aenderung der Richtung der Bahn, ſo wie die ſtetige Aenderung der Geſchwindigkeit des Körpers ſich erklären läßt.

§. 56. (Zerlegung der Kräfte.) Es ſcheint auf den erſten Blick keine leichte Aufgabe zu ſeyn, die Bahn eines ſolchen, von zwei Kräften nach verſchiedenen Richtungen getriebenen Körpers zu beſtimmen. Allein wir haben bereits oben (II. §. 31) eines allgemeinen Grundſatzes der Mechanik erwähnt, der uns hier ganz beſonders zu ſtatten kommen wird. Nach dieſem Grundſatze, der mit der Erfahrung vollkommen übereinſtimmt, bringt jede der beiden Kräfte auf die Körper ganz dieſelbe Wirkung hervor, die ſie hervorgebracht haben würde, wenn ſie ganz allein auf ihn gewirkt hätte, und wenn die andere gar nicht da geweſen wäre. Dieſem Grundſatze, den man das Princip der Zerlegung der Kräfte nennt, gemäß, wird man alſo die Wirkungen der beiden Kräfte abgeſondert betrachten können, wodurch das Geſchäft der Bahnbeſtimmung ungemein erleichtert wird. Einige Beiſpiele werden dieß ſogleich näher erklären.

Wenn ein Körper A (Fig. 2) durch irgend eine Kraft M während einer beſtimmten Zeit, und in gleichförmiger Bewegung von A nach B, und zugleich von irgend einer andern Kraft N in derſelben Zeit von A nach C getrieben wird, ſo findet man den Weg, welchen er in Folge der vereinten Wirkung beider Kräfte beſchreibt, auf folgende Art: Man ziehe die Linie BD mit AC und CD mit AB parallel, ſo entſteht das Parallelogramm ABCD, und der geſuchte Weg des von beiden Kräften getriebenen Körpers wird die Diagonale AD dieſes Parallelogramms ſeyn. Denn da die Kraft N nach der Richtung von AC, die mit BD parallel iſt, wirkt, ſo wird dieſe Kraft, vermöge des erwähnten Principes, die - jenige Bewegung des Körpers, mit welcher er ſich der Linie BD zu nähern ſucht, nicht ändern, und er wird daher dieſe Linie BD in derſelben oben erwähnten Zeit erreichen, die Kraft N mag auf ihn wirken oder nicht. Dieſer Körper wird alſo am Ende dieſer Zeit irgendwo in dieſer Linie BD ſeyn müſſen. Ganz eben ſo89Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.wird man auch zeigen, daß er bloß vermöge der Kraft N am Ende derſelben Zeit irgendwo in der Linie CD ſeyn müſſe, die Kraft M mag auf ihn wirken oder nicht. Der Körper wird daher am Ende dieſer Zeit ſowohl in der Linie BD, als auch irgendwo in der Linie CD, das heißt, er wird in dem gemeinſchaftlichen Durchſchnittspunkte D dieſer beiden Linien ſeyn, und daher die Diagonale AD des Parallelogramms beſchrieben haben, von welchen die Seitenlinien AB und AC die beiden auf ihn wirkenden Kräfte, ihrer Größe und Richtung nach, vorſtellen.

Auf dieſe Weiſe und mit denſelben Worten hat Newton im erſten Buche ſeiner Principien dieſes Theorem von der Zerle - gung der Kräfte erklärt, deſſen wir ſchon oben (I. §. 80) Erwäh - nung gethan haben. Seine Nachfolger haben ſich bemüht, es ſtrenge zu beweiſen. Es wäre aber zu wünſchen, daß dieſe ein - fache und gemeinverſtändliche Darſtellung wenigſtens in unſern Lehrbüchern beibehalten worden wäre, und daß man, aus zu weit getriebener Vorliebe für die Rigoroſität der Beweiſe, eine Er - klärung, die Newton in ſein unſterbliches Werk aufgenommen hat, nicht unter der ſcholaſtiſchen Würde gehalten hätte, mit welcher unſere Dogmatiker ſich noch immer ſo gerne brüſten.

Das Vorhergehende bezieht ſich übrigens nur auf geradlinige und gleichförmige Bewegungen. Allein man ſieht, daß es unmit - telbar auch auf jede andere Bewegung angewendet werden kann, wenn man die krumme Linie der Bahn, wie dieß in der Geome - trie und Mechanik geſchieht, in ſo kleine Theile zerlegt, daß man ſie, ohne merklichen Fehler, als gerade Linien, deren jede mit gleichförmiger Bewegung zurückgelegt wird, betrachten kann.

§. 57. (Bahn der geworfenen Körper auf der Erde.) Es werde nun ein Körper A (Fig. 3) auf der Oberfläche der Erde in einer horizontalen Richtung Aδ geworfen, und zugleich in jedem Augenblicke von der Kraft der Erde angezogen. Wenn bloß der erſte augenblickliche Impuls des Wurfes auf ihn wirkt, ſo würde er in jeder Sekunde die gleich großen Theile Aα, αβ, βγ .. der horizontalen Linie Aαβγ .. beſchreiben, von welchen z. B. jeder dieſer Theile hundert Fuß betragen ſoll. Wenn aber bloß die Anziehung der Erde auf ihn wirkte, welche Wirkung man hier, aus der bereits oben (§. 19) angeführten Urſache als conſtant,90Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.und in unter ſich parallelen oder ſenkrechten Richtungen annehmen kann, ſo würde dieſer Körper in der erſten Sekunde (nach §. 19) um 15,098 Fuß ſenkrecht zur Erde fallen. Wir wollen dieſe Größe, der Kürze wegen, ein Maaß nennen. Wenn er alſo während der erſten Sekunde durch ein Maaß fällt, ſo wird er, nach der Tafel des §. 18, während der zweiten durch 4, während der dritten durch 9, während der vierten Sekunde durch 16 Maaß fallen u. ſ. w.

Dieß vorausgeſetzt, ziehe man alſo durch die Endpunkte α, β, γ .. jener gleichen Theile der horizontalen Linie Aδ die darauf ſenkrechten, oder die vertikalen Linien αb, βc, γd .. und nehme auf ihnen die Stücke

  • αB gleich 1 Maaß
  • βC 4
  • γD 9
  • δE 16 u. ſ. f.

ſo werden A, B, C, D.. die Punkte ſeyn, in welchen ſich der ge - worfene Körper im Anfange der 1. 2. 3. 4ten Sekunde befindet. Vereinigt man dann dieſe Punkte durch eine etwa mit freier Hand gezogene krumme Linie ABCD .. ſo erhält man die geſuchte Bahn des geworfenen Körpers. Je kleiner man die anfänglichen gleichen Theile der horizontalen Linie Aδ genommen hat, deſto genauer wird man auch dieſe krumme Linie erhalten. Dieſelbe Zeichnung zeigt auch, daß man dieſe krumme Linie als eine Folge der Diagonalen von den Parallelogrammen jener beiden Kräfte anſehen kann. In der erſten Sekunde ſind dieſe beiden Kräfte Aα und αB, und AB die Diagonale ihres Parallelogramms. Wenn am Ende dieſer erſten Sekunde die Schwere der Erde nicht auf den Körper wirkte, ſo würde er in der Verlängerung dieſer Diagonale, in der einmal erhaltenen Richtung fortgehen. Allein durch dieſe Schwere wird er, während der erſten Sekunde, um die Linie Bb fallen, alſo wird er die Diagonale BC der beiden Kräfte Bb und bC beſchreiben. In der dritten Sekunde würde er, vermöge der in C erhaltenen Geſchwindigkeit in der Richtung der Verlängerung von BC fortgehen, aber von der Schwere um Cc ſenkrecht herabgezogen werden, ſo daß er die Diagonale CD der beiden Kräfte Cc und cD beſchreibt u. ſ. w.

91Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.

Da für die gleichen Abſtände Aα, αβ, βγ .. der horizontalen Linie die darauf ſenkrechten Linien αB, βC, γD .. ſich wie 1, 4, 9.., das heißt wie die Quadrate der natürlichen Zahlen ver - halten, und da dieß eine bekannte Eigenſchaft der Parabel iſt, ſo iſt dadurch auch die Bahn der über der Erde geworfenen Körper geometriſch beſtimmt. Uebrigens ſieht man, daß ein ſolcher Kör - per einen deſto größern paraboliſchen Bogen über der Erde be - ſchreiben, oder daß er die Oberfläche derſelben deſto ſpäter errei - chen wird, je größer die anfängliche Wurfkraft, d. h. je größer die Linie Aα iſt, ſo wie, daß dieſe Linie endlich auch ſo groß werden kann, daß der geworfene Körper die Erde gar nicht mehr erreicht, ſondern eine krumme Linie um ſie beſchreibt, wo wir dann wieder auf denjenigen Fall zurückkommen, von welchem wir bereits oben (§. 45) geſprochen haben, nämlich auf einen künſtlichen Satelliten der Erde, der gleich unſerem Monde, ſeine Bahn um dieſe Erde beſchreibt.

§. 58. (Princip der Erhaltung der Flächen bei Bewegungen durch Centralkräfte.) Dieß leitet uns gleichſam von ſelbſt auf die Bewegung der Satelliten um ihre Hauptplaneten, und auf die dieſer Planeten um die Sonne, als um den Centralpunkt ihrer Bahnen. Nehmen wir alſo an, ein Planet A (Fig. 4) habe im Anfange ſeiner Bewegung durch irgend eine äußere Veranlaſſung einen Stoß erhalten, in deſſen Folge er während der erſten Sekunde die gerade Linie AB zurücklegt. Wenn weiter keine Kraft auf den Planeten wirkte, ſo würde er in der zweiten Sekunde, in derſelben Richtung die eben ſo große Linie Bc = AB zurücklegen. Wenn aber auch die immer thätige Kraft der Sonne, deren unveränderlichen Ort wir in S annehmen wollen, auf ihn wirkt, ſo wird ſie den Planeten während der zweiten Sekunde in der Richtung BS, etwa um die Linie Bm, an ſich ziehen. Dem - nach hat der Planet, wenn er in dem Punkte B ankommt, zwei Geſchwindigkeiten: die eine Bc, nach dem Geſetze der Trägheit, in der Tangente ſeiner Bahn, und die andere Bm nach der Rich - tung gegen die Sonne S. Zieht man daher durch c die gerade Linie cC gleich und parallel mit Bm, und ergänzt das Parallelo - gramm BCcm, ſo wird die Diagonale BC dieſes Parallelogramms den eigentlichen Weg des Planeten während der zweiten Sekunde92Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.vorſtellen, und derſelbe wird, am Ende dieſer Sekunde, in dem Punkte C ſeyn. Allein die beiden Dreiecke ASB und BSc haben gleiche Flächen, weil ihre Grundlinien AB und Bc gleich groß, und ihre Scheitel in demſelben Punkte S, alſo in derſelben Höhe über ihrer Grundlinie haben. Aber auch die beiden Dreiecke BSc und BSC haben gleiche Flächen, weil ſie eine gemeinſchaft - liche Grundlinie SB, und ihre Scheitel C und c in einer Linie Cc haben, die zu jener Grundlinie parallel iſt, ſo daß alſo auch dieſes zweite Dreieckspaar, wie das erſte, gleiche Baſis und Höhe hat. Daraus folgt demnach, daß auch die beiden äußerſten dieſer Dreiecke, nämlich das Dreieck ASB und BSC gleiche Flä - chen haben, und eben daſſelbe wird auch von den beiden Dreiecken BSC und CSD gelten, wenn der Planet am Ende der dritten Sekunde in dem Punkte D iſt, und ſo fort für jeden folgenden Punkt.

Man ſieht daraus, daß, wenn die anziehende Kraft einen feſten Punkt S einnimmt, oder eine ſogenannte Centralkraft iſt, die Bewegung der von ihr angezogenen Körper immer ſo be - ſchaffen ſeyn muß, daß die Flächen ASB, BSC, CSD .. welche die Radien SA, SB, SC.. um den Sitz S der Kraft beſchreiben, der Zeit proportional ſind, oder daß dieſe Flächen immer in 2, 3, 4.. Sekunden auch 2, 3, 4.. mal ſo groß ſind, als in einer Sekunde. Dieß iſt das erſte Geſetz Keplers, welches wir ſchon oben (I. §. 132) betrachtet haben. Kepler hatte daſſelbe durch unmit - telbare Beobachtungen auf bloß praktiſchem Wege, und nur für die elliptiſchen Bahnen der Planeten gefunden. Man ſieht aber aus der vorhergehenden einfachen Deduction, daß daſſelbe überhaupt für alle Bahnen gilt, die durch eine Centralkraft er - zeugt werden, und es iſt leicht zu zeigen, daß derſelbe Satz auch umgekehrt ſtatt hat, daß nämlich, ſo oft die von den Radien eines Körpers um einen feſten Punkt beſchriebenen Flächen der Zeit pro - portional ſind, die ſie bewegende Kraft eine Centralkraft ſeyn müſſe, die in dieſem feſten Punkte ihren Sitz hat.

§. 59. (Allgemeine Betrachtung der Kegelſchnitte.) In der That iſt es auch nicht nothwendig, daß die von den Planeten um die Sonne beſchriebenen Bahnen immer die Geſtalt einer Ellipſe haben, ſelbſt dann nicht, wenn die Kraft der Sonne, wie93Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.wir oben gezeigt haben, ſich wie verkehrt das Quadrat der Ent - fernung verhält.

Man kann nämlich durch Rechnung zeigen, daß bei einer ſo geſtalteten Kraft der Sonne die Bahnen der um ſie gehenden Körper überhaupt ſogenannte Linien der zweiten Ordnung, oder daß ſie Kegelſchnitte ſeyn werden, deren es im allgemeinen drei Gattungen gibt, die wir hier etwas näher betrachten wollen.

Wenn man durch den Mittelpunkt eines horizontalen Kreiſes eine vertikale gerade Linie errichtet, und dann eine zweite gerade Linie um den höchſten Punkt dieſer Vertikalen ſo herumführt, daß ſie immer durch dieſen Punkt und durch die Peripherie des Kreiſes geht, ſo beſchreibt dieſe zweite, bewegliche Gerade eine krumme Oberfläche, die man einen Kegel nennt, von welchem jener oberſte Punkt der Scheitel iſt. Man kann ſich die beweg - liche gerade Linie auch über dieſen Punkt unbeſtimmt verlängert denken, wo ſie dann durch ihre oben angegebene Bewegung einen Doppelkegel beſchreiben wird, von welchem jener feſte Punkt als Mittelpunkt betrachtet werden kann. In Fig. 5 iſt der untere Theil eines ſolchen Kegels vorgeſtellt, wo C der Mittelpunkt des Kreiſes BD, und CA die darauf ſenkrechte Gerade, AB oder AD die bewegliche Gerade, und A der Scheitel des Kegels iſt.

Denken wir uns die Oberfläche dieſes Kegels in irgend einem Punkte M derſelben durch eine auf der Ebene ſenkrecht ſtehende Ebene MN geſchnitten, ſo wird der Durchſchnitt der Kegelfläche mit der ſchneidenden Ebene MN eine ſogenannte Linie der zwei - ten Ordnung ſeyn. Dieſe Linie wird aber ganz andere Geſtalten und Eigenſchaften erhalten, wenn die ſchneidende Linie MN ſelbſt von verſchiedener Lage iſt. Man bemerkt hier vorzüglich drei Fälle. Um ſie leichter zu unterſcheiden, wollen wir zuerſt die fixe ſchneidende Linie MO parallel mit der gegenüberſtehenden Seite AB des Kegels ziehen, und von ihr ausgehen, um auch die anderen Schnitte, die über und unter dieſem fixen Schnitte liegen, zu betrachten.

§. 60. (Ellipſen.) Hier bemerken wir zuerſt, daß, ſo lange die ſchneidende Linie MN über der fixen Linie MO, oder irgendwo in dem Winkel AMO liegt, der Schnitt der Ebene mit dem94Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.Kegel immer auch die dem Einſchnittpunkte M gegenüber liegende Seite AB des Kegels trifft, und daß daher die durch dieſen Schnitt erzeugte krumme Linie eine ringsum geſchloſſene Curve bilden wird. Dieſe Curven ſind es, die in der Geometrie Ellip - ſen genannt werden. Wir haben ihre vorzüglichſten Eigenſchaften bereits oben (I. §. 136) betrachtet. Wenn die ſchneidende Linie ſehr nahe an MA liegt, ſo wird die ſo entſtehende Ellipſe ſehr länglich oder ſehr excentriſch ſeyn. Wie dieſe Linie MN von MA weiter gegen MO herabrückt, wird die Excentricität der Ellipſe kleiner, und wenn MN in eine ſolche Lage gekommen iſt, daß ſie mit der Ebene des Kreiſes parallel, oder daß ſie ſenkrecht auf die Axe AC des Kegels ſteht, ſo verſchwindet dieſe Excentricität völlig, und der Kegelſchnitt wird zu einem Kreiſe, der als eine Ellipſe mit verſchwindender Excentricität betrachtet werden kann. Wenn aber die ſchneidende Linie MN noch weiter gegen die fixe Linie MO herabſinkt, ſo entſtehen wieder Ellipſen, deren Größe und deren Excentricität immer bedeutender wird, je tiefer die ſchneidende Linie MN herabſinkt. Da man die Seitenlinien AB und AD des Kegels auch unter den Kreis BD unbeſtimmt ver - längert ſich vorſtellen kann, ſo ſieht man, daß der Schnitt, ſo lange er nur innerhalb des Winkels AMO ſtatt hat, immer noch die gegenüberſtehende Seite AB oder ihre Verlängerung treffen, daß alſo die ſo entſtehende Linie immer noch eine geſchloſſene Linie, eine Ellipſe ſeyn wird.

§. 61. (Parabeln.) Allein ſo wie die ſchneidende Linie MN dieſe Gränze erreicht, und in die Lage der fixen Linie MO kömmt, iſt dieß nicht mehr der Fall. Hier geht nämlich der Schnitt nicht mehr durch die dem Punkte M gegenüber liegende Seite AB des Kegels, weil die beiden Linien MO und AB einander parallel ſind, und ſich daher nie ſchneiden können, ſo weit man auch den Kegel auf der untern Seite des Kreiſes BD ver - längert. Hier iſt alſo auch die Curve des Schnitts keine ge - ſchloſſene, in ſich ſelbſt zurückkehrende, ſondern ſie iſt eine gegen - über von M offene Linie, die von ihrem Scheitel M zu beiden Seiten der Linie MO, mit zwei gleichen Aeſten ſich ins Unend - liche ausbreitet. Dieſe krumme, von der Ellipſe weſentlich ver - ſchiedene Linie heißt Parabel.

95Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.

§. 62. (Hyperbeln.) Tritt nun die ſchneidende Linie MN noch weiter, oder auf die andere, untere Seite der fixen Linie MO, d. h. fällt MN zwiſchen die Schenkel OM und MD des Winkels OMD, ſo bleibt die durch den Schnitt entſtehende Linie, wie man ſieht, auf der dem Punkte M gegenüberſtehenden Seite offen, indem ſie da, wie zuvor bei der Parabel, in zwei gleiche und unendliche Aeſte ausläuft. Allein ſie iſt demungeachtet ſehr von der Parabel verſchieden. Verlängert man nämlich die Seiten BA und DA des Kegels über dem Punkte A, und ſtellt man dadurch in der Zeichnung den oben erwähnten Doppel - kegel her, ſo ſieht man, daß die ſchneidende Linie MN, wenn ſie in den Winkel OMD fällt, nicht nur den unteren, ſondern daß ſie auch den oberen Kegel trifft, daß alſo die Ebene des Schnitts in dieſem Falle durch beide Kegel geht, was nicht ge - ſchehen kann, ſo lange die ſchneidende Linie MN in dem Winkel AMO oder über der fixen Linie MO liegt. Die hier entſtehende krumme Linie beſteht alſo aus zwei von einander abgeſonderten, ähnlichen Theilen, welche ihre Scheitel einander zukehren, und von welchen jede auf der ihren Scheitel gegenüberſtehenden Seite mit zwei gleichen Aeſten in’s Unendliche ausläuft. Dieſe krumme Linie mit vier unendlichen Aeſten heißt Hyperbel.

So lange alſo die ſchneidende Linie MN über der fixen Linie MO, oder in dem Winkel AMO liegt, entſtehen Ellipſen; fällt die ſchneidende Linie in die fixe, ſo entſteht die Parabel, und liegt endlich die ſchneidende Linie unter der fixen, oder in dem Winkel OMD, ſo entſtehen Hyperbeln. Die Parabel iſt demnach die Gränze, welche die Ellipſen von den Hyperbeln trennt, ſo wie auch der Kreis die Gränze von denjenigen Ellipſen iſt, die über und unter ihm liegen, und deren Excentricität immer größer wird, je weiter ſie ſich von dieſem Kreiſe, zu den beiden Seiten deſſelben, entfernen. Für jeden Punkt M des Kegels, wo der Schnitt anfangen ſoll, gibt es, wie man ſieht, nur eine einzige Lage der ſchneidenden Ebene, die den Schnitt zur Parabel macht, ſo wie auch nur eine einzige andere Lage den Kreis erzeugt; für die Ellipſe und die Hyperbel aber gibt es unendlich viele Lagen, und es iſt genug, daß die ſchneidende Ebene nur überhaupt über oder96Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.unter dem paraboliſchen Schnitte liegt, um in dem erſten Falle eine Ellipſe, und in dem zweiten eine Hyperbel zu erzeugen.

§. 63. (Anwendung auf die Bewegung der Planeten und Ko - meten.) Dieſes vorausgeſetzt, gehen wir nun wieder zu der Be - wegung der Planeten um die Sonne zurück. Dieſe wird, nach dem Vorhergehenden, durch zwei Kräfte bewirkt. Die eine der - ſelben iſt die Kraft der Sonne, die ſich verkehrt wie das Quadrat der Entfernung des Planeten von der Sonne rer - hält, und die daher, je nach der Verſchiedenheit dieſer Entfer - nungen, ſelbſt als eine veränderliche Kraft betrachtet werden muß. Die andere aber iſt der augenblickliche Impuls, der Stoß, den der Planet im Anfange ſeiner Bewegung, entweder unmittelbar durch die Hand der Allmacht, oder auch durch die Anziehung irgend eines ihm damals nahe ſtehenden Körpers erhalten hat. Die erſte dieſer beiden Kräfte würde, wenn ſie allein da wäre, oder wenn der Planet ſeine Bewegung aus der Ruhe angefangen hätte, dieſen Planeten in einer geraden Linie, und mit immer beſchleunigter Geſchwindigkeit zur Sonne geführt haben, weil die Richtung dieſer Kraft immer gegen die Sonne zu geht. Die zweite Kraft aber würde, wenn ſie allein da geweſen wäre, den Planeten zwar auch in einer geraden Linie, aber, vermöge des Geſetzes der Trägheit, mit einer immer gleichen Geſchwindigkeit nach derjenigen Gegend des Himmels hingeführt haben, nach welcher jener urſprüngliche Stoß ſelbſt gerichtet war. Beide Kräfte zuſammen aber werden den Planeten in einer krummen Bahn um die Sonne führen. Durch jenen erſten Impuls hat er nämlich in dem erſten Augenblicke ſeiner Bewegung eine be - ſtimmte Geſchwindigkeit nach irgend einer Richtung, die nicht durch die Sonne geht, erhalten. Allein in demſelben Augenblicke wurde er auch von der Sonne angezogen, und er geht daher, weder in der Richtung jenes Impulſes, noch in der Richtung dieſer zur Sonne gekehrten Kraft, ſondern er geht in der Dia - gonale des Parallelogramms (§. 56) einher, deſſen Seiten die Größe und Richtung jener beiden Kräfte darſtellen. Dieſe Dia - gonale iſt alſo die Tangente ſeiner krummen Bahn während des erſten Augenblickes. Sei AB (Fig. 4) das Stück ſeiner Tangente, welches der Planet im erſten Augenblicke zurücklegt. Wenn am97Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.Ende deſſelben die Kraft der Sonne nicht weiter auf ihn wirkte, ſo würde er mit der nun erhaltenen Geſchwindigkeit und Richtung ſeinen Weg in dieſer Tangente weiter verfolgen, und den Weg Bc = AB zurücklegen. Allein die Sonne, die ihn auch während des zweiten Augenblickes wieder zu ſich zu ziehen ſtrebt, zwingt ihn, jene erſte Tangente zu verlaſſen, und neuerdings in der Dia - gonale BC des Parallelogramms einherzugehen, deſſen Seiten Bm und Bc die Größe und Richtung der Kraft der Sonne und derjenigen Kraft vorſtellen, die am Ende des erſten Augenblicks auf den Planeten gewirkt hat, und die ſelbſt wieder eine Com - plication von der Kraft der Sonne, und von der des erſten Im - pulſes iſt. Dieſe Diagonale BC wird alſo der Weg des Planeten während des zweiten Augenblickes, oder ſie wird wieder die Tan - gente ſeiner Bahn in dieſer Zeit ſeyn. Eben ſo wird die Diago - nale CD das erſte Element der Tangente der Bahn während des dritten Augenblickes ſeyn u. ſ. w., und der ganze Weg des Pla - neten wird durch die gebrochene gerade Linie ABCD .. vorgeſtellt werden, die einer krummen Linie deſto näher kömmt, je kleiner wir ihre Theile oder je kleiner wir die Zwiſchenzeiten annehmen, während welcher wir den Planeten in ſeinen nach einander fol - genden Stellungen betrachten wollen. Man kann daher auch annehmen, daß der Planet in jedem Punkte B ſeiner Bahn von zwei veränderlichen Kräften getrieben wird, nämlich von der Centralkraft Bm der Sonne, nach welcher er in jedem Augen - blicke ſich in gerader Linie der Sonne zu nähern, und von der Tangentialkraft Bc, nach welcher er in demſelben Augen - blicke ebenfalls in gerader Richtung, nämlich in der Richtung der letzten Tangente ſeiner Bahn fortzugehen ſtrebt. Wie viel aber die Krümmung ſeiner Bahn in dem erſten, und in jedem folgen - den Augenblicke ſeiner Bewegung betragen ſoll, dieß hängt von dem Verhältniſſe der Stärke des erſten Stoßes zu der Stärke der Anziehung der Sonne ab. Dieſes Verhältniß wird alſo auch beſtimmen, ob die Bahn des Körpers eine Ellipſe, Parabel oder eine Hyperbel iſt, und ob z. B. dieſe Ellipſe ſehr ſtark oder nur wenig excentriſch ſeyn wird.

§. 64. (Nähere Beſtimmung der anfänglichen Geſchwindigkeit.) Man kann dieſe verſchiedenen Fälle durch Rechnungen mit großerLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 798Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.Genauigkeit angeben. Es iſt hier nicht der Ort, die Gründe dieſer Rechnungen anzuführen, aber die einfachen Reſultate derſelben dürfen nicht ganz übergangen werden. Nimmt man der Kürze wegen an, daß der Planet in demjenigen Punkte ſeiner Bahn, wo er der Sonne am nächſten iſt, alſo in ſeinem Perihelium (I. Kap. IX. ) entſtanden iſt, und nennt man a die Entfernung dieſes Periheliums von dem Mittelpunkte der Sonne, in Theilen der halben großen Axe der Erdbahn ausgedrückt, ſo ſey b gleich der Zahl 5,804, dividirt durch die Quadratwurzel von a. Dieſes vorausgeſetzt, darf man nur die Größe jenes erſten Impulſes, d. h. die Geſchwindigkeit des Planeten oder den Weg, in deut - ſchen Meilen ausgedrückt, kennen, den er in ſeiner Sonnennähe während einer Sekunde zurücklegt, um daraus ſogleich zu ent - ſcheiden, welchen der oben angeführten Kegelſchnitte der Planet um die Sonne beſchreiben muß.

Iſt nämlich die anfängliche Geſchwindigkeit des Planeten, in Meilen ausgedrückt, kleiner als die vorhergehende Zahl b, ſo iſt die Bahn des Planeten eine Ellipſe; iſt ſie eben ſo groß, als b, ſo iſt die Bahn eine Parabel, und iſt ſie endlich größer als b, ſo iſt die Bahn eine Hyperbel.

So lange alſo die anfängliche Geſchwindigkeit zwiſchen Null und der Größe b liegt, entſtehen immer Ellipſen, aber dieſe Ellipſen ſind anfangs, bei einer ſehr kleinen Geſchwindigkeit, ſehr länglich oder excentriſch. Wie dieſe Geſchwindigkeit zunimmt, nimmt die Excentricität der Ellipſen ab, bis ſie endlich, wenn dieſe Geſchwindigkeit nahe drei Viertheile von b beträgt, ganz verſchwindet, und die Bahn ein vollkommener Kreis wird. Wenn von dieſem Punkte an die Geſchwindigkeit noch weiter wächst, ſo nimmt auch die Excentricität der nun entſtehenden Ellipſen immer mehr zu, bis ſie endlich, wenn die Geſchwindigkeit genau gleich b wird, in die Parabel, bei einer noch größern Geſchwindigkeit in Hyperbeln übergehen. Man ſieht, daß auch hier, bei der eigentlich aſtronomiſchen Betrachtung der Kegelſchnitte, wie dort bei der geometriſchen, die Parabel als die Gränze zwiſchen den Ellipſen und Hyperbeln erſcheint, und daß eben ſo der Kreis den Uebergang von der einen Gattung von Ellipſen zu der andern bildet.

99Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.

§. 65. (Anwendung des Vorhergehenden auf die Bahn der Erde.) Dieſe Beſtimmung der Planetenbahnen ſetzt alſo die Kenntniß der urſprünglichen Geſchwindigkeit derſelben voraus. Allein woher ſollen wir dieſe nehmen? Dieſe Körper des Him - mels ſind vielleicht vor Millionen von Jahren, zu einer Zeit ent - ſtanden, wo das ganze Menſchengeſchlecht noch nicht exiſtirte. In welchem Archive ſollen wir denn die Nachrichten aus jenen Zeiten ſuchen? Wir werden unten ſehen, daß die Bewegungen der Planeten, wie ſie uns von den älteſten Beobachtern überliefert worden ſind, auf das genaueſte mit denen übereinkommen, die wir ſelbſt in unſern Tagen beobachten, und daß man[ſehr] gute Gründe hat, die Unveränderlichkeit dieſer Bewegungen ſelbſt noch für viel größere Zeiträume mit Sicherheit vorauszuſetzen. Wir dürfen daher nur jetzt die Geſchwindigkeit eines dieſer Himmels - körper zur Zeit, wo er der Sonne am nächſten iſt, beobachten, um verſichert zu ſeyn, daß er viele Jahrtauſende durch, ſo oft er dieſen Punkt ſeiner Bahn erreicht, auch immer wieder dieſelbe Geſchwindigkeit, ſo wie denſelben Abſtand von der Sonne haben werde.

Unſere Erde z. B., um das Vorhergehende ſogleich auf ſie anzuwenden, iſt in ihrem Perihelium um den 0,9832ſten Theil der halben großen Axe ihrer elliptiſchen Bahn von dem Mittelpunkte der Sonne entfernt, und ſie hat in dieſem Punkte ihres Weges eine Geſchwindigkeit, mit welcher ſie in einer Sekunde 4,28 deut - ſche Meilen zurücklegt. Für dieſen Fall iſt alſo die Größe a gleich 0,9832, und daher die Größe b gleich 5,85 Meilen. Wäre alſo die Geſchwindigkeit der Erde, zur Zeit ihrer Entſtehung in der Sonnennähe, gleich 5,85 Meilen, ſo würde die Bahn der Erde eine Parabel geworden ſeyn. Wäre dieſe Geſchwindigkeit aber noch größer geweſen, als 5,85 Meilen, ſo würde ſich die Erde in einer Hyperbel um die Sonne bewegt haben. In dieſen beiden Fällen würde ſich alſo unſere Erde, in den unendlichen Aeſten dieſer krummen Linien, immer mehr von der Sonne entfernt haben, ohne je wieder zu ihr zurückkehren zu können. Es iſt mehr als wahrſcheinlich, daß mehrere unſerer Kometen in der That in ſolchen Bahnen einhergehen. Welche Veränderungen,7 *100Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.welche Schickſale würden aber die Erde mit ihren Bewohnern ge - troffen haben, wenn ſie im Augenblicke ihrer Entſtehung von dieſem Falle, dem ſie, wie man ſieht, nahe genug geſtanden iſt, getroffen worden wäre. Ihre anfängliche Geſchwindigkeit war 4,28 Meilen, nur Meile kleiner als jene, die ihr ſo verderblich hätte werden können. Und eben weil ſie kleiner als 5,85 war, wurde die Bahn der Erde eine Ellipſe. Wäre dieſe Geſchwindig - keit nur ein Drei-Viertheil von 5,85, oder wäre ſie 4,39 Meilen geweſen, ſo würde die Erdbahn ein vollkommener Kreis geworden ſeyn. Die wahre Geſchwindigkeit derſelben beträgt aber nur 4,28 Meilen, iſt alſo nahe ein Zehntheil kleiner noch, als die Kreis - geſchwindigkeit, daher unſere Ellipſe zu denen gehört, die (in Fig. 5) über dem Kreiſe, gegen den Scheitel A des Kegels bin liegen. Auch liegt ſie viel näher bei dem Kreiſe, als bei dieſem Scheitel, daher auch ihre Excentricität ſehr klein iſt, oder ihre Bahn der eines Kreiſes ſehr nahe kömmt, was alles mit unſern Beobachtungen vollkommen übereinſtimmt.

Anders verhält es ſich ſchon mit Merkur, dieſem der Sonne nächſten Planeten, deſſen Excentricität ſehr groß iſt; für ihn iſt die Größe a gleich 9,64 Meilen. Eine ſolche Geſchwindigkeit würde ſeine Bahn zu einer Parabel, und eine noch größere zu einer Hyperbel gemacht haben. Allein ſeine beobachtete Geſchwin - digkeit im Perihel iſt 8,34, alſo 1,8 Meilen kleiner als jene, und im Gegentheile 1,7 Meilen größer als die Kreisgeſchwindigkeit, daher die Bahn Merkurs wohl noch eine Ellipſe, aber eine von dem Kreiſe ſehr entfernte, oder eine ſehr excentriſche Ellipſe iſt. Für Uranus hat man die beobachtete Geſchwindigkeit im Perihel gleich 1,02 Meilen, während die für den Kreis 0,97, und die für die Parabel 1,37 Meilen betragen würde.

§. 66. (Wahrſcheinlichkeit der Ellipſe.) Man ſieht, daß unter allen möglichen unzähligen Geſchwindigkeiten, die ein Körper er - halten kann, nur eine einzige den Kreis, und ebenfalls nur eine einzige die Parabel hervorbringt, während es im Gegentheile un - endlich viele gibt, welche die Bahn zu einer Ellipſe oder zu einer Hyperbel machen. Daraus folgt die äußerſt geringe Wahrſchein - lichkeit, daß ein Körper unſeres Sonnenſyſtems ſich in einem Kreiſe oder in einer Parabel bewege, wohingegen bei weitem die101Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.meiſten Bahnen derſelben entweder Ellipſen oder Hyperbeln ſeyn werden. Selbſt unter dieſen beiden letzten Kegelſchnitten wird wieder die Ellipſe ſehr viel wahrſcheinlicher ſeyn, als die Hyper - bel, aus dem Grunde, weil für die Ellipſe ſchon die geringſte Geſchwindigkeit, ſchon die leiſeſte Anziehung irgend eines andern Himmelskörpers hinreicht, während im Gegentheile für die Hy - perbeln durchaus nur ſolche Geſchwindigkeiten erfordert werden, die eine beſtimmte Größe überſteigen. In der That haben wir auch bisher in der Natur noch kein Beiſpiel von einem Planeten oder Kometen gefunden, deſſen Bahn genau kreisförmig oder pa - raboliſch wäre. Daſſelbe gilt ſehr nahe auch von den hyperboliſchen Bahnen, in welchen man bisher bloß zwei Kometen, den von 1771 und von 1824 einhergehen laſſen wollte. Allein die Beobach - tungen dieſer beiden Kometen laſſen immer noch einige Zweifel über die Geſtalt ihrer Bahnen übrig, und es iſt nahe eben ſo wahrſcheinlich, daß dieſelben nur ſehr excentriſche Ellipſen ſind.

Wir werden alſo annehmen können, daß die im verkehrten Verhältniſſe ihrer Entfernung wirkende Kraft der Sonne, ver - bunden mit der Kraft eines Impulſes, welchen der Planet im Augenblicke ſeiner Entſtehung erhalten hat, dieſen Planeten im Allgemeinen in einer Ellipſe um die Sonne führt, indem die letzte einen der beiden Brennpunkte dieſer Ellipſe einnimmt. Da ſich nun der Planet, wenn er von ſeinem Aphelium ausgeht, in der erſten Hälfte ſeiner Bahn der Sonne nähert, in der darauf fol - genden zweiten Hälfte aber wieder von ihr entfernt, ſo hört man von den mit dem Gegenſtande weniger bekannten Leſern öfter den Zweifel aufwerfen, wie es möglich ſey, daß die Kraft der Sonne, die doch den Planeten in allen Punkten ſeiner Bahn anziehen ſoll, ihn auch zuweilen von ſich entfernen können? Eine ge - ringe Ueberlegung wird aber bald die Antwort auf dieſen Ein - wurf finden. Wenn ein Planet von ſeiner Sonnennähe ausgeht, ſo ſteht die Richtung ſeiner Bewegung, die immer durch die Tan - gente ſeiner Bahn angedeutet wird, ſenkrecht auf ſeinen Radius oder auf die Linie, welche ihn mit der Sonne verbindet. Da er hier der Sonne am nächſten iſt, ſo wird er auch am ſtärkſten von ihr angezogen. Da aber auch ſeine Geſchwindigkeit in der Tan - gente hier die größte iſt, und da, wie die Rechnung zeigt, dieſes102Elliptiſche Bewegung der Himmelskörper.Fortſchreiten in der Tangente während einer beſtimmten Zeit viel beträchtlicher iſt, als die Annäherung zur Sonne in derſelben Zeit, ſo iſt hier, im Perihelium, die Tangentialkraft die über - wiegende, und der Planet muß ſich von der Sonne entfernen. Während er nun in dieſer erſten Hälfte ſeiner Bahn einhergeht, ſucht ihn die Kraft der Sonne immerwährend an ſich zu ziehen, und ſeiner jetzt ſtatthabenden von der Sonne abgewendeten Be - wegung entgegen zu wirken. Dadurch vermindert ſich allmählig die Tangentialgeſchwindigkeit des Planeten ſo lange, bis er end - lich in ſeinem Aphelium ankömmt. In dieſem Punkte iſt ſeine Tangentialkraft am kleinſten, ſo wie auch die Attraction der Sonne, wegen der ſich bisher immer vergrößernden Entfernung des Planeten, am ſchwächſten geworden iſt. Allein demungeachtet iſt die letzte Kraft in dieſem Punkte der Bahn beträchtlich größer, als die Tangentialkraft, die Centralkraft überwiegt, und der Pla - net muß ſich daher in der zweiten Hälfte ſeiner Bahn der Sonne wieder nähern, bis er im Perihelium ankömmt, um von da ganz auf dieſelbe Weiſe eine zweite Revolution um die Sonne zu wie - derholen.

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Kapitel V. Störungen der Planeten überhaupt.

§. 67. (Allgemeine Ueberſicht dieſer Störungen.) Wenn bloß die Erde nebſt der Sonne in unſerem Planetenſyſteme da wäre, ſo würde es ein Leichtes ſeyn, die Bahn der Erde nach allen ihren Beziehungen auf das genaueſte zu beſtimmen. Dieſe Bahn würde nämlich, nach dem vorhergehenden Kapitel, eine Ellipſe ſeyn, und ſchon wenige gute Beobachtungen würden hinreichen, die Lage, Größe und Geſtalt dieſer Ellipſe kennen zu lernen.

Allein nebſt dieſer Erde bewegen ſich noch mehrere Planeten, und vielleicht unzählige Kometen um die Sonne, und da dieſe Körper, wie überhaupt alle, dieſelbe Eigenſchaft haben, alle an - dern; Körper nach dem oben (§. 26 und §. 43) angegebenen allgemeinen Geſetze anzuziehen, ſo wird dadurch die Ellipſe, welche jeder dieſer Körper, wenn er allein da wäre, um die Sonne beſchreiben würde, auf das mannigfaltigſte abgeändert. Während z. B. Jupiter durch die Kraft der Sonne in ſeiner großen ellip - tiſchen Bahn um dieſes Geſtirn geführt wird, ſuchen ihn auch alle übrige, beſonders die ihm näher ſtehenden Planeten, Saturn und Mars, durch ähnliche Kräfte immerwährend aus dieſer Bahn heraus zu ziehen. Nach der verſchiedenen Lage und Entfernung der ihn umgebenden Planeten, wird er von denſelben bald zur Sonne hin, bald von ihr weg gezogen; dieſer bewegt ihn auf104Störungen der Planeten überhaupt.ſeinem Wege vor, und jener zurück; dieſer erhebt ihn über, und jener zieht ihn unter ſeine urſprüngliche Bahn. Auf dieſe Weiſe iſt dieſer Planet, und daſſelbe gilt auch von allen übrigen, weit entfernt, eine reine Ellipſe um die Sonne zu beſchreiben, ſondern ſeine Bahn iſt vielmehr eine äußerſt zuſammengeſetzte, eine jeden Augenblick veränderliche krumme Linie, deren nähere Beſtimmung alle Kräfte unſerer Analyſe überſteigt und ſo gut als ganz un - möglich iſt. Dazu kömmt noch, daß die Ecliptik, auf die wir in unſern Rechnungen alle Orte der Planeten beziehen, durch eine ähnliche Wirkung aller Planeten auf die Erde, ſelbſt wieder jeden Augenblick eine andere Lage einnimmt. Durch dieſe Aenderungen, ſo wie durch die bereits oben (I. Kap. XII. ) betrachteten Verän - derungen der Präceſſion und Nutation, wird gleichſam die ganze Sphäre des Himmels erſchüttert, der Anfangspunkt, von dem wir alle Orte der Geſtirne zählen, verrückt, und aus dem letzten dieſer Geſtirne das erſte, aus dem erſten das letzte gemacht, ſo daß an dem Himmel, an welchem wir früher nur Ordnung und Harmonie zu bewundern pflegten, jetzt alles Unordnung und Verwirrung wird, und daß von der großen Karte, die wir uns von demſelben entworfen haben, am Ende auch nicht ein einziger Punkt in Ruhe bleibt, durch welchen wir dieſe nach allen Rich - tungen unter einander verſchlungene Bewegungen feſſeln, und dieſes verworrene Chaos um ſo weniger überſehen können, da wir daſſelbe nicht einmal von einem feſten Standpunkte, ſondern wieder von einer jährlich um die Sonne, und täglich um ſich ſelbſt ſich wälzende Kugel beobachten müſſen, die überdieß ſelbſt wieder von allen Planeten hin und wieder gezogen, und auch noch mit einer Hülle umgeben iſt, welche, die Quelle unzähliger Täuſchun - gen, uns kein einziges dieſer Geſtirne an dem Orte erblicken läßt, welches daſſelbe in der That am Himmel einnimmt.

§. 68. (Schwierigkeit der Beſtimmung derſelben.) Aus dieſem Geſichtspunkte betrachtet, erſcheint uns die Beſtimmung eines einzigen Ortes am Himmel, und überhaupt die ganze Aſtronomie alle menſchlichen Kräfte weit zu überſteigen, und wenn man be - denkt, wie viele Jahrtauſende erfordert wurden, bis der menſchliche Geiſt nur die größte und auffallendſte und ihm zunächſt liegende von allen dieſen Erſcheinungen, die Exiſtenz der doppelten Bewe -105Störungen der Planeten überhaupt.gung ſeiner Erde, erkennen lernte, ſo muß man an der Auflöſung dieſes auf das höchſte verwickelten Problems ſelbſt für alle Folge - zeit beinahe verzagen.

Und doch hat man es gewagt, und glücklich ausgeführt. Dieß muß auch der mit den Mitteln, die zu dieſem Zwecke füh - ren, ganz Unbekannte willig zugeben, da jeder gemeine Kalender unwiderlegliche Beweiſe für dieſe Behauptung liefert. Die Aſtro - nomen berechnen in dieſen Volksbüchern die Finſterniſſe der Sonne und des Mondes auf Sekunden voraus, und Jedermann weiß aus eigener Erfahrung, wie genau ſie zutreffen. Sie haben Jahrhunderte vorher den Augenblick berechnet, wenn auf einer beſtimmten Stelle in Lappland oder auf der Inſel Otaheiti die Venus vor der Sonne erſcheinen wird. Voll Vertrauen in ihre Vorausſagungen hat man Schiffe ausgerüſtet, um dieſe Erſcheinung an dieſen und noch an vielen andern Orten der Erde zu beobach - ten, und das Vertrauen wurde nicht getäuſcht. Kurz, die Sache ſteht jetzt ſo, daß jeder wahre Aſtronom um jeden Preis eine ſichere Wette eingehen kann, daß Jupiter oder irgend ein anderes Geſtirn des Himmels nach einer beſtimmten Anzahl von Jahren zu einer gegebenen Sekunde unter dem Spinnenfaden ſeines heute geſtellten Fernrohrs erſcheinen wird. Wer die Präciſion der heu - tigen aſtronomiſchen Tafeln kennt, wird dieſe Angabe nicht über - trieben finden. Allein wenn dieß ſo iſt, und wie geſagt, kein Aſtronom, der ſeine Wiſſenſchaft näher kennt, kann daran zweifeln, ſo muß auch das oben erwähnte große Problem aufgelöst ſeyn, da ohne daſſelbe dieſe Leiſtungen offenbar unmög - lich wären.

§. 69. (Durch welche Mittel die Berechnung dieſer Störungen erleichtert wird.) Und durch welche Mittel, durch welche Kunſt - griffe iſt es uns möglich geworden, dieſe Aufgabe, die größte und höchſte, die wohl je dem menſchlichen Geiſte gegeben worden iſt, aufzulöſen? Die Leſer werden nicht erwarten, daß ich ſie in das Labyrinth der mathematiſchen Berechnungen einführe, in welchem ſie dem leitenden Faden der Ariadne wohl nur mit Wider - ſtreben folgen würden. Wir wollen uns daher begnügen, nur einige von den Umſtänden anzugeben, durch welche uns, dieſe106Störungen der Planeten überhaupt.unter anderen Verhältniſſen allerdings unüberſteiglichen Hinder - niſſe zu beſiegen, möglich geworden iſt.

§. 70. (I. Große Entfernung der Planeten von uns.) Zuerſt wollen wir bemerken, daß die ungemeine Präciſion, mit welcher die Aſtronomen die Lage der Geſtirne angeben, oft nur ſcheinbar iſt, und daß ſie uns in den meiſten Fällen ſehr ungenau erſcheinen würden, wenn wir ſie, mit dem Maaßſtabe in der Hand, an Ort und Stelle nachmeſſen könnten. Sie werden dieſes ſelbſt ohne Zweifel willig zugeben, wenn wir dafür, der Wahrheit zur Steuer, eben ſo willig zugeſtehen, daß ſie deſſen ungeachtet mit den größten Schwierigkeiten ſiegreich gekämpft, daß ſie ihre Wiſſenſchaft zu dem Stolze des menſchlichen Geiſtes erhoben, und dieſelbe viel weiter gebracht haben, als man von irgend einer andern rühmen kann. Sie können den Ort eines jeden Planeten, auf Jahr - hunderte voraus, bis auf die Genauigkeit der Dicke eines Haares am Himmel beſtimmen. Das ſcheint allerdings eine ſehr große, und iſt auch in der That, wenn man die dabei zu überwindenden Schwierigkeiten bedenkt, eine bewunderungswürdige Genauigkeit. Aber dieſe Dicke eines Haares, vor unſer Auge gehalten, bis es am reinſten erſcheint, wie viel bedeckt ſie wohl an der Sphäre des Himmels? Das feinſte derſelben wenigſtens zehn Sekunden. Und dieſe zehn Sekunden, wie viel betragen ſie z. B. von dem Umkreiſe der Uranusbahn? Wenigſtens achtzehntauſend Meilen oder mehr als zehnmal den Durchmeſſer unſerer ganzen Erde. Bei dem uns nächſten Fixſtern, wenn er in der That (I. §. 70) vier Billionen Meilen von uns abſteht, würden dieſe zehn Sekunden volle zweihundert Millionen Meilen betragen. Solche Dinge nennen ſie eine Kleinigkeit, und mit Recht, denn ein Fehler von zehn Se - kunden in der Peripherie eines Kreiſes beträgt doch erſt den 129600ſten Theil des Ganzen. Wie viele Dinge ſind aber, ſelbſt unter denen, die uns hier unten zunächſt umgeben, deren Durchmeſſer oder deren Umfang wir bis auf den hunderttauſendſten Theil ihrer Größe kennen? Deſſenungeachtet bleibt es wahr, daß dieſe Größen an ſich ſelbſt ſehr bedeutend ſind, ſo gering ſie uns auch in jenen großen Entfernungen erſcheinen. Und wohl uns, daß ſie uns ſo erſcheinen. Denn wenn wir dieſes Gewirre von zahlloſen Him - melskörpern, gleichſam in einem viele Millionenmal verkleinerten107Störungen der Planeten überhaupt.Modelle, ganz nahe vor unſern Augen hätten, und jede kleine Abweichung der ſo wunderbar unter einander verſchlungenen Be - wegungen mit unſern ſtärkſten Mikroſcopen noch vergrößert ſehen könnten, ſo würde es wahrſcheinlich keinem von uns einfallen, die Geſetze aufzuſuchen, nach welchen alle dieſe Erſcheinungen vor ſich gehen. Dort oben aber, in jenen ungemeſſenen Räumen, zeigen ſich die Veränderungen, welche mit den Himmelskörpern vorgehen, für uns nur in ihren großen, gleichſam in ihren rohen Zügen, daher es uns noch möglich wird, die Hauptmomente derſelben rein aufzufaſſen, ohne uns von dem Detail dieſer Erſcheinungen beirren oder übertäuben zu laſſen. In dieſer Beziehung alſo iſt das Problem, die wahre Bahn eines Planeten unſeres Sonnen - ſyſtems zu beſtimmen, ſo ſchwer es auch an ſich ſeyn mag, doch immer noch unendlich leichter, als die Bahn eines der Millionen Sonnenſtäubchen zu berechnen, die uns in unſerer nächſten Nähe umgeben. Aus dieſer Urſache ſind wir auch in der Phyſik, ſo weit ſich dieſe Wiſſenſchaft nur mit den Körpern der Erde, die wir unmittelbar vor unſern Augen haben, beſchäftiget, viel mehr zurück, als in der Aſtronomie, die es nur mit ſehr entfernten Gegenſtänden zu thun hat. Gar vieles läßt ſich nur gut erkennen, wenn es aus einer gewiſſen Ferne geſehen wird, und das Detail verſteckt nur zu oft die großen Züge des Ganzen. Wenn man mehreren Perſonen ein großes Frescogemälde vorlegte, und ſie daſſelbe nur durch ein ſtarkes Mikroſcop beſähen, ſo würde jeder eine andere Idee davon erhalten, und der eine würde es für ein Haus, der zweite für einen Baum, und ein anderer wohl gar für ein Portrait anſehen. Die Bewohner des Mondes, die fünfzig tauſend Meilen von uns entfernt ſind, und eben dadurch die ganze Erde im Großen überſehen, kannten gewiß Amerika und Neuholland lange vorher, ehe ſie von uns, die wir doch die Erde ſo nahe haben, entdeckt wurden, und daß die Erde eine Kugel iſt, die ſich täglich um ſich ſelbſt dreht, mußten ſie lange vorher, ehe Copernicus es finden konnte, auf den erſten Blick geſeh[e]n haben.

Allein dieß iſt nicht die einzige Urſache, durch welche uns die Auflöſung jenes großen Problems möglich geworden iſt. Es gibt vielmehr noch mehrere beſondere Eigenthümlichkeiten unſeres108Störungen der Planeten überhaupt.Sonnenſyſtems, die uns jene Auflöſung ungemein erleichtern, und es ſcheint beinahe, als hätte die gegen uns auch ſonſt ſo gütige Natur dieſe Einrichtungen abſichtlich getroffen, um den ſchwachen Kräften der Menſchen nachzuhelfen, und den Beſſeren von ihnen die Freude zu machen, wenigſtens einige von ihren Geheimniſſen zu enthüllen.

§. 71. (II. Große Maſſe der Sonne gegen die der Planeten.) Alle die Ungleichheiten der Bewegung, welche durch die Anziehung der Planeten unter ſich entſtehen, ſind doch immer nur ſehr klein gegen die eigentlich elliptiſche Bewegung derſelben, welche letzte bloß von der Anziehung der Sonne kömmt, und von welcher jene erſten nur gleichſam als geringe Unregelmäßigkeiten zu betrachten ſind, die man daher auch die Störungen oder die Perturba - tionen der elliptiſchen Bewegung zu nennen pflegt. Wir haben oben (§. 43) geſehen, daß alle himmliſche Körper ſich im geraden Verhältniſſe ihrer Maſſe, und im verkehrten des Quadrates ihrer Entfernung anziehen. Wenn nun z. B. Jupiter zu einer Zeit von der Sonne eben ſo weit als Saturn entfernt iſt, ſo würde er, wenn die Maſſe Saturns eben ſo groß wäre, als die der Sonne, von dieſen beiden Körpern gleich ſtark angezogen werden, und die Folge davon würde eine ſehr große Störung, eine totale Umänderung ſeiner Bewegung und ſeiner Bahn ſelbſt ſeyn. Allein die Maſſe Saturns iſt noch nicht einmal der dreitauſendſte Theil von jener der Sonne, und in eben dieſem Verhältniſſe ſteht alſo auch die Anziehung, welche er und die Sonne auf Jupiter aus - üben, wenn beide gleich weit von dieſem Planeten entfernt ſind. Ja ſelbſt die Maſſen aller Planeten unſeres Syſtems zu - ſammen genommen, betragen noch nicht den achthundertſten Theil der Sonnenmaſſe, und ſie können daher, auch wenn ſie alle in einem einzigen Punkte vereiniget wären, die Hauptwirkung, welche jede derſelben von der Sonne erhält, nur unbedeutend abändern. Durch dieſe Einrichtung hat unſer Planetenſtaat eine ſtreng mo - narchiſche Geſtalt erhalten, in welcher die Gewalt des Regenten über die eines jeden, auch des mächtigſten Unterthanen viel zu weit vorherrſcht, und in welcher jede Unordnung, jeder kleine Ungehorſam ſofort wieder unter die Herrſchaft des großen Ge - ſetzes zurückgebracht wird, das unmittelbar von dem Monarchen109Störungen der Planeten überhaupt.ſelbſt ausgeht, der die legislative und executive Gewalt in ſich vereinigt, und mit Fug und Recht, weil er an Maſſe, die dort die Stelle der Geiſteskraft vertritt, die aller ſeiner Unterthanen über achthundertmal übertrifft. Dieſe Einrichtung unſeres Pla - netenſyſtems ſcheint ein charakteriſtiſches Kennzeichen, nicht bloß im Ganzen, ſondern auch in den einzelnen Theilen deſſelben zu ſeyn. In der That iſt die Ungleichheit der Stände in dieſem Staate ſo auffallend, daß wir hier unten, ſo bunt es auch zu - weilen zugehen mag, kaum etwas ähnliches aufzuweiſen haben werden, und doch bemerkt man in demſelben ſeit Jahrtauſenden keine bedeutende Unordnung, indem auch die mächtigſten Unter - thanen denſelben Gehorſam gegen ihren gemeinſchaftlichen Herr - ſcher äußern, den ſie wieder mit derſelben Strenge von ihren Untergebenen fordern, und mit demſelben Rechte, kann man hin - zuſetzen, da auch ſie wieder an innerer Kraft ihre Unterthanen oft eben ſo weit übertreffen, als ſie ſelbſt alle zuſammen von dem Autokraten des ganzen, großen Reiches übertroffen werden. Unſere Erde bildet mit ihrem Monde einen ſolchen kleinen Staat im Staate, ſie führt ihn auf ihrer weiten Reiſe um die Sonne als ihren Diener in ſchweigendem Gehorſam mit ſich, aber ihre Maſſe übertrifft auch die ihres Begleiters mehr als ſiebenzigmal. Jupiter wird auf ſeiner noch viel größeren Bahn von vier ſolcher Diener begleitet, die aber alle zuſammen noch nicht den zehn - tauſendſten Theil der Maſſe ihres Herrn beſitzen. Auf eine ähn - liche Weiſe verhält ſich Uranus zu ſeinen ſechs, und Saturn zu ſeinen ſieben Satelliten, obſchon wieder mehrere derſelben ſelbſt manchen Hauptplaneten, wie z. B. Merkur, an Maſſe übertreffen. Auf dieſe Weiſe werden alſo dieſe Monde gezwungen, die Ober - herrſchaft ihrer Hauptplaneten, und dieſe wieder, die alles über - wiegende Macht der Sonne anzuerkennen.

§. 72. (III. Kleine Excentricitäten und Neigungen der Pla - netenbahnen.) Aber dieſer günſtige Umſtand würde doch noch nicht hinreichen, die hieher gehörenden Rechnungen ausführbar zu machen, wenn ſich nicht noch mehrere andere zu demſelben Zwecke vereinigten. Wenn z. B. alle Planetenbahnen vollkommene Kreiſe wären, ſo würde weder die große Axe, noch die Excentricität der - ſelben irgend eine Störung erleiden. Wenn aber, wie dieß in110Störungen der Planeten überhaupt.der That der Fall iſt, dieſe Bahnen Ellipſen ſind, ſo ſieht man leicht, daß die Störungen der Planeten, welche in ſolchen Bahnen einhergehen, im Allgemeinen deſto größer ſeyn werden, je mehr dieſe Ellipſen von Kreiſen abweichen, oder je größer ihre Excen - tricitäten ſind. Wenn z. B. die Bahn Jupiters, des größten aller Planeten, eine Excentricität gleich der Hälfte ihrer großen Halbaxe hätte, ſo würden dadurch nicht nur dieſe Bahn ſelbſt, ſondern auch die ihr nahe liegenden der andern Planeten ſehr große Störungen erleiden, die am Ende eine Umänderung unſeres ganzen Sonnenſyſtems hervorbringen könnten. Allein die Jupitersbahn iſt weit entfernt, eine für das Ganze ſo ver - derbliche Geſtalt zu haben, da ihre Excentricität noch nicht der fünfhundertſte Theil ihrer Halbaxe iſt. Selbſt die Merkursbahn, die unter den Bahnen der älteren Planeten am meiſten abge - plattet iſt, hat eine Excentricität, die nur den fünften Theil ihrer Halbaxe beträgt, und nahe daſſelbe bemerkt man auch bei den beiden neuen Planeten Pallas und Juno. Dieſe drei Planeten ſind überdieß alle ſehr klein, und der erſte iſt noch der Sonne ſo nahe, daß ſich von ihnen keine bedeutende Störungen befürchten laſſen.

Eben ſo iſt es mit den Neigungen der Bahnen gegen die Ecliptik. Wenn alle dieſe Bahnen genau in der Ecliptik lägen, ſo würden ſie unter ſich ſelbſt die Lagen dieſer Bahnen offenbar gar nicht, alſo auch im Gegentheile deſto mehr verrücken, unter je größeren Winkeln ſie gegen einander geneigt wären. Allein auch dieſer Fall hat in unſerm Planetenſyſteme nicht ſtatt, wo alle ältere Planetenbahnen höchſtens einen Winkel von drei Graden unter einander bilden, wieder Merkur und die neueren Planeten ausgenommen, von welchen der erſte eine Neigung von ſieben, und Pallas ſogar eine von fünfunddreißig Graden hat, die aber deſſenungeachtet aus der bereits angegebenen Urſache keinen ſchädlichen Einfluß auf die übrigen Planeten äußern können.

§. 73. (IV. Große Entfernungen der Planeten unter einander.) Endlich ſind auch die Räume, welche die Planeten von einander trennen, ſo ungemein groß gegen dieſe Körper ſelbſt, daß die An - ziehung, welche ſie gegen einander ausüben, ſchon aus dieſem Grunde allein nicht anders als ſehr gering ſeyn kann. Die ſo111Störungen der Planeten überhaupt.weit präponderirende Maſſe der Sonne, die kleinen Excentricitä - ten und Neigungen der Planetenbahnen, und die großen Diſtanzen endlich, in welchen dieſe Körper ſich bewegen, alle dieſe Umſtände ſind eben ſo viele Urſachen, warum die Störungen, welche die Planeten von einander leiden, an ſich ſelbſt immer nur ſehr gering ſind, und uns überdieß wegen ihrer großen Entfernungen von uns noch geringer erſcheinen. Durch dieſe günſtigen Verhältniſſe iſt es uns alſo möglich geworden, die Auflöſung jenes großen Problems, der Beſtimmung dieſer Störungen durch unmittelbare Berechnung, zu Ende zu führen, aber, wie man ſchon aus dieſen Hülfsmitteln ſelbſt ſieht, nicht die ſtrenge, allgemeine, ſondern nur eine genäherte Auflöſung des Problemes, aber doch auch ſo weit genähert, als es nur immer von dem gegenwärtigen Zuſtande der Analyſis und der Beobachtungskunſt ſelbſt gefordert werden kann. Da es nämlich, auch unter dieſen günſtigen Verhältniſſen, noch immer unmöglich wäre, die wahren Werthe dieſer Störungen in ſogenannten geſchloſſenen analytiſchen Ausdrücken anzugeben, ſo hat man dieſelben, was viel leichter iſt, und in allen Fällen an - geht, in unendliche Reihen entwickelt, welche nach den natür - lichen Potenzen der ſtörenden Maſſen, der Excentricitäten und Neigungen fortſchreiten. Da aber dieſe drei Größen, wie ſo eben gezeigt worden iſt, ſehr klein ſind, ſo werden auch die Glieder dieſer Reihen immer kleiner, je weiter man in ihnen fortgeht, und man kann ſich in den meiſten Fällen, ohne einen merkbaren Fehler, mit dem erſten, oder doch mit den beiden erſten dieſer Glieder begnügen.

Bemerken wir noch den hier ſehr weſentlichen Umſtand, daß die Planeten alle ſehr nahe die Geſtalt einer Kugel haben, und daß das Newton’ſche Geſetz die ihm ausſchließend zukommende Eigenſchaft hat, daß jede Kugel alle außer ihr befindliche Körper genau ſo anzieht, als ob die ganze Maſſe dieſer Kugel in ihrem Mittelpunkte vereiniget wäre. Dadurch wird die Berechnung der gegenſeitigen Störungen der Planeten auf die von einzelnen Punkten zurückgeführt, da man ſonſt auch auf die Geſtalt derſelben Rückſicht nehmen müßte, wodurch die Auflöſung unſeres Problems, ſelbſt unter allen den oben erwähnten Erleichterungen, für unſere Kräfte unmöglich geworden wäre.

112Störungen der Planeten überhaupt.

§. 74. (V. Abgeſonderte Betrachtung dieſer Störungen.) Ja ſelbſt unter dieſer Geſtalt würden die Berechnungen der Stö - rungen, die jeder Planet von allen übrigen erleidet, ſehr ſchwer, und ſelbſt für den geübteſten und geduldigſten Rechner beinahe unausführbar ſeyn, wenn man in der That alle dieſe Störungen auf einmal beſtimmen ſollte. Um z. B. die Perturbationen, welche die Erde von den übrigen Planeten in jedem Augenblicke erleidet, zu beſtimmen, ſollte man, wenn man nach aller Strenge verfahren wollte, zuerſt die Störungen kennen, welche jeder dieſer die Erde ſtörenden Planeten wieder von allen übrigen, die Erde ſelbſt mit ein - geſchloſſen, in dieſem Augenblicke erfährt. Allein da, wie geſagt, dieſe Störungen alle nur gering ſind, ſo kann man ſich, ohne Nachtheil zu befürchten, erlauben, nur diejenigen Perturbationen zu beſtimmen, welche jeder einzelne Planet von jedem anderen einzelnen Planeten unſeres Sonnenſyſtems unter der Vorausſetzung erleidet, daß dieſer andere Planet ſelbſt nicht weiter in ſeiner Bahn geſtört werde, ſondern bloß in ſeiner reinen elliptiſchen Bewe - gung um die Sonne gehe. Auf dieſe Weiſe iſt unſer Problem eigentlich dahin gebracht, daß man nur immer drei Körper auf einmal betrachtet, nämlich die Sonne, den ſtörenden, und den von ihm geſtörten Planeten, und ſo iſt das berühmte Problem der drei Körper entſtanden, das größte und ſchwerſte, das viel - leicht je der menſchliche Geiſte erörterte, und deſſen bloß genä - herte Auflöſung ſeit Newton, der es zuerſt aufgeſtellt und wenigſtens in ſeinen vorzüglichſten Theilen gelöst hat, von den vorzüglichſten Geometern und Aſtronomen, D’Alembert, Euler, Laplace, Lagrange u. a. verſucht, und erſt in unſern Tagen zu einem Grade der Vollkommenheit ausgebildet wurde, die wohl nur wenig mehr zu wünſchen übrig läßt.

§. 75. (Ueber Wahrheit und Annäherung zu derſelben.) Wenn es aber den Aſtronomen, aller ihrer Anſtrengungen ungeachtet, bisher doch nur gelungen iſt, von dieſer wichtigſten Aufgabe ihrer Wiſſenſchaft bloß eine genäherte Auflöſung zu geben muß man da nicht beſorgen, daß dieſe Wiſſenſchaft, die man doch ſo oft die Königin aller andern nennen hört, noch ſehr unvollkom - men, und noch weit von der Vollendung entfernt iſt, die ſie allein zu der Annahme einer ſolchen Benennung berechtigen könnte? 113Störungen der Planeten überhaupt.Es iſt möglich, daß die mathematiſche Analyſe, wenn ſie gleich den menſchlichen Geiſt auf jene höchſte Stufe der Erkenntniß ge - ſtellt hat, die irdiſche Weſen unſerer Art überhaupt noch einnehmen können, es iſt möglich, daß auch ſie faſt nichts als Stückwerk und ein höchſt unvollkommenes Spielzeug, eine bemitleidenswerthe Krücke iſt, mit welcher wir uns auf unſerem Wege zur Wahrheit mühſam genug fortſchleppen, und auf die vielleicht ein höherer Geiſt, der dieſer Hülfsmittel nicht bedarf, nur mit Lächeln herab - ſieht. Aber dieſes Mittel, ſo unvollkommen es auch an ſich ſelbſt ſeyn mag, hat uns doch dahin gebracht, die Bewegungen der Planeten mit derſelben Genauigkeit zu berechnen, mit welcher wir ſie mit unſern vollkommenſten Inſtrumenten beobachten können; es hat dieſe Rechnungen mit den Beobachtungen in eine Ueber - einſtimmung, in eine Harmonie gebracht, deren ſich keine andere Wiſſenſchaft erfreut; es hat uns endlich alle Erſcheinungen des Himmels, ſo verwickelt ſie auch ſeyn mögen, nicht nur die unſerer Tage, die wir ſelbſt beobachten können, ſondern auch die der längſt verfloſſenen Jahrhunderte in ihren erſten Urſachen ent - ſchleyert, und uns ſelbſt bei den künftigen Beobachtungen unſerer Nachfolger verweilen laſſen, um Phänomene zu beſtimmen, die ſich erſt in der ſpäten Folgezeit zutragen werden, und die wir jetzt mit Gewißheit vorausſagen können, obſchon ſie uns, ohne dieſes Hülfsmittel, ohne dieſes Fernrohr unſeres geiſtigen Auges, viel - leicht ewig verborgen geblieben wären.

Uebrigens, wer von uns dieſe Annäherung zur Wahrheit ver - ſchmäht, wer Wahrheit, reine Wahrheit ſelbſt fordert in wel - cher anderen menſchlichen Erkenntniß kann er ſich des Beſitzes dieſes Kleinods rühmen? Alle unſere ſogenannten menſchlichen Wahrheiten, was ſind ſie anders, als Annäherungen und oft noch ſehr unvollkommene Annäherungen zu einem Ziele, das noch kein Sterblicher erreicht hat. Man pflegt gewöhnlich die Mathematik anzuführen, um zu beweiſen, daß uns wenigſtens in Einem Felde unſeres Wiſſens, die Erkenntniß der Wahrheit nicht verſagt ſeyn ſoll. Allein, ohne von den erſten Grundſätzen zu ſprechen, auf denen doch das ganze Gebäude dieſer Wiſſenſchaft errichtet iſt, ſind die Mittel, deren ſie ſich bedient, ihre ſogenannten Wahr -Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 8114Störungen der Planeten überhaupt.heiten zu finden, ſind die Zahlen ſelbſt, mit denen wir rechnen, etwas anderes, als bloße Annäherung zu den wahren Zahlen, mit denen wir gerne rechnen möchten, ohne es zu können? Wel - ches ſind z. B. die Zahlen, die, mit ſich ſelbſt multiplicirt, zwei oder drei geben? Wir wiſſen es nicht. Wir können ſie wohl, aber nur näherungsweiſe, angeben; ſie ſelbſt erreichen aber können wir nie. Unſere größten und beſten Logarithmen-Tafeln, dieſel - ben, welche die Aſtronomen bei allen ihren Rechnungen brauchen, und welche auch Andere brauchen würden, wenn ſie ihren eige - nen Vortheil beſſer verſtünden, dieſe Tafeln enthalten über viermal - hunderttauſend Zahlen, und von ihnen allen ſind kaum zwanzig richtig oder völlig genau bekannt, während alle andern bloß an - nähernd, bloß beinahe wahr ſind, und doch beruhen auf ihnen alle unſere Berechnungen des Himmels und der Erde.

Nachdem wir ſo die Störungen, welche die Planeten von ihrer gegenſeitigen Anziehung erleiden, im Allgemeinen betrachtet haben, wollen wir nun die merkwürdigſten derſelben etwas näher unterſuchen.

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Kapitel VI. Periodiſche Störungen.

§. 76. (Zwei Klaſſen dieſer Störungen.) Die Anziehung, welche die Planeten unter einander erleiden, wird ſich zunächſt in den Orten dieſer Körper ſelbſt äußern, indem ſich dadurch die Längen und Breiten (I. S. 32) ſo wie die Entfernungen derſelben von der Sonne, alſo auch von der Erde ändern. Dieſe Störungen werden aber offenbar nur von den Orten der beiden Planeten in ihren Bahnen, oder von ihren gegenſeitigen Stellungen abhängen, und da dieſe Stellungen nach einigen Umläufen beider Planeten immer wieder dieſelben ſeyn müſſen, ſo werden auch die davon abhängigen Störungen in beſtimmten Perioden wiederkehren, aus welcher Urſache man ſie auch die periodiſchen Störun - gen genannt hat.

Allein man ſieht leicht, daß dieſe, bloß von ihren gegenſeitigen Stellungen abhängenden Aenderungen der Planeten in ihren Bah - nen endlich auch auf dieſe Bahnen ſelbſt einen Einfluß äußern, und daß dadurch die Geſtalt, die Lage, und vielleicht ſelbſt die Größe dieſer Bahnen Aenderungen erleiden werden. Dieſe Aen - derung der Jupitersbahn z. B. in jeder gegebenen Zeit wird aber nicht mehr, wie zuvor von der Stellung der dieſem Planeten zu - nächſt ſtehenden Mars oder Saturn in derſelben Zeit, ſondern ſie8 *116Periodiſche Störungen.wird vielmehr von dem Complex aller Stellungen der auf Ju - piter wirkenden Planeten ſeit mehreren Jahrhunderten, von der Lage aller übrigen Planetenbahnen gegen die Jupitersbahn ab - hängen. Dieſe Lagen ſind nun, wie wir bald näher ſehen werden, ebenfalls veränderlich, und ſelbſt in gewiſſen obgleich ſehr langen Zeiträumen, wiederkehrend, daher alſo auch dieſe Störungen, die ſich nicht auf den geſtörten Planeten ſelbſt, ſondern nur auf die Elemente ſeiner Bahn beziehen, zwar auch im Allgemeinen in Perioden, aber in ſehr lange, mehrere Jahrtauſende umfaſſende Perioden eingeſchloſſen ſind, und aus dieſer Urſache, zum Unter - ſchiede mit den zuerſt betrachteten, ſäculäre Störungen ge - nannt werden.

Beide Gattungen von Perturbationen haben die Aſtronomen durch Rechnungen, von welchen wir hier keine nähere Anzeige geben können, entwickelt, und dadurch den Planetentafeln eine Genauigkeit gegeben, die bis auf wenige Sekunden mit den beſten Beobachtungen übereinſtimmt, während man früher, wo man dieſe Störungen noch nicht kannte, oft viele Minuten und ſelbſt ganze Grade von Unterſchieden zwiſchen der Theorie und der Beobach - tung gefunden hatte. Auf dieſe Weiſe iſt es ihnen gelungen, die verwickelten Erſcheinungen des Himmels mit einer ſie ſelbſt über - raſchenden Präciſion darzuſtellen, und alle ohne Ausnahme aus dem einzigen und einfachen Geſetze der allgemeinen Schwere ab - zuleiten. Denn weit entfernt, dieſe Störungen, wie ihre Benen - nung zu ſagen ſcheint, als Ausnahmen von der allgemeinen Regel oder als wahre Unordnung des Sonnenſyſtems zu betrachten, iſt vielmehr jede derſelben nur eine neue Beſtätigung jenes großen Geſetzes geworden, dem alle Körper des Himmels, ſelbſt in ihren ſcheinbaren Abweichungen von demſelben, in ſtiller Unterwerfung gehorchen.

§. 77. (Periodiſche Störungen des Mondes.) Wir wollen nun zuerſt die periodiſchen Störungen der Planeten, und unter ihnen beſonders die des Mondes betrachten, weil dieſe uns zu - nächſt angehen, und ſich durch ihre Größe vor allen andern aus - zeichnen, daher auch mehrere von ihnen ſelbſt von den alten Griechen ſchon bemerkt worden ſind, obſchon es ihnen unmöglich war, die Urſache derſelben anzugeben.

117Periodiſche Störungen.

Die elliptiſche Bahn der Erde, und der Ort der Erde ſelbſt in dieſer Bahn wird von den ſie zunächſt umgebenden Planeten nur ſehr wenig geſtört. Im ungünſtigſten Falle kann dieſer Ort der Erde in ſeiner Bahn nur um 40 Sekunden, und ihre Ent - fernung von der Sonne kaum um den zehntauſendſten Theil ihrer mittleren Diſtanz von derſelben verrückt werden. Die Urſache davon liegt, wie bereits im vorhergehenden Kapitel bemerkt wurde, vorzüglich in den geringen Maſſen der ſtörenden Planeten, und in den großen Entfernungen, in welchen ſie von der Erde abſtehen. Eben ſo gering, ja noch viel geringer ſind alſo auch die Störungen, welche der Mond von denſelben Planeten erleidet, von welchen er, als der beſtändige Begleiter der Erde, im Mittel immer nahe eben ſo weit entfernt iſt, als ſie ſelbſt. Aber mit der Sonne verhält es ſich ganz anders. Der Mond bewegt ſich nämlich in einer Ellipſe, in deren einem Brennpunkte die Erde iſt, er bewegt ſich alſo eigentlich um die Erde, und wenn außer dieſer Erde kein anderer Himmelskörper mehr groß genug oder auch nahe genug wäre, um durch ſeinen Einfluß dieſe Be - wegung des Mondes zu verändern, ſo würde auch der Mond un - geſtört in ſeiner elliptiſchen Bahn um die Erde gehen. Die Sonne iſt nun zwar nahe 400mal weiter, als der Mond, von der Erde entfernt, aber ihre Maſſe iſt dafür auch (§. 48) über 300000mal größer, als die der Erde, und dieſe ungeheuere Prä - potenz iſt die Urſache, daß die Wirkung der Sonne auf die Be - wegung des Mondes, ihrer großen Entfernung ungeachtet, noch ſo bedeutend iſt, daß ſie den Ort des Mondes in ſeiner Bahn um die Erde um mehr als zwei Grade verrücken kann. Eigent - lich iſt es nicht die Erde, ſondern der gemeinſchaftliche Schwer - punkt der Erde und des Mondes, der in der Zeit eines Jahres ſeine elliptiſche Bahn um die Sonne zurücklegt. Wenn man zwei in ihrer Größe ſehr ungleiche Kugeln durch einen Stab verbindet, an dem gemeinſchaftlichen Schwerpunkt derſelben ein Band befeſtiget, und das ganze, gleich einer Schleuder, um die Hand bewegt, ſo hat man ein Bild von dieſer Bewegung des Mondes um die Erde, und mit dieſer zugleich um die Sonne, nur mit dem Unterſchiede, daß hier die beiden Kugeln, die Erde und der Mond, an Größe ſo ſehr verſchieden ſind, daß der118Periodiſche Störungen.Schwerpunkt des ganzen Syſtems ſehr nahe zu dem Mittelpunkte, und noch in den Körper der Erde ſelbſt fällt. Die Sonne iſt, wie geſagt, vierhundertmal weiter von der Erde entfernt, als der Mond in ſeiner mittleren Diſtanz von der Erde abſteht. Alſo iſt auch die Diſtanz der Sonne von dem Monde zuweilen 1 / 400mal kleiner, und zuweilen wieder eben ſo viel größer, als die Diſtanz der Sonne von der Erde. So wenig dieß ſcheint, ſo hat es doch, wie wir ſehen werden, einen ſehr großen Einfluß auf die Bewe - gung des Mondes. Dazu kömmt noch, daß die Richtung der Bewegung des Mondes bald zur Sonne hin, bald von ihr weg gewendet iſt, wodurch die Geſchwindigkeit dieſes Satelliten bald vergrößert, bald wieder vermindert wird, ſo daß alſo, durch dieſe Störungen der Sonne, die Entfernung des Mondes ſowohl, als auch die Größe und Richtung ſeiner Bewegung oft beträchtlich verändert werden kann.

§. 78. (Evection.) Unter dieſen Störungen des Mondes durch die Sonne, ſind beſonders die merkwürdig, welche dieſer Satellit in ſeiner Länge erleidet. Da die Excentricität ſeiner Bahn ſo beträchtlich iſt, ſo kann ſchon die Gleichung der Bahn (I. §. 141) auf mehr als ſechs Grade gehen, wodurch daher ſelbſt die rein elliptiſche Bewegung des Mondes um die Erde, ſelbſt ohne Zuthun der Sonne, ſehr ungleichförmig wird. Allein durch die Wirkung der Sonne werden noch viele andere Ungleichheiten eingeführt, von welchen die größte, unter dem Namen der Evec - tion bekannte, ſchon von Ptolemäus (130 Jahre nach Chr. G.) entdeckt wurde. Durch dieſe Störung iſt die Länge des Mondes in den Syzygien, d. h. zur Zeit des Neu - und Voll - mondes immer größer, als ſie nach der rein elliptiſchen Bewe - gung ſeyn ſoll, während ſie wieder zur Zeit der beiden Quadra - turen um dieſelbe Größe, d. h. um nahe 1,27 Grade zu klein iſt. Nennen wir der Kürze wegen A die Differenz der Länge des Mondes und der Sonne, B die mittlere Anomalie (I. S. 279) des Mondes, und C die mittlere Anomalie der Sonne, ſo läßt ſich die Evection durch das Produkt von 1,27 in den Sinus von 2 A B ausdrücken. In den Syzygien iſt A gleich 0 oder 180, in den Quadraturen aber iſt A gleich 90 oder 270°, alſo iſt dort die Evection negativ, und am größten, während ſie hier ihren119Periodiſche Störungen.größten poſitiven Werth erreicht. Man ſieht daraus zugleich, daß die Evection eine Periode von 31,8 Tagen hat, in welcher Zeit ſie alle ihre Veränderungen regelmäßig durchlauft. Die alten Griechen vor Ptolemäus beobachteten den Mond nur zur Zeit der Finſterniſſe, d. h. in den Syzygien, wo der vorherge - hende Ausdruck gleich 1,27° Sin. B wird, wenn B, wie zuvor, die mittlere Anomalie des Mondes bezeichnet. Allein ganz dieſelbe Form hat auch die Gleichung des Mittelpunkts (I. §. 141), und dieß iſt die Urſache, warum jene alte Aſtronomen die Gleichung der Mondsbahn um 1,27° zu klein, oder warum ſie die Monds - bahn in ihrer Geſtalt einem Kreiſe viel näher angenommen haben, als ſie in der That iſt. Ptolemäus oder vielleicht ſchon Hipparch (140 Jahre vor Chr. G.), deſſen Arbeiten Ptolemäus benützte, beobachtete den Mond auch zur Zeit ſeiner Quadraturen, wo die Länge deſſelben, vermöge der Evection, größer erſcheint, als ſie ſeyn ſoll, da ſie doch in den Syzygien kleiner war. Weil er dieſe, wenn auch nur ſcheinbaren Widerſprüche weder vereinigen, noch erklären konnte, ſo nahm er die Excentricität der Mondsbahn veränderlich an, indem er vorausſetzte, daß ſie ſich zur Zeit der Neu - und Vollmonde mehr zu einem Kreiſe abrunde, zur Zeit der Quadrat[u]ren aber zu einer ſehr länglichen Ellipſe ausdehne. Eine Vorausſetzung, die nicht gegründet iſt, und die man auch ſofort verwarf, als man die wahre Urſache der Evection in der Störung des Mondes durch die Sonne kennen gelernt hatte.

Wir werden unten ſehen, daß die große Axe der Mondsbahn, oder daß die Abſidenlinie dieſer Bahn eine ſehr ſchnelle Bewegung am Himmel hat, ſo daß ſie ihren Ort während der Zeit eines Jahres um mehr als 40 Grade ändert. Wenn nun dieſe Abſiden zu irgend einer Zeit mit den Quadraturen zuſammen fallen, ſo wird dadurch, wie eine einfache Rechnung zeigt, die Centralkraft der Erde, für die ganze Bahn des Mondes, durch die Sonne weniger verändert, als ſonſt der Fall iſt. Geht daher der Mond von der Erdnähe zur Erdferne, ſo wird er ſich dabei weniger von der Erde entfernen, als er ſonſt gethan haben würde, d. h. ſeine Excentricität wird kleiner erſcheinen. Geht er aber von der Erd - ferne zur Erdnähe über, ſo wird er, da er ſchwächer, als es die reine Ellipſe fordert, von der Erde angezogen wird, in der Erd -120Periodiſche Störungen.nähe ſich weiter von der Erde entfernen, und die kleinſte Entfer - nung wird gegen die mittlere größer, d. h. ſeine Excentricität wird wieder kleiner erſcheinen.

Wenn aber für eine andere Zeit die Abſiden mit den Syzy - gien zuſammen fallen, ſo ändert ſich, wie durch dieſelbe Rechnung gezeigt werden kann, die Centralkraft der Erde mehr, als in allen andern Fällen, woraus daher, durch Wiederholung derſelben Schlüſſe, folgt, daß dann die Excentricität der Mondsbahn größer erſcheinen muß. Als Endreſultat alles Vorhergehenden werden wir alſo annehmen, daß die Excentricität, oder was daſ - ſelbe iſt, die Gleichung des Mittelpunktes der Mondsbahn am größten erſcheint, wenn die Abſiden in die Syzygien, und am kleinſten, wenn ſie in die Quadraturen fallen, und das iſt es, worauf die eigentliche Erklärung der Evection beruht.

§. 79. (Variation.) Die zweite große Ungleichheit der Mondslänge heißt die Variation. Sie kann ſich bis auf 0,65 Grade erheben, und hat dieſen ihren größten Werth in den vier Punkten, die zwiſchen den Syzygien und Quadraturen in der Mitte liegen, das heißt, in den vier Octanten, während ſie in den Syzygien und Quadraturen ſelbſt verſchwindet. Ihr Aus - druck iſt 0°,65 Sin 2 A, wo wieder A gleich der Länge des Mon - des weniger jener der Sonne iſt. Daraus folgt zugleich, daß die Periode dieſer Störung gleich 14,76 Tagen, oder gleich einem halben ſynodiſchen (I. §. 98) Monat iſt.

Es läßt ſich nämlich durch eine einfache Rechnung, die wir aber hier, unſerem Zwecke gemäß, nicht näher anführen wollen, leicht zeigen, daß die Tangentialkraft (vergl. §. 63) des Mondes im Allgemeinen, in den Syzygien am größten, und in den Qua - draturen am kleinſten iſt, und daß ſie daher in den Octanten in ihrem mittleren Werthe ſeyn muß, woraus dann unmittelbar folgt, daß die Geſchwindigkeit des Mondes im erſten und dritten Quadranten von A, durch die Wirkung der Sonne vermindert, im zweiten und vierten Quadranten aber vermehrt wird, was mit der erwähnten Erſcheinung der Variation unmittelbar im Zuſam - menhange ſteht.

§. 80. (Jährliche Gleichung des Mondes.) Eine dritte be - trächtliche Störung des Mondes durch die Sonne, die jährliche121Periodiſche Störungen.Gleichung, iſt ebenfalls ſchon von Tycho entdeckt worden. Ihr Ausdruck iſt 0°,19 Sin C, wenn C die mittlere Anomalie (I. §. 140) der Sonne bezeichnet. Dieſe Gleichung zeigt, daß dadurch die Länge des Mondes in den erſten ſechs Monaten des Jahrs ver - mindert, in den andern aber um eben ſo viel vermehrt wird. Zur Zeit der mittleren Entfernung der Erde von der Sonne, d. h. im Anfange des April und Oktober verſchwindet dieſe Störung, deren Periode ſonach gleich der Länge unſeres Jahres iſt.

Man kann nämlich durch einige einfache geometriſche Be - trachtungen leicht zeigen, daß die Centralkraft (§. 63), welche die Erde auf den Mond ausübt, daß alſo auch die elliptiſche Bewe - gung dieſes Satelliten, durch die Sonne in den Quadraturen um ihren 1 / 182ſten Theil vermehrt, und in den Syzygien nahe um das Doppelte, alſo um ihren 1 / 91 Theil vermindert, alſo im Ganzen mehr verkleinert als vergrößert, d. h. überhaupt verkleinert werde. Dieſe im Allgemeinen conſtante Verminderung der Cen - tralkraft der Erde vertheilt ſich aber in ihrer Wirkung über die ganze Bahn des Mondes, und iſt, in ſeinem vorzüglichſten Gliede, dem Coſinus des Winkels C proportional. Wenn aber die Cen - tralkraft abnimmt, ſo nimmt auch die Geſchwindigkeit des Mon - des ab, und zwar um eine Größe, die dem Sinus deſſelben Winkels proportional iſt, woraus die Erklärung der jährlichen Gleichung des Mondes von ſelbſt folgt.

Dieß ſind die drei vorzüglichſten Störungen der Längen des Mondes. Ihre beträchtliche Größe und die kurzen Zeiträume, in welchen ſie wiederkehren, ſind die Urſache, warum ſie ſchon von unſeren Vorgängern, ihrer unvollkommenen Inſtrumente unge - achtet, gefunden wurden, obſchon ihre wahre Erklärung erſt nach der Entdeckung des Geſetzes der allgemeinen Schwere und der Auflöſung des Problems der drei Körper (§. 74) gegeben werden konnte.

§. 81. (Mondsſtörungen von langer Periode.) Allein es gibt noch eine große Anzahl anderer Störungen, die in der That viel kleiner ſind, als jene, deren Kenntniß uns aber doch unentbehrlich war, wenn wir die Bewegung des Mondes genau darſtellen, und dieſelbe zur Beſtimmung der geographiſchen Länge, beſonders auf dem Meere, mit Vortheil anwenden ſollten. Die Theorie dieſer122Periodiſche Störungen.Störungen gab uns ſehr bald die allgemeine Form dieſer Glei - chungen, allein die abſolute Größe derſelben ließ ſich noch vor wenig Jahren nicht gut anders, als auf praktiſchem Wege be - ſtimmen. Erſt in unſeren Tagen iſt es den Aſtronomen gelungen, die Tafeln des Mondes auf eine ähnliche Weiſe, wie man bisher bei den Planeten gethan hat, aus den bloßen Elementen (I. §. 142) der Mondsbahn zu entwickeln, welche letzte unmittelbar aus den Beobachtungen genommen wurde, während alles andere der reinen Theorie anheim fiel. Auf dieſe Weiſe ſind die Mondstafeln von Damoiſeau entſtanden, die ſo genau mit dem Himmel überein - ſtimmen, daß wohl nur wenig mehr zu wünſchen und unſeren Nachfolgern hinzuzufügen übrig bleiben mag.

Unter dieſen kleineren Störungen des Mondes von der Sonne hat Laplace, dem wir die gegenwärtige Vollkommenheit der Theo - rie dieſes Satelliten vorzüglich verdanken, einige beſonders merk - würdige gefunden, die hier eine nähere Anzeige verdienen. Die erſte derſelben, die in ihrem größten Werthe nur 14 Sekunden beträgt, hat eine ſehr lange Periode von nahe 184 Jahren. Nicht einmal die Exiſtenz, viel weniger noch die Größe und Periode einer ſolchen Gleichung würde man auf dem bloßen Wege der Beobachtungen gefunden haben. Ihre Kenntniß war aber ſehr wichtig, weil wir ſonſt die Wirkung einer ſolchen Störung mit der mittleren Bewegung des Mondes vermengt haben würden, die dadurch ſelbſt veränderlich geworden wäre, da ſie doch, ihrer Natur nach, beſtändig ſeyn ſoll.

§. 82. (Beſtimmung der Sonnenparallaxe und der Erdabplat - tung durch die Störungen des Mondes.) Eine andere dieſer kleinen Störungen hat daſſelbe Argument, wie die Variation; ſie wurde nämlich gleich a Sin. A gefunden, und der größte Werth derſelben oder der Faktor a iſt der Art, daß ſeine Größe von der Sonnen - parallaxe abhängt. Man fand dieſen Werth von a durch eine große Anzahl von Mondsbeobachtungen gleich 122 Sekunden, und daraus wurde die Größe der Sonnenparallaxe gleich 8,6 Se - kunden abgeleitet, ſehr nahe mit demjenigen übereinſtimmend. den man aus den Durchgängen der Venus vor der Sonnenſcheibe in den Jahren 1761 und 1769 gefunden hat, wo man viele Schiffe123Periodiſche Störungen.mit großen Koſten ausgerüſtet hatte, um dieſe Durchgänge von verſchiedenen Orten der Erde zu beobachten.

Eine ähnliche Störung der Länge, ſo wie auch eine der Breite des Mondes, hängt in ihrem Coefficienten von der Abplattung der Erde an ihren beiden Polen ab. Die Beobachtungen des Mondes haben den größten Werth der erſten dieſer Gleichungen gleich 6,8 Sekunden gegeben, woraus die Abplattung 1 / 305 folgt (vergl. I. §. 22). Wäre dieſe Abplattung, wie Einige wollten, nahe noch einmal ſo groß, ſo würde auch der Coefficient jener Störung doppelt ſo groß, oder nahe 14 Sekunden ſeyn, was mit den Mondsbeobachtungen im Widerſpruche ſteht. Ganz auf die - ſelbe Weiſe gab auch die erwähnte Störung der Breite dieſe Abplattung der Erde gleich 1 / 304. Man erhält auf dieſe Weiſe die Abplattung unſerer Erde ganz unabhängig von den Unregel - mäßigkeiten ihrer Oberfläche und ihrer Dichtigkeit an verſchiedenen Orten, was bei den Meridianvermeſſungen, und ſelbſt bei den Pendelbeobachtungen, durch welche allein wir bisher die Geſtalt der Erde beſtimmen konnten, nicht der Fall iſt.

Die Parallaxe des Mondes (vergl. I. Kap. V.) kann durch bloße Theorie aus der bekannten Länge des Sekundenpendels und aus den Gradmeſſungen abgeleitet werden, alſo kann man auch umgekehrt aus der Länge des Pendels, und aus der bekannten Parallaxe des Mondes den Halbmeſſer der Erde beſtimmen. Dieſe Parallaxen kann man aber durch bloße Beobachtungen des Mondes in verſchiedenen Höhen über ſeinem Horizonte finden, ohne daß es nöthig iſt, ſeinen Beobachtungsort zu verändern, oder weit entfernte Gegenden der Erde zu dieſem Zwecke auf - zuſuchen.

So iſt alſo der Aſtronom in den Stand geſetzt, bloß durch die Vergleichung der Theorie mit ſeinen Beobachtungen, ohne ſeine Sternwarte auch nur einen Augenblick zu verlaſſen, nicht nur die Größe, ſondern auch die Geſtalt, und ſogar die Ent - fernung der Erde von der Sonne zu beſtimmen, ohne mühſame geodätiſche Meſſungen auszuführen, ohne koſtbare Reiſen in fremde Welttheile zu unternehmen, und ohne endlich alte, Jahrtauſende von uns entfernte Beobachtungen zu Hülfe zu rufen.

124Periodiſche Störungen.

Alles Vorhergehende zeigt, wie innig die Erſcheinungen des Himmels unter einander und mit dem allgemeinen Geſetze der Schwere zuſammen hängen, und daß der Mond mit ſeinen zahl - loſen, und ſo mannigfaltig in ſich verwickelten Störungen vorzüglich geeignet iſt, uns dieſen wunderbaren Zuſammenhang, und zugleich die große Macht der mathematiſchen Analyſe zu be - weiſen, dieſes wahrhaft vortrefflichen Inſtrumentes, ohne deſſen Hülfe es dem menſchlichen Geiſte unmöglich geweſen wäre, in jene Tiefen einzudringen, und eben dort, wo auf den erſten Blick nur Unordnung und Verwirrung zu herrſchen ſcheint, die ſchönſte Harmonie zu finden.

§. 83. (Periodiſche Störungen der Planeten überhaupt.) In - dem wir nun von den periodiſchen Störungen des Mondes zu denen der Planeten übergehen, bemerken wir zuerſt, daß dieſe Störungen bloß von den Stellungen der beiden Planeten, d. h. von den Differenzen ihrer Längen und ihrer Entfernungen von einander abhängen. Dieſe Entfernungen aber werden nicht bloß von der Lage dieſer Planeten ſelbſt im Raume, ſondern auch von ihrer Lage gegen die großen Axen ihrer elliptiſchen Bahnen be - ſtimmt. Will man alſo z. B. die Störung des Mars, die er durch Jupiter erfährt, beſtimmen, und bezeichnet man durch die Länge des erſten, durch die des zweiten Planeten, und durch π die Länge des Periheliums des einen oder des andern dieſer beiden Himmelskörper, ſo wird die geſuchte Störung bloß von den Größen , und π abhängen. Da dieſe Störungen, wie bereits oben geſagt worden iſt, in beſtimmten Zeiträumen perio - diſch wieder kommen, ſo werden ihre analytiſchen Ausdrücke die Sinus oder Coſinus dieſer drei Winkel enthalten, in - dem dieſe trigonometriſchen Funktionen, wie bekannt, für die Peri - pherie des Kreiſes ebenfalls periodiſch wiederkehren, und ſich daher, als für jene Ausdrücke vorzüglich geeignet, gleichſam von ſelbſt darbieten. Die Theorie zeigt, daß dieſe Störungen, ſo weit ſie die Länge der Planeten betreffen, alle durch den Sinus, und daß eben ſo die Störungen des Abſtandes der Planeten von der Sonne durch den Coſinus des Winkels (m n π) vorgeſtellt werden können, wo m und n nach der Ordnung die Zahlen 1, 2, 3 .. bezeichnen.

125Periodiſche Störungen.

Die Aſtronomen haben dieſe Störungen für alle ſieben älteren Planeten, Uranus und die Erde auf das genaueſte berechnet. Man findet ſie in dem dritten Theile der Mécanique céleste von Laplace. Auf dieſe Rechnungen ſind dann die Tafeln gegründet worden, durch welche die Beſtimmung des Ortes jedes Planeten für jede gegebene Zeit zugleich ungemein erleichtert und geſichert wird. Die beſten Planetentafeln, deren wir uns jetzt bedienen, ſind die der Sonne, oder vielmehr der Erde von De - lambre und Carlini, des Merkur, der Venus und des Mars von Lindenau, und endlich der drei von der Sonne entfernteſten Planeten von Bouvard; für die vier neuen Planeten hat man noch keine ſolche Tafeln entworfen, weil ihre großen Excentrici - täten und Neigungen der genauen Beſtimmung derſelben noch zu viele Hinderniſſe entgegen ſtellen.

§. 84. (Merkwürdige Störung zwiſchen Jupiter und Saturn.) Unter dieſen periodiſchen Störungen der Planeten ſind vorzüglich zwei, die zwiſchen den beiden größten Planeten unſeres Sonnen - ſyſtems ſtatt haben, merkwürdig geworden. Schon Halley, New - tons Coaeve, hatte bemerkt, daß die Umlaufszeit Saturns zur Zeit des Hipparch (140 Jahre vor Chr.) größer, und die des Ju - piter im Gegentheile kleiner war, als zu ſeiner Zeit, oder daß die mittlere Bewegung des Saturn ſeitdem langſamer, und die des Jupiter geſchwinder geworden ſey. Dieſe Entdeckung war um ſo auffallender, da man bei allen andern Planeten dieſe Um - laufszeiten aus den älteren und neueren Beobachtungen durchaus conſtant oder unveränderlich gefunden hatte (I. §. 125), und da man bald darauf auch durch die Theorie belehrt wurde, daß dieſes Element der Planetenbahnen in der That immer daſſelbe bleiben müſſe.

Euler war der erſte, der dieſe ſonderbare Entdeckung der Analyſe zu unterwerfen ſuchte. Er fand auch in der That eine ſolche Verzögerung des einen, und eine Beſchleunigung des an - dern jener beiden Planeten, aber da er durch ſeine Theorie beide von gleicher Größe gefunden hatte, was mit den Beobachtungen nicht übereinſtimmte, ſo konnte ſeine Erklärung dieſer Erſcheinung, ſo ſinnreich ſie auch war, nicht angenommen werden. Auch La - grange beſchäftigte ſich ſpäter mit dieſem eben ſo ſchwierigen, als126Periodiſche Störungen.intereſſanten Gegenſtande, aber auch ohne Erfolg. Dieſe und mehrere andere ausgezeichnete Geometer ſuchten den Grund dieſer Ungleichheit bald in dem Widerſtande des Aethers, in welchem ſich die Planeten bewegen ſollen, bald in den Störungen, welche die Kometen auf dieſelben äußern, bald in der Zeit, welche die Kraft der Schwere brauchen ſoll, von der Sonne bis zu dieſem entfernten Planeten zu gelangen u. dgl. Dieſe Muth - maßungen gaben allerdings zu andern, nicht minder wichtigen Entdeckungen Veranlaſſung, aber ſie ließen doch den Gegenſtand, den man durch ſie ſuchte, in ſeinem Dunkel.

In den letzten Decennien des verfloſſenen Jahrhunderts verglich Lambert diejenigen Beobachtungen Saturns und Jupi - ters, die Tycho angeſtellt hatte, mit ſeinen eigenen, und fand, zur noch größeren Ueberraſchung der Aſtronomen, daß, ganz im Widerſpruche mit Halleys Entdeckung, die mittlere Bewegung Saturns ſeit jener Zeit bis auf ſeine Tage ſich beſchleunigt, und die des Jupiter im Gegentheile ſich verzögert habe. Dieß machte viele an der Exiſtenz dieſer beiden Ungleichheiten zweifeln, indem ſie die bloß ſcheinbare Veränderung dieſer beiden Bewegungen bloß der Unvollkommenheit der älteren Beobachtungen zuſchrieben. Allein Laplace, der ſich durch dieſe grundloſen Vermuthungen nicht irren ließ, glaubte vielmehr eben in dieſem äußern Widerſpruche das Daſeyn einer Störung von ſehr langer Periode zu erkennen, durch welche die Bewegungen dieſer beiden Planeten mehrere Jahrhunderte durch abwechſelnd bald beſchleunigt, bald wieder verzögert werden könnten. Um dieſe Ungleichheit aufzuſuchen, mußte er die Geſammtſtörung dieſer beiden Planeten, die man bisher, wie bereits oben geſagt wurde, nur in den erſten, und ſonach größten Gliedern ihrer unendlichen Reihen entwickelt hatte, noch auf mehrere der folgenden Glieder fortführen und zuſehen, ob ſich unter dieſen letzten eine Störung von ſehr langer Periode finde, die den beobachteten Ungleichheiten jener beiden Planeten entſpricht.

Bei dieſer mühevollen Unterſuchung kam ihm eine andere wichtige Entdeckung zu ſtatten, die man ſchon früher gemacht hatte. Es iſt bereits oben geſagt worden, daß die periodiſchen Störungen dieſer beiden Planeten durch die Sinus und Coſinus127Periodiſche Störungen.der Winkel (m n π) ausgedrückt werden, wo und von den mittlern Längen, oder was hier daſſelbe iſt, von den Umlaufszeiten der beiden Planeten abhängen, und wo die Größen m und n die ganzen Zahlen 1, 2, 3 bezeichnen. Gewöhnlich braucht man nur diejenigen Glieder zu unterſuchen, wo m ſowohl als n entweder gleich 1 oder gleich 2 iſt, da die folgenden, wo m oder n gleich 3, 4, 5 iſt, ſchon ſo kleine Werthe haben, daß man ſie ohne merklichen Fehler ganz übergehen kann.

Nun iſt es eine, unmittelbar aus der äußeren analytiſchen Form dieſer Störungsglieder hervorgehende Eigenſchaft derſelben, daß ſie, ſo gering ſie auch an ſich ſelbſt ſeyn mögen, in allen den Fällen einen bedeutenden Werth erhalten, wo die Umlaufs - zeiten oder was daſſelbe iſt, wo die mittleren täglichen Bewegun - gungen der beiden Planeten ſich ſehr nahe wie die zwei ganzen Zahlen verhalten, die man eben für m und n ſetzen ſoll. Wenn z. B. die mittleren Bewegungen zweier Planeten ſich nahe wie 5 zu 7 verhalten, ſo kann es ſehr leicht geſchehen, daß die erſten Glieder der erwähnten Reihen, in welchen m und n gleich 1, 2, 3 .. geſetzt werden, ſämmtlich nur unbeträchtlich ſind, während doch das erſt ſpäter folgende Glied, in welchem m = 5 und n = 7, oder umgekehrt iſt, einen ſehr großen Werth erhalten kann. Ein ſolcher Fall trat auch in der That bei jenen beiden Planeten ein. Die ſideriſche Umlaufszeit Jupiters beträgt 4332,58, und die des Saturn 10759,22 Tage (I. §. 142), und dieſe beiden Zeiten verhalten ſich ſehr nahe wie die beiden ganzen Zahlen 2 und 5, woraus daher folgt, daß man bei der Entwickelung der gegenſei - tigen Störungen dieſer zwei Himmelskörper vorzüglich auf die - jenigen Glieder Rückſicht nehmen müßte, in welchen m = 2 und n = 5, und umgekehrt geſetzt wird. Indem Laplace dieſe Unter - ſuchung vornahm, fand er auch ſeine frühere Vermuthung voll - kommen beſtätiget. Er fand nämlich unter den Störungen, die Saturn von Jupiter leidet, ein Glied, das bis auf 2950 Sekun - den ſteigen konnte, und unter den Störungen Jupiters ein ande - res, jenem entſprechendes, deſſen größter Werth 1200 Sekunden betrug. Die Periode dieſer Störungen aber iſt für beide nahe gleich 930 Jahren, und beide ſind endlich ſo beſchaffen, daß die eine derſelben immer eine Beſchleunigung andeutet, wenn die an -128Periodiſche Störungen.dere eine Verzögerung enthält. Alles dieß ſtimmte aber mit den bisher geſammelten Beobachtungen jener Planeten aus den alten nicht minder, als aus den mittlern und neuen Zeiten ſo wohl zu - ſammen, daß an der Richtigkeit dieſer Erklärung einer früher ſo räthſelhaften Erſcheinung nicht weiter gezweifelt werden konnte.

Im Jahre 1560 haben dieſe beide Störungen ihren größten Werth erreicht, und zu dieſer Epoche war die Bewegung Saturns am langſamſten, die des Jupiter aber am ſchnellſten. Seitdem näherten ſich dieſe beiden Bewegungen ihren wahren immer mehr, bis ſie i. J. 1790 denſelben ganz gleich kamen, und i. J. 2020 werden ſie wieder ihre größten Werthe erreichen. Man ſieht nun, wie Halley und Lambert ſo ganz verſchiedene Reſultate finden konnten, wenn ſie Beobachtungen von ſolchen Epochen mit ein - ander verglichen, wo dieſe beiden Planeten in Beziehung auf ihre mittleren Bewegungen in ganz andern Verhältniſſen ſich befanden. Wenn das Wiederaufleben der Wiſſenſchaften in Europa etwa 500 Jahre ſpäter eingetreten wäre, ſo würden die Beobachtungen die entgegengeſetzten Erſcheinungen von denen angezeigt haben, die Halley gefunden hat. Die aſtronomiſchen Tafeln der Indier, denen dieſes Volk ein ſo hohes Alterthum beilegt, zeigen deutlich, daß ſie zu einer Zeit entworfen worden ſind, wo die Bewegung Saturns die langſamſte, und die Jupiters die ſchnellſte war, und es läßt ſich daher eben daraus mit einiger Sicherheit die Zeit der Entſtehung dieſer Tafeln ableiten. Vereiniget man damit die Excentricitäten, welche dieſe Tafeln mehreren Planetenbahnen beilegen, ſo wird es, wie Laplace gezeigt hat, ſehr wahrſcheinlich, daß dieſe Tafeln, weit entfernt, viertauſend Jahre vor dem An - fange unſerer Zeitrechnung entſtanden zu ſeyn, wie die Indier vorgeben, erſt gegen den Anfang des ſechszehnten Jahrhunderts nach Chr. G. nach dem Muſter der europäiſchen Tafeln zuſam - men getragen wurden.

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Kapitel VII. Säculäre Störungen.

§. 85. (Säculäre Störungen des Mondes; Bewegung der Knotenlinie.) Es iſt bereits im Anfange des vorhergehenden Ka - pitels bemerkt worden, daß man unter den ſäculären Störun - gen der Planeten diejenigen verſteht, welche nicht ſowohl dieſe Planeten ſelbſt, als vielmehr die Bahnen derſelben durch die Ein - wirkung der andern Planeten erleiden.

Um auch hier wieder die ſäculären Störungen des Mon - des zuerſt zu betrachten, ſo iſt für ſich klar, daß dieſer Satellit, der ſich in einer nahe fünf Grade gegen die Ecliptik geneigten Ebene bewegt, durch die Attraction der Sonne, die in der Ecliptik liegt, dieſer Ecliptik ſelbſt genähert werden muß. Dieſe Annähe - rung des Mondes zur Ecliptik hat offenbar immer ſtatt, der Mond mag ſich auf der nördlichen oder auf der ſüdlichen Seite der Ecliptik befinden, und die Folge derſelben muß ſeyn, daß der Mond die Ecliptik immer eher erreicht, als er ohne dieſe At - traction der Sonne gethan hätte. Das heißt aber mit an - dern Worten: die Knoten der Mondsbahn (I. 99) rücken dem Monde entgegen, und da der Mond von Weſt gen Oſt um die Erde geht, ſo werden die Knoten ſeiner Bahn von Oſt gen Weſt, oder rückwärts gehen. Nach den Beobachtungen beträgt dieſeLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 9130Säculäre Störungen.retrograde Bewegung der Mondsknoten in Beziehung auf die Fix - ſterne jährlich 19,35 Grade (I. §. 170). Dieſe Bewegung der Knoten iſt übrigens nicht immer dieſelbe, ſondern ſie hängt von der Entfernung der Sonne und der Erde von dem Monde ab. Man findet, daß ſie zur Zeit der Syzygien am größten, und während der Quadraturen am kleinſten iſt. Im Mittel beträgt die Umlaufszeit der Knoten der Mondsbahn in Beziehung auf die Geſtirne oder die ſideriſche Revolution (I. S. 222) derſelben 6793,2859 Tage, und die Revolution des Mondes ſelbſt in Bezie - hung auf ſeine Knoten, d. h. die Zeit, die zwiſchen zwei nächſten Durchgängen des Mondes durch ſeinen Knoten verfließt, iſt 27,2121 Tage, welche Zwiſchenzeit man den Drachenmonat zu nennen pflegt.

§. 86. (Bewegung der Abſiden der Mondsbahn.) Da die Attraction der Sonne die Entfernung des Mondes von der Erde bald vermehrt und bald wieder vermindert, ſo folgt daraus auch eine Aenderung der Lage der großen Axe der Monds - bahn. Man ſieht im Allgemeinen, daß dieſe Axe der Sonne folgen, alſo von Weſt nach Oſt fortrücken wird. Die Beobach - tungen zeigen, daß dieſe Fortrückung der Abſiden der Monds - bahn, in Beziehung auf die Fixſterne, jährlich 40,65 Grade beträgt. Daraus folgt die ſideriſche Umlaufszeit der Abſiden des Mondes gleich 3232,567 Tagen, und die Revolution des Mondes ſelbſt in Beziehung auf dieſe Abſiden gleich 27,555 Tagen, welche letzte Zeit man die anomaliſtiſche Revolution des Mondes zu nennen pflegt. Auch dieſe Bewegung iſt übrigens mehreren Ungleichheiten unterworfen, die ebenfalls von dem Stande der Sonne gegen die Erde und gegen den Mond abhängen.

§. 87. (Geſchichte der Entdeckung.) Dieſe Bewegung der Abſiden des Mondes hat die Geometer des verfloſſenen Jahr - hunderts lange beſchäftigt. Schon Newton hat ſie aus dem Ge - ſetze der allgemeinen Schwere abzuleiten geſucht, aber durch ſeine Rechnungen nur nahe halb ſo groß gefunden, als ſie durch die Beobachtungen angezeigt wird. Später fand Clairaut durch eine viel ſorgfältigere Analyſe nahe daſſelbe, und die ihm folgenden Unterſuchungen Eulers und D’Alemberts ſchienen dieſes Reſultat131Säculäre Störungen.zu beſtätigen. Dieß war alſo gleichſam der erſte Fall, wo die Theorie mit der Beobachtung nicht übereinſtimmte, und das Newton’ſche Geſetz der allgemeinen Schwere nicht hinreichend ge - funden wurde, um daraus alle Erſcheinungen des Himmels zu erklären. Auch ließ ſich Clairaut, ſeines ſeltenen Scharfſinns ungeachtet, durch dieſe Nichtübereinſtimmung verführen, ein an - deres, complicirteres Geſetz der Natur anſtatt jenes einfachen, das Newton aufgeſtellt hatte, auf die Bahn zu bringen. Er fand zwar dabei Widerſpruch von einem Manne, deſſen Anſehen in dem Felde der Naturgeſchichte zu jener Zeit für eine ſehr große Auto - rität galt. Buffon wollte das von Clairaut vorgeſchlagene Geſetz durchaus nicht annehmen, aber bloß aus dem Grunde, weil das von Newton aufgeſtellte das einfachere wäre, und weil, nach ſeiner Anſicht, die Natur zur Erreichung ihrer Zwecke immer die ein - fachſten Mittel wählen müſſe. Allein dieſer gleichſam teleologiſche oder metaphyſiſche Grund wollte Clairaut nicht einleuchten, der ihm dafür die Reſultate ſeiner Analyſis entgegenſetzte, die jener nicht widerlegen konnte, weil er ſie nicht verſtand. Doch hatte dießmal der Metaphyſiker, dem Geometer gegenüber, Recht. Clai - raut bemerkte nämlich ſpäter, daß er die Annäherung ſeiner Be - rechnung nicht weit genug getrieben hatte, und als er dieſelbe mit mehr Umſicht wiederholte, fand er, daß die Theorie auch hier mit den Beobachtungen in vollkommenem Einklang ſey. Nach ihm wurde dieſe weſentliche Verbeſſerung auch von Euler und D’Alem - bert als richtig erkannt, und die neueſten Beſtimmungen der Bewegung der Abſiden der Mondsbahn, die Laplace in ſeiner Mécanique céleste gegeben hat, weichen nur mehr um ihren 1 / 440 ſten Theil von den Beobachtungen ab. So wurde daher dieſelbe Erſcheinung, die man früher als eine Ausnahme von dem allgemeinen Geſetze der Schwere betrachtete, jetzt einer der ſchönſten Beweiſe für das Daſeyn dieſes Geſetzes. Denn dieß war das Loos jener glänzenden Entdeckung, daß jedes neue Hin - derniß, das ſich gegen dieſelbe zu erheben ſchien, der Gegenſtand eines neuen Triumphes für ſie wurde.

§. 88. (Acceleration der mittleren Bewegung des Mondes.) Einen ähnlichen Fall, der den Aſtronomen noch mehr Mühe ko - ſtete, bot die Beobachtung der mittleren Bewegung des Mondes9 *132Säculäre Störungen.dar. Es iſt bereits oben (Kap. VI. ) geſagt worden, daß die Umlaufszeit der Planeten um die Sonne, alſo auch die der Sa - telliten um ihre Hauptplaneten aus theoretiſchen Gründen, von welchen wir ſpäter ſprechen werden, als conſtant oder als unver - änderlich erkannt worden iſt. Da mit dieſen Umlaufszeiten, nach dem dritten Kepler’ſchen Geſetze, die halben großen Axen der Bahnen in unmittelbarem Zuſammenhange ſtehen, indem, nach dieſem Geſetze, eines durch das andere gegeben iſt, ſo wurden auch dieſe Halbaxen der Bahnen als für alle Zeiten unver - änderlich erkannt, und die Beobachtungen der älteſten Zeit ſtimm - ten auch mit dieſer Vorauſetzung bei allen Planeten vollkommen überein.

Nicht ſo bei dem Monde. Auch hier, wie oben (S. 124) bei den beiden größten Planeten unſeres Sonnenſyſtems, hatte Halley zuerſt gefunden, daß die Umlaufszeit des Mondes um die Erde ſeit den Zeiten der griechiſchen Beobachtungen, d. h. nahe ſeit zweihundert Jahren vor Chr. G. bis auf unſere Tage immer kürzer, alſo die mittlere Bewegung des Mondes immer ſchneller werde, wodurch daher der Mond der Erde immer näher kommen, und endlich, wenn dieſe Bewegung ohne Aufhören in derſelben Art fortſchreitet, auf ſie fallen muß, um ſich für immer mit ihr zu vereinigen.

Dieſe befremdende Erſcheinung hat die Aſtronomen lange ge - quält, da ſie die Urſache derſelben nicht finden konnten. Man ſuchte dieſelbe in der Wirkung der Planeten, in der Abweichung des Mondes und der Erde von der Kugelgeſtalt, in dem Wider - ſtande des Aethers, in der allmählichen Fortpflanzung der Schwere u. f., aber immer vergebens. Indeß war die Ueberein - ſtimmung aller anderen Phänomene des Himmels mit dem Ge - ſetze der allgemeinen Schwere ſo groß, daß man nicht ohne leb - haftes Bedauern dieſe Ausnahme ſehen konnte, welche bloß die mittlere Bewegung des Mondes von dieſem Geſetze machen ſollte. Dieß bewog die beiden größten Geometer ihrer Zeit, Lagrange und Laplace, dem Grunde dieſer auffallenden Erſcheinung weiter nachzuforſchen. Sie gingen von der Anſicht aus, daß dieſe Aus - nahme nur ſcheinbar ſey, und ihre Urſache in demſelben Geſetze, und zwar in der Anziehung der Sonne auf den Mond, haben133Säculäre Störungen.müſſe, aus welchen überhaupt alle Störungen dieſes Satelliten zu erklären ſeyn ſollen. Wenn in der That die Erde in ihrer Bahn ſich der Sonne allmählich näherte, oder von ihr entfernte, ſo würde ſich dadurch auch die Entfernung des Mittelpunkts der Mondsbahn von der Sonne ändern, und es iſt kein Zweifel, daß dadurch eine Vergrößerung oder eine Verkleinerung dieſer Monds - bahn ſelbſt hervorgebracht werden müßte. Allein die große Axe der Erdbahn iſt, wie die aller Planeten, unveränderlich, und jene Vorausſetzung einer veränderlichen Entfernung der Erde von der Sonne ſcheint ſonach unzuläſſig zu ſeyn.

Erinnert man ſich aber, daß die Excentricität der Erdbahn, den Beobachtungen gemäß, ſeit den älteſten Zeiten immer kleiner wird, daß alſo auch die elliptiſche Erdbahn, obſchon die große Axe derſelben unveränderlich iſt, einem Kreiſe immer näher kömmt, ſo folgt daraus, daß auch die Sonne ſeit jener Zeit dem Mittelpunkte der Mondsbahn im Allgemeinen immer näher rücken, und daß dadurch die Wirkung der Sonne auf die Bewegung des Mondes vergrößert werden muß. Lagrange hat der Erſte dieſen Grund der Acceleration der mittleren Bewegung des Mondes nachgewieſen, und Laplace hat denſelben durch ſeine darüber an - geſtellten Berechnungen über allen Zweifel erhoben. Die Wir - kung der Sonne auf den Mond hängt von der Entfernung der Sonne von der Erde ab; dieſe Entfernung aber hängt von der Excentricität der Erdbahn ab, und da die letzte veränderlich iſt, ſo muß es auch die erſte ſeyn. Die mathematiſche Analyſe gibt die Größe dieſer Aenderung des Sonneneinfluſſes, alſo auch die Größe der daraus entſpringenden Veränderung in der mittleren Bewegung des Mondes, und zwar mit den Beobachtungen voll - kommen übereinſtimmend. Nennt man t die, ſeit dem Jahre 1800 verfloſſenen Jahrhunderte, ſo beträgt dieſe Aenderung der mittle - ren Länge des Mondes 10,72 tt Sekunden, oder dieſe Länge iſt i. J. 1900 um 10,72 Sekunden größer, als ſie aus der Umlaufs - zeit, die der Mond i. J. 1800 hatte, folgen würde.

§. 89. (Säculäre Bewegung der Abſiden - und Knoten-Linie.) Dieſelbe Theorie hat auch gezeigt, daß die oben (§. 85 und 86) erwähnten Bewegungen der Abſiden - und der Knoten-Linie der Mondsbahn ähnlichen ſäculären Störungen unterworfen ſind, die134Säculäre Störungen.aus derſelben Quelle entſpringen. Während nämlich die mittlere Bewegung des Mondes in ſeiner Bahn mit der Zeit immer ſchneller wird, nimmt die Bewegung des Perigeums, und die der Knotenlinie immer ab, und zwar in einem Jahrhundert jene um 32,16, und dieſe um 7,88 Sekunden, ſo daß dieſe drei ſäculären Störungen ſich wie die Zahlen 1, 3 und ¾ verhalten. Die Beobachtungen der künftigen Jahrhunderte werden dieſe Bewe - gungen noch genauer beſtimmen, da ſie ſich in der Folge der Zeiten anhäufen. Durch ſie wird einſt die Länge des Mondes um volle neun, und die Länge des Perigeums der Mondsbahn ſogar um volle dreißig Grade verändert werden, und aus dieſem großen Unterſchiede wird man mit Sicherheit auf die viel gerin - gere Veränderung der Excentricität der Erdbahn zurückſchließen, von welcher jene Unterſchiede die unmittelbaren Folgen ſind. Dieſe Excentricität ändert ſich in einem Jahre äußerſt wenig, und nur durch 0,15 einer Meile, aber durch dieſe Aenderung wird in der Folge der Jahrhunderte das Perigeum der Mondsbahn um dreißig Grade, d. h. um volle 27000 Meilen, verrückt werden, und unſere ſpäten Nachfolger werden daher die Veränderung, welche ſeitdem in der Bahn der Erde vorgegangen iſt, in der Bahn des Mondes, wie in einem unermeßlichen Hohlſpiegel, vergrößert erblicken. Schon ſeit den Zeiten der Griechen bis auf unſere Tage iſt die Länge des Mondes um zwei, und die des Perigeums ſeiner Bahn um volle 6⅗ Grade verändert worden, während ſich doch in derſelben Zeit und aus derſelben Urſache die Gleichung des Mittelpunkts (I. §. 141) der Sonne nur um acht Minuten, alſo nur um den 49ſten Theil der Bewegung des Perigeums verändert hat.

§. 90. (Gränzen und Perioden dieſer Störungen.) Wenn aber dieſe ſäculäre Störung des Mondes ohne Aufhören in der - ſelben Richtung fortginge, ſo würde ſie, wie bereits erwähnt, den Mond der Erde immer näher bringen, und denſelben endlich ganz auf ſie ſtürzen. Allein dieſe verderbliche Folge haben wir nicht zu befürchten. Die Analyſe hat uns nämlich gezeigt, daß die Excentricität der Erdbahn nicht immer, ſondern nur bis zu einem gewiſſen Grade abnehmen, und dann wieder wachſen werde, ſo daß die Veränderungen derſelben in beſtimmte Gränzen eingeſchloſſen ſind,135Säculäre Störungen.welche dieſe Excentricität nie überſchreiten kann. Die Perioden, während welcher ſie von ihren größten Werthen zu ihren kleinſten, und umgekehrt übergeht, enthalten viele Jahrtauſende, und kön - nen jetzt, wo die Maſſen der Planeten noch nicht mit aller Schärfe bekannt ſind, nicht mit Genauigkeit beſtimmt werden. Nach den vorläufig darüber angeſtellten Rechnungen war die Excentricität der Erdbahn in dem Jahre 11400 vor Chr. G. in ihrem größten Werthe, und betrug 0,0196. Von jener Zeit nimmt ſie durch 48300 Jahre immer ab, und wird erſt i. J. 36900 nach Chriſto ihren kleinſten Werth 0,00393 haben, und dann allmählig wieder zunehmen, ſo daß alſo ihre Periode nahe 48300 Jahre beträgt, in welchen ſie um 0,01567 Theile der großen Halbaxe der Erdbahn abgenommen hat.

§. 91. (Säculäre Störungen der Planeten.) Nach dieſen kurzen Betrachtungen der ſäculären Störungen des Mondes gehen wir nun zu denen der Planeten über. Es wurde bereits oben geſagt, daß die ſtrenge Auflöſung dieſes Problems die Kräfte unſerer Analyſe überſteigt, und daß man ſich daher mit einer bloßen Annäherung begnügen muß, die uns glücklicherweiſe durch mehrere Einrichtungen unſeres Sonnenſyſtems ſehr erleichtert wird. Demungeachtet iſt die Aufgabe auch ſo noch ſehr ſchwer und verwickelt, wie ſie denn auch den vorzüglichſten Geometern, die ſeit Newton gelebt haben, Beſchäftigung genug gegeben hat. Gewöhnlich ſtellt man ſich dabei einen imaginären Planeten vor, der ſich nach Keplers Geſetze in einer Ellipſe bewegt, deren Ele - mente ſelbſt ſich allmählig ändern, während ſich um dieſen einge - bildeten Planeten der wahre in einer kleinen Bahn bewegt, deren Natur von den periodiſchen Störungen abhängt, indeß die erwähnten Aenderungen der elliptiſchen Elemente die ſäculären Störungen des Planeten geben. Es würde dem Zwecke dieſer Schrift ganz unangemeſſen ſeyn, uns in eine nähere Darſtellung der hieher gehörenden Berechnungen einzulaſſen, daher wir uns begnügen, nur die vorzüglichſten Reſultate derſelben mehr ge - ſchichtlich, als mit ihren Gründen, anzuführen.

§. 92. (Störung der Knoten und Neigungen.) Wenn man ſich zwei einander ſchneidende Planetenbahnen, z. B. auf der Oberfläche eines Globus, vorzeichnet, ſo ſieht man gleichſam auf136Säculäre Störungen.den erſten Blick, daß in Folge der gegenſeitigen Anziehung der beiden Planeten die Bahnen derſelben ſich nähern, und daß daher der geſtörte Planet die Ebene des ſtörenden eher erreichen wird, als er ohne dieſe Störung gethan haben würde. Dieß wird der Fall ſeyn, der ſtörende Planet mag über, oder, in der an - deren Hälfte ſeiner Bahn, unter der Ebene des geſtörten ſich befinden. Der Winkel aber, welchen die beiden Bahnen mit ein - ander bilden, wird in der einen Hälfte derſelben offenbar ver - mehrt, und in der andern vermindert werden. Da nun beide Planeten, vermöge ihrer elliptiſchen Bewegung von Weſt gen Oſt, um die Sonne gehen, und da der geſtörte Planet, wie geſagt, die Ebene des ſtörenden früher erreicht, ſo wird dadurch der Knoten beider Bahnen dem Laufe des geſtörten Planeten entge - gen, alſo von Oſt gegen Weſt gebracht, während im Gegentheile die Neigung beider Bahnen abwechſelnd vergrößert und verkleinert wird. Mit andern Worten: durch die Störungen zweier Pla - neten gegen einander weichen die Knoten der geſtörten Bahn auf den ſtörenden immer zurück, während die Neigungen beider Bahnen, kleine periodiſche Schwankungen ausgenommen, im All - gemeinen als beſtändig betrachtet werden können.

Dieß gilt von der Lage zweier Planetenbahnen gegen ein - ander. Wenn man aber, wie es dem aſtronomiſchen Gebrauche angemeſſen iſt, die Lage eines jeden Planeten auf eine dritte Ebene, z. B. auf die Ecliptik bezieht, ſo hat jene einfache Dar - ſtellung nicht mehr ſtatt, und dann kann der Knoten der geſtörten Bahn mit der Ecliptik ſowohl vor - als rückwärts gehen, und die Neigung der Bahn gegen die Ecliptik kann eben ſo, wie der Knoten, beſtändig zu - oder abnehmen. Dieß iſt ſelbſt dann der Fall, wenn die Ecliptik als eine feſte Ebene betrachtet wird. Allein das iſt ſie nicht, da ſie, als die Ebene der Erdbahn, von allen andern Planeten ebenfalls in ihrer Lage am Himmel ge - ſtört wird. Nach den aſtronomiſchen Rechnungen nähert ſich, in Folge dieſer Störungen der Erde durch die Planeten, die Ecliptik dem Aequator in jedem Jahrhundert um 48,37 Sekunden, wäh - rend der Durchſchnittspunkt derſelben mit dem Aequator, oder während der Frühlingspunkt um die kleine Größe von 16,44 Sekunden vorwärts, oder von Weſt nach Oſt geht. Wir haben137Säculäre Störungenaber bereits oben (I. §. 190) geſehen, daß, den Beobachtungen zu Folge, der Frühlingspunkt in einem Jahrhundert um 5021,13 Sekunden rückwärts geht, und daß dieß im Allgemeinen eine Folge der Anziehung der Sonne und des Mondes auf die abge - plattete Erde iſt, die wir dort die Präceſſion genannt haben. Da aber die Wirkung der Planeten den Frühlingspunkt in einem Jahrhundert um 16,44 Sekunden vorwärts bewegt, ſo beträgt die eigentliche Wirkung der Sonne und des Mondes 5037,57 Sekunden, oder die beobachtete Präceſſion, nach welcher der Früh - lingspunkt in jedem Jahre um 50,2113 Sekunden rückwärts geht, beſteht aus zwei Theilen. Vermöge des erſten, oder vermöge der Einwirkung der Sonne und des Mondes auf die abgeplattete Erde geht der Frühlingspunkt jährlich um 50,3757 Sekunden rück - wärts, und vermöge des zweiten, der Einwirkung der Planeten auf die Erdbahn, geht derſelbe jährlich um 0,1644 Sekunden vor - wärts. Der erſte iſt ſeiner Natur nach conſtant, und für alle Zeiten derſelbe, wenn anders die mittlere Entfernung jener beiden Geſtirne, und die Abplattung der Erde ſich nicht mit der Zeit ändert. Der zweite Theil aber hängt von der Lage, von der Vertheilung der Planetenbahnen gegen die Erdbahn ab, und iſt daher veränderlich, da in der Folge der Jahrhunderte dieſe Lage der Planeten, durch ihre gegenſeitigen Störungen ſelbſt, eine ganz andere ſeyn wird, als diejenige iſt, welche wir jetzt beobachten.

§. 93. (Veränderung der Länge des tropiſchen Jahres.) Dieſe Bemerkung hat einen wichtigen Einfluß auf die Länge des Jah - res, und dadurch auf unſere geſammte Zeitrechnung. Das wahre Jahr der Erde oder die ſideriſche Umlaufszeit (I. §. 100) der - ſelben um die Sonne iſt bei ihr, wie bei allen andern Planeten, eine völlig unveränderliche Größe. Allein das tropiſche Jahr (I. §. 123), oder die Umlaufszeit der Erde in Beziehung auf den Frühlingspunkt, iſt kürzer als das ſideriſche Jahr, und zwar um die Zeit, welche die Erde braucht, mit ihrer mittleren Bewe - gung den Bogen zurückzulegen, welcher von dem Frühlingspunkte vermöge der beobachteten Präceſſion zurückgelegt wird. Dieſer Bogen enthält aber, nach dem Vorhergehenden, einen obſchon kleinen Theil, deſſen Werth in verſchiedenen Jahrhunderten ver - änderlich iſt. Alſo iſt auch die Zeit, in welcher die Sonne dieſen138Säculäre Störungen.Bogen zurücklegt, und ſomit das tropiſche Jahr ſelbſt, eine ver - änderliche Größe.

In unſerer Zeit z. B. beträgt jener veränderliche, von den Planeten kommende Theil der Präceſſion, wie oben geſagt wurde, 0,1644 Sekunden. Da die Sonne in einem Tage 59′ 8,33 zu - zurücklegt, ſo wird ſie einen Bogen von 0,1644 in vier Zeitſekun - den beſchreiben, d. h. unſer gegenwärtiges Jahr iſt um 4 Sekun - den größer, als das wahre oder mittlere tropiſche Jahr. Die Theorie zeigt, daß das tropiſche Jahr am größten, nämlich um 38 Sekunden größer als das mittlere, gegen das Jahr 3040 vor Chr. G. war, und daß es ſeit jener Zeit bis auf unſere Tage abgenommen hat, und noch weiter abnehmen wird bis zu dem Jahre 7600 nach Chr., wo es am kleinſten, und zwar wieder um 38 Sekunden kleiner, als das mittlere ſeyn, von welcher Zeit an es aber dann wieder allmählig wachſen wird. Die Länge des tropiſchen Jahres betrug nämlich, den Beobachtungen zu Folge, im Anfange des 19ten Jahrhunderts 365,242255 Tage oder 365 Tage, 5 Stunden, 48 Minuten, 50,83 Sekunden. Im Jahre 3040 vor Chr. war ſeine größte Länge 365 Tage, 5 Stunden, 49 Minuten, 24,83 Sekunden. Im Jahre 2360 nach Chr. wird es ſeine mitt - lere Länge von 365 Tagen, 5 Stunden, 48 Minuten, 46,83 Se - kunden, und endlich im Jahre 7600 nach Chr. ſeine kürzeſte Dauer von 365 Tagen, 5 Stunden, 48 Minuten, 8,83 Sekunden haben. Seit Hipparch’s Zeiten (140 Jahre vor Chr. G.) bis auf unſere Tage iſt daher das tropiſche Jahr, nach welchem ſich alle unſere Zeitrechnungen, unſer Kalender und ſelbſt unſere Jah - reszeiten richten, um 14 Sekunden kürzer geworden.

§. 94. (Allgemeine Bemerkungen über die Störungen der Knoten und der Neigungen.) Die folgende kleine Tafel zeigt die durchaus rechtläufige tropiſche Bewegung der Knoten der älteren Planetenbahnen gegen die Ebene der Ecliptik, und die Aenderung ihrer Neigungen gegen dieſe Ebene in 100 Jahren.

139Säculäre Störungen.

Säculäre Aenderung.

  • der Knoten der Neigung
  • Merkur .. 4238,9 18,3 zunehmend
  • Venus .. 3151,3 4,5 abnehmend
  • Mars .. 2692,7 0,1 abnehmend
  • Jupiter .. 3443,6 22,6 abnehmend
  • Saturn .. 2754,7 15,5 abnehmend
  • Uranus .. 1423,2 1,1 zunehmend.

Subtrahirt man die Zahlen der erſten Columne dieſer Tafel von der beobachteten Präceſſion 5021, 13 in einem Jahrhundert, ſo erhält man die ſäculäre ſideriſche Bewegung dieſer Knoten in Beziehung auf die Fixſterne, die daher, wie man ſieht, durchaus rückgängig oder von Oſt nach Weſt gerichtet iſt. So iſt die ſä - culäre ſideriſche Bewegung der Knoten Merkurs 782,23, der Venus 1869,8 u. ſ. w. Uebrigens ſind alle dieſe Zahlen nur genähert, und können bloß für einige Jahrhunderte vor und nach der gegenwärtigen Zeit gelten, daher man auch nicht annehmen darf, daß z. B. die Knoten der Planetenbahnen auf der Ecliptik immer in derſelben Richtung fortgehen, oder daß die Neigungen derſelben immerwährend zu - oder abnehmen. Vielmehr ſind dieſe Größen alle in beſtimmte Gränzen eingeſchloſſen, die ſie nie über - ſteigen können. So wanken z. B. die aufſteigenden Knoten der Jupitersbahn immer zwiſchen den beiden Längen von 90 und 117 Graden, und die des Saturn zwiſchen 72 und 136, ſo daß der mittlere Ort beider Knoten nahe in der Länge von 104 Graden liegt, von welchen die Ausweichung bei Jupiter 13, und die bei Saturn 32 Grade beträgt. Eben ſo iſt auch die Neigung der Jupitersbahn gegen die Ecliptik immer zwiſchen den Gränzen 17 und 3, und die der Saturnsbahn zwiſchen 47 und 33 enthalten, aber die Perioden, in welchen dieſe Größen von einer Gränze zur andern übergehen, ſchließen eine große Anzahl von Jahrtauſenden, nahe 25000 Jahre, in ſich; beide werden erſt von unſern ſpätern Nachkommen mit der nöthigen Schärfe beſtimmt werden können.

§. 95. (Säculäre Störungen der Abſidenlinie.) Nachdem wir ſo die Aenderungen beider Elemente, durch welche die Lage der Planetenbahnen im Weltraume beſtimmt wird, kennen gelernt140Säculäre Störungen.haben, wollen wir nun auch diejenigen Störungen betrachten, welche die Excentricitäten, die Lage der großen Axen der Ellipſen, und endlich die Größe dieſer Axen ſelbſt erleiden.

Die Aenderung der Lage der großen Axen oder der Länge der Abſiden hat das Eigenthümliche, daß ſie, und zwar ſie allein, nicht in beſtimmte Gränzen eingeſchloſſen iſt, zwiſchen welchen ſie periodiſch auf und nieder geben, ſondern daß ſie mit der Zeit im - merwährend nach derſelben Seite fortſchreiten, und endlich die ganze Peripherie des Kreiſes, oder volle 360 Grade zurücklegen. Die folgende Tafel gibt die tropiſche ſäculäre Bewegung des Periheliums der älteren Planeten, die bei allen direct oder von Weſt nach Oſt gerichtet iſt.

  • Merkur .. 5604,7
  • Venus ... 4753,3
  • Erde ... 6200,9
  • Mars ... 6603,6
  • Jupiter ... 5685,0
  • Saturn .. 6958,2
  • Uranus .. 5260,5.

Subtrahirt man von dieſen Zahlen die ſäculäre Präceſſion 5021,1, ſo erhält man die eigentliche oder ſideriſche Bewegung der Abſiden in hundert Jahren, die alſo bei Merkur 583,6, und bei der Erde 1179,8 beträgt, und die ebenfalls bei allen Plane - ten, Venus allein ausgenommen, direct iſt. Nach dieſer Tafel fiel das Perihelium der Erdbahn nahe um das Jahr 4100 vor Chriſti Geburt mit dem Frühlings-Nachtgleichenpunkte zuſam - men, und es iſt immer merkwürdig, daß die meiſten Chronologen die Entſtehung der Erde in dieſelbe Zeit geſetzt haben. Um das Jahr 1250 nach Chriſti machte die große Axe der Erdbahn mit der Linie der Nachtgleichen einen rechten Winkel, und im An - fange des 19ten Jahrhunderts fiel das Perihelium der Erdbahn nahe mit der Linie des Winterſolſtitiums zuſammen. Die nähere Folgen dieſer Bewegung der Abſidenlinie wurde ſchon oben (I. §. 152) angeführt. Hier wollen wir nur noch bemerken, daß die Lage der großen Axe einer Planetenbahn, wenigſtens ſo lange die Excentricität derſelben nur gering iſt, weder auf ihren eigenen, noch auf die anderen Planeten irgend einen weſentlichen Einfluß141Säculäre Störungen.äußern kann, und daß es daher im Allgemeinen gleichgültig iſt, nach welchem Punkte des Himmels dieſelbe gerichtet iſt. Dieß iſt wahrſcheinlich auch die Urſache, warum die Bewegung derſel - ben in keine Gränzen eingeſchloſſen iſt, ſondern ſich mit der Zeit über alle Punkte ihres Umkreiſes verbreitet.

§. 96. (Säculäre Störung der Excentricität.) Nicht ſo mag es ſich aber mit der Größe der Excentricität dieſer ellipti - ſchen Bahnen verhalten, da von dieſer die mittlere Temperatur der Oberfläche der Planeten, und die Größe der Variation der Jahreszeiten abhängt. Man kann durch eine einfache Rechnung zeigen, daß der mittlere Betrag der Erwärmung und Erleuch - tung, die ein Planet von der Sonne erhält, wenn die große Axe der Bahn dieſelbe bleibt, ſich wie die kleine Axe dieſer Bahn ver - hält. So wie dieſe letzte ſich ändert, ändert ſich auch die Excen - tricität, und alſo auch die Temperatur auf der Oberfläche des Planeten.

Bei der Erde z. B. beträgt die Aenderung der Diſtanz der - ſelben von der Sonne nahe den 30ſten Theil ihrer mittleren Ent - fernung, und die erwärmende Kraft der Sonne im Winter und Sommer wird demnach auf das Doppelte oder auf den 15ten Theil des Ganzen ſteigen. Wenn daher die Excentricität der Bahn der Erde oder die eines andern Planeten einmal ſehr groß werden könnte, ſo würde dadurch der Unterſchied der beiden jährlichen Extreme der Temperatur ebenfalls ſehr beträchtlich, und endlich dem Pflanzen - und Thierreiche ſchädlich werden kön - nen. Dieß iſt aber nicht der Fall, und die Analyſe zeigt, daß die Excentricitäten aller Planetenbahnen, ſo wie oben die Knoten und Neigungen, in Gränzen, und zwar in ſehr enge Gränzen eingeſchloſſen ſind, die ſie nie überſteigen können. Die folgende Tafel zeigt dieſe Aenderungen der Excentricitäten in hundert Jah - ren für die älteren Planeten in unſeren Zeiten:

  • Merkur .. 0,000004 zunehmend
  • Venus .. 0,000062 abnehmend
  • Erde ... 0,000042 abnehmend
  • Mars ... 0,000090 zunehmend
  • Jupiter .. 0,000159 zunehmend
142Säculäre Störungen.
  • Saturn .. 0,000312 abnehmend
  • Uranus .. 0,000025 abnehmend.

Man ſieht daraus, daß die Excentricität bei Merkur, Mars und Jupiter wächst, während ſie bei allen übrigen abnimmt, oder daß die Bahnen der drei erſten Planeten ſich jetzt immer mehr von der Kreisgeſtalt entfernen, während die vier andern ſich dieſer Geſtalt immer mehr nähern. Aber in der Folge der Jahrhun - derte wird ſich dieſes Verhältniß ändern, und die erſten werden ſich allmählig wieder zu Kreiſen abrunden, während die andern ſich davon entfernen, ohne doch je, weder in die Kreisform, noch in die einer ſtark abgeplatteten Ellipſe überzugehen.

Die größten und kleinſten Werthe der Excentricität der Erd - bahn haben wir bereits oben angegeben. Sie iſt immer zwiſchen den beiden Gränzen von 0,00393 und 0,01960 enthalten, und legt den Weg zwiſchen ihnen erſt in 48000 Jahren zurück. Wenn man eben ſo bloß die gegenſeitige Wirkung der zwei größten Planeten unſeres Sonnenſyſtems betrachtet, und den viel geringe - ren Einfluß der übrigen Planeten übergeht, ſo zeigt die Analyſe, daß die Excentricität Jupiters zwiſchen den Gränzen 0,0604 und 0,0261, und die des Saturn zwiſchen 0,0841 und 0,0134 liegen, ſo daß die größte Excentricität des einen dieſer Planeten immer mit der kleinſten des andern zu gleicher Zeit ſtatt hat, oder daß die eine wächst, während die andere abnimmt. Die Periode zwiſchen beiden Extremen beträgt bei beiden Planeten nahe 70000 Jahre. Um das Jahr 16000 vor Chr. G. war die Excentricität Jupiters am kleinſten, oder ſeine Bahn kam damals einem Kreiſe am nächſten, während zu derſelben Zeit die Bahn des Saturn am meiſten von der Kreisform entfernt war. Seit jener Epoche wächst die Excentricität Jupiters, und nimmt die von Saturn ab, bis gegen das Jahr 54000 nach Chr. jene am größten, und dieſe am kleinſten ſeyn wird. Aehnliche Erſcheinungen zeigen auch die anderen Planeten, aber es iſt ſchwer, ſie jetzt ſchon mit Genauigkeit zu beſtimmen, weil die Maſſen der Planeten noch nicht mit hinlänglicher Schärfe bekannt ſind. Wenn aber einmal unſere ſpäten Nachkommen die von den gegenwärtigen ſehr ver - ſchiedenen ſäculären Störungen ihrer Zeit beobachtet haben wer - den, ſo werden ſie zugleich das Mittel beſitzen, aus dieſen Diffe -143Säculäre Störungen.renzen der Störungen jene Maſſen mit der größten Präciſion abzuleiten.

Dadurch werden ſie ſich in den Stand geſetzt ſehen, auf die Veränderungen zurückzugehen, welche unſer Planetenſyſtem vor vielen Jahrtauſenden erlitten hat, ſo wie ſie auch mit Sicherheit diejenigen beſtimmen werden, welche erſt die Folge der künftigen Zeiten heraufführen wird, ſo daß dann der Geometer durch die Hülfe ſeiner Analyſe alle vergangenen und künftigen Phänomene dieſes Syſtems gleichſam mit einem einzigen Blicke zu überſehen im Stande ſeyn wird.

§. 97. (Säculäre Störungen als Mittel zur Beſtimmung der Maſſen.) Außer den Mitteln nämlich, die wir oben (Kap. III. ) zur Beſtimmung der Maſſen der Planeten angegeben haben, und die ſich nur auf die von Satelliten begleiteten Planeten beziehen, geben dieſe Störungen, welche die Planeten überhaupt von ein - ander erleiden, noch einen andern, und zwar oft ſehr ſicheren Weg, die Maſſen derſelben zu beſtimmen. Nach dem Geſetze der allgemeinen Schwere verhält ſich die Anziehung jedes Körpers wie ſeine Maſſe dividirt durch das Quadrat der Entfernung deſ - ſelben von dem angezogenen Körper. Wie mannigfaltig daher auch dieſe Attraction eines Planeten auf den anderen durch äußere Umſtände modificirt werden mag, immer wird die eigentliche Größe dieſer Anziehung von der Maſſe des anziehenden Planeten abhängen, oder immer wird der analytiſche Ausdruck der Stö - rung, welche ein Planet auf den andern ausübt, die Maſſe des ſtörenden Planeten als Factor enthalten. Wird nun in der Zeitfolge die wahre Größe dieſer Störung durch unmittelbare Beobachtung genau beſtimmt, ſo wird man dieſen numeriſchen Ausdruck jenem analytiſchen Ausdrucke derſelben gleich ſetzen, und dadurch eine ſogenannte Gleichung erhalten, in welcher man die Maſſe des ſtörenden Planeten als die einzige unbekannte Größe anzuſehen, und daher dieſelbe durch Hülfe dieſer Gleichung zu be - ſtimmen hat. Dieſes Verfahren läßt ſich, wie man ſieht, nicht nur bei den ſäculären, ſondern auch bei den periodiſchen Störungen der Planeten immer dort mit Nutzen anwenden, wo dieſe Stö - rungen ſelbſt groß genug ſind, um durch die Beobachtungen mit Schärfe aufgefaßt und von anderen unterſchieden zu werden. 144Säculäre Störungen.Auf dieſe Weiſe hat man in den neueren Zeiten die Maſſe Ju - piters durch die Störungen, welche er auf die vier neuen Pla - neten ausübt, mit einer viel größeren Schärfe beſtimmt, als es früher durch die Beobachtung der vier Satelliten dieſes Planeten möglich war, eine Verbeſſerung von großer Wichtigkeit, da Ju - piter unter allen Planeten bei weitem die größte Maſſe hat, und daher auch auf das ganze Planetenſyſtem den bedeutendſten Ein - fluß äußert. Künftig wird es daher beſſer ſeyn, die Beobach - tungen dieſer Satelliten und der Störungen, die ſie von der Sonne erleiden, zur Beſtimmung ihrer eigenen Maſſen zu be - nützen, wie dieß Laplace mit den vier Monden Jupiters ſchon gethan hat. Er hat auf dieſem Wege die Maſſen dieſer Satel - liten, wie folgt, gefunden.

  • Maſſe Jupiters ... 1
  • des I. Satelliten 0,000017
  • II. 0,000023
  • III. 0,000088
  • IV. 0,00004〈…〉〈…〉

Die Bewegungen der ſieben Monde Saturns und noch mehr die der ſechs des Uranus ſind uns noch zu wenig bekannt, um ſie zu demſelben Zwecke anwenden zu können, und zwar, weil ſie ſelbſt, beſonders die letzten, ſehr lichtſchwach und demnach nur mit den vorzüglichſten Teleſcopen zu ſehen ſind. Es iſt überraſchend, dieſe kleinen Körper, dieſe Atome des Himmels in derſelben Waage abwägen zu ſehen, in welcher wir oben (Kap. III. ) das Gewicht der ungeheueren Maſſe der Sonne beſtimmt haben, deren Maſſe die des kleinſten dieſer Satelliten wenigſtens 50 millionenmal übertrifft.

Bemerken wir noch zum Schluſſe dieſes Gegenſtandes, daß die Bewegungen, welche durch die gegenſeitigen Störungen der Planeten in den Excentricitäten ihrer Bahnen hervorgebracht werden, zu den langſamſten gehören, die wir in der Natur finden. Die Excentricität der Merkursbahn ändert ſich in hun - dert Jahren erſt um den 0,000004ſten Theil ihrer Halbaxe, d. h. um nahe 31 3 / 10 Meilen, ſo daß alſo dieſe Excentricität in einem Tage nur um nahe 20 Fuß zunimmt, während Merkur ſelbſt in dieſer Bahn im Mittel täglich ſich um 576000 Meilen bewegt,145Säculäre Störungen.und während das Licht in derſelben Zeit 3620 Millionen Meilen zurücklegt, alſo in der Zeit von einer einzigen Sekunde die ſo - genannte Reiſe um die Welt, oder den Weg von 5400 Meilen, achtmal gemacht hat, ſo daß alſo das Licht nahe vier Billionen - mal geſchwinder iſt, als die Veränderung der Excentricität der Merkursbahn.

Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder III. 10[146]

Kapitel VIII. Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.

§. 98. (Anfängliche runde Geſtalt der Körper.) Nachdem wir in den beiden vorhergehenden Kapiteln die Wirkungen der gegen - ſeitigen Anziehung der Planeten unterſucht haben, welche ſie auf die Bahnen und auf den Ort dieſer Körper in ihren Bahnen äußert, wollen wir nun noch kurz den Einfluß betrachten, welchen daſſelbe Geſetz der allgemeinen Attraction auf die Geſtalt der Planeten ſowohl, als auch auf die ihrer atmoſphäriſchen Umge - bungen ausübt.

Es iſt ſehr wahrſcheinlich, daß dieſe Körper nicht auf einmal, ſondern daß ſie erſt nach und nach aus der primitiven Materie, aus dem Urſtoffe des Weltalls entſtanden ſind, in welchem ein - zelne vorherrſchende Punkte die ſie zunächſt umgebende, anfangs wahrſcheinlich noch flüſſige Maſſe anzogen, und in mehr oder weniger regelmäßigen Schichten um ſich ablagerten. Wo immer jene Materie nahe gleichförmig vertheilt war, und wo dieſe Ablagerung in einer beſtimmten Ordnung vor ſich ging, mußte ſich auch der ſo entſtehende und allmählich fortbildende Körper zu einer regel - mäßigen Form, im Allgemeinen zur Kugelform ausbilden, deren Dichtigkeit gegen den Mittelpunkt derſelben immer größer wurde, weil hier die Kraft der Anziehung des Mittelpunkts ſo - wohl, als auch der Druck der weiter entfernten Schichten größer147Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.war, als in bedeutenden Diſtanzen von dem Mittelpunkte. Wir ſehen in der That dieſe Art der Entſtehung und Fortbildung bei allen flüſſigen Körpern der Erde, und jeder Regentropfen kann uns als Beiſpiel für jene großen Tropfen des Himmels dienen.

§. 99. (Abplattung durch Rotation.) Da aber dieſe Ablage - rungen ohne Zweifel nicht in ganz ungeſtörter Ordnung vor ſich gehen, und da während der allmählichen Ausbildung des neuen Weltkörpers, auch andere, ihm benachbarte, auf ihn einwirken mußten, ſo iſt es auch nicht wahrſcheinlich, daß dieſe Kugelgeſtalt derſelben ganz rein erhalten werden konnte. Der anfangs noch weiche Planet, deſſen feſte und flüſſige Theile noch unter einander gemiſcht waren, und der, durch die Anziehung der benachbarten Körper in eine Bewegung um ſich ſelbſt, in Rotation geſetzt wurde, mußte durch die Centrifugalkraft (I. §. 21) dieſer Ro - tation an ſeinem Aequator ſich erheben, und die Geſtalt einer an ihren beiden Polen abgeplatteten Kugel erhalten. Die Beob - achtungen zeigen uns in der That dieſe Geſtalt bei allen Him - melskörpern, die uns nahe genug ſind, um ihre Abplattung noch zu unterſcheiden.

Man kann durch Rechnung ſtreng beweiſen, daß eine Maſſe von durchaus gleicher Dichte durch die Rotation die Geſtalt eines Sphäroids, d. h. eines Körpers erhalten müſſe, der durch die Umdrehung einer Ellipſe um ihre kleine Axe entſtanden iſt. Wendet man dieſe Rechnungen unmittelbar auf unſere Erde an, ſo findet man ihre Abplattung nahe gleich 1 / 580. Allein nach den Beobachtungen iſt ſie gleich 1 / 300, alſo nahe doppelt ſo groß, zum Zeichen, daß die Vorausſetzung einer durchaus gleichen Dichte der Erdmaſſe unzuläſſig iſt.

§. 100. (Rückſicht auf die verſchiedene Dichtigkeit der Erd - maſſe.) In der That iſt es auch nebſt den ſo eben angeführten, auch noch aus anderen Gründen ſehr wahrſcheinlich, daß die Dichte der Erde gegen ihren Mittelpunkt zunimmt. Schon die zur Bewohnbarkeit der Erde für Thiere und Pflanzen ſo noth - wendige Stabilität der Meere fordert es, daß die mittlere Dichte der feſten Erde viel größer ſey, als die Dichte des Waſ - ſers, weil ſonſt die von Winden bewegten Wellen des Oceans10 *148Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.immerwährend aus ihren Geſtaden treten, und das Feſtland über - ſchwemmen würden, wie dieß z. B. der Fall wäre, wenn unſere großen Meeresbecken Queckſilber ſtatt Waſſer enthielten. Bei einer nicht homogenen Erdmaſſe aber hat die theoretiſche Beſtim - mung ihrer Geſtalt große Schwierigkeiten, doch iſt man endlich dahin gekommen, zu zeigen, daß auch in dieſem Falle noch die Erde eine elliptiſche Geſtalt haben müſſe, wenn ſie mit ſich ſelbſt im Gleichgewichte verbleiben ſoll. Dieſelbe Analyſe hat uns zu - gleich gelehrt, daß die beiden Bewegungen der Erdaxe, die wir oben (I. Kap. XII. ) unter dem Namen der Präceſſion und Nu - tation kennen gelernt haben, eine bloße Folge der Anziehung des Mondes und der Sonne auf die abgeplattete Erde ſind. Die nähere Angabe der hieher gehörenden Berechnungen würde aber dem Zwecke dieſer Blätter unangemeſſen ſeyn.

§. 101. (Entfernung des urſprünglichen Stoßes von dem Mit - telpunkte des Planeten.) Es wurde bereits oben (I. Kap. II. u. IV. ) gezeigt, daß ſich die jährliche Bewegung der Erde um die Sonne ſowohl, als auch zugleich die tägliche Rotation um ihre Axe aus einem anfänglichen Stoße oder Zuge erklären läßt, deſſen Rich - tung weder durch den Mittelpunkt der Sonne, noch auch durch den der Erde gegangen iſt. Wir haben geſehen (§. 64), auf welche Weiſe durch die Größe eines ſolchen urſprünglichen Stoßes die Geſtalt des Kegelſchnitts, in welchem der Planet um die Sonne geht, näher beſtimmt wird. Ganz eben ſo läßt ſich nun auch durch eine ſehr einfache Rechnung derjenige Punkt des Halb - meſſers des Planeten beſtimmen, auf welchen jener Stoß gerichtet ſeyn mußte, damit der Körper eben dieſe und keine andere Rota - tion um ſeine Axe erhalte. Bei der Erde z. B. war dieſer Punkt nahe 0,006 eines Erdhalbmeſſers von dem Mittelpunkte der Erde, alſo nur ſehr wenig entfernt, daher auch die Abplattung der Erde nicht groß, die Umdrehungszeit derſelben im Gegentheile noch be - deutend groß iſt.

Bei Jupiter aber betrug dieſe Entfernung nahe 0,38 ſeines Halbmeſſers, eine viel größere Diſtanz als bei der Erde. Daher auch die Abplattung dieſes Planeten 1 / 14 oder ſehr groß, und die Umdrehungszeit (nahe 10 unſerer Stunden) ſo ungemein klein iſt. Bei dem Monde endlich iſt dieſe Entfernung nur 0,002 ſeines149Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.Halbmeſſers, alſo noch viel kleiner als bei der Erde, daher auch ſeine Rotation, die bekanntlich ſeiner Revolution gleich iſt, volle 27 3 / 10 Tage dauert.

§. 102. (Mittelpunkt der freien Rotation der Planeten.) So - wohl die jährlichen Bewegungen der Planeten um die Sonne, als auch die täglichen Rotationen derſelben um ihre Axen gehen alle in derſelben Richtung, von Weſt gegen Oſt, vor ſich. Und daſſelbe gilt auch von den Satelliten dieſer Planeten. Es iſt dieß eine Eigenheit unſeres Sonnenſyſtems, auf die wir ſpäter wieder zurückkommen werden, und die, wie es ſcheint, ganz vorzüglich zur Erhaltung deſſelben beiträgt. Dieſem gemäß, hat alſo jeder Punkt derjenigen Hälfte der Planeten, die eben der Sonne zuge - kehrt iſt, eine doppelte, und in ihrer Richtung entgegen geſetzte Bewegung, nämlich erſtens die um die Sonne, die überhaupt allen Punkten des Planeten gemein iſt und von Weſt nach Oſt geht, und zweitens die tägliche um die Axe des Planeten, die in dieſer Hälfte von Oſt nach Weſt geht, alſo mit der vor - hergehenden eine entgegengeſetzte Richtung hat. Dieſe letzte iſt, da ſie aus der Rotation entſpringt, deſto größer, je weiter der Punkt, den man eben betrachtet, von dem Mittelpunkte des Pla - neten entfernt iſt, welcher letzte gar keine tägliche Bewegung hat. Es wird daher, in dieſer der Sonne zugekehrten Hälfte des Pla - neten auch irgend einen Punkt geben müſſen, deſſen jährliche, öſtliche Bewegung genau gleich der täglichen, weſtlichen iſt, und der daher, während der doppelten Bewegung des Planeten, als vollkommen ruhend betrachtet werden kann. Man nennt in der Mechanik dieſen Punkt den Mittelpunkt der freien Rota - tion, und man findet ſeine Entfernung von dem Mittelpunkte des Planeten, wenn man die Größe 0,4 durch die ſo eben be - trachtete Entfernung des urſprünglichen Stoßes dividirt. So hatten wir für die Erde die Entfernung des Stoßes gleich 0,006 gefunden, alſo iſt auch die Diſtanz des ruhenden Punktes von dem Mittelpunkte der Erde gleich 〈…〉 oder 66⅗ Halbmeſſern der Erde, ſo daß alſo hier dieſer Punkt weit außer die Erde, zwiſchen ſie und die Sonne fällt. Bei Jupiter iſt dieſe Diſtanz150Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.gleich 1,06, ſo daß alſo hier der Mittelpunkt der freien Rotation ſehr nahe an der Oberfläche des Planeten liegt. Bei dem Monde endlich iſt ſie gleich 200 Mondhalbmeſſern, oder nahe 60 Erdhalb - meſſern, d. h. ſehr nahe gleich der mittleren Entfernung des Mon - des von der Erde. Für den Mond fällt alſo jener Punkt ſehr nahe in den Mittelpunkt der Erde, ein merkwürdiges Zuſammen - treffen, das vielleicht noch einmal nähere Aufſchlüſſe über das geheimnißvolle Band geben wird, welches den Mond mit der Erde verbindet.

§. 103. (Alter der Erde.) Da der urſprüngliche Stoß, von welchem wir oben geſprochen haben, die Bewegung der Erde um die Sonne in der Ebene der Ecliptik erzeugt hat, ſo muß die Richtung dieſes Stoßes mit der Ecliptik ſelbſt parallel, und zu - gleich nahe ſenkrecht auf die urſprüngliche Entfernung der Erde von der Sonne geweſen ſeyn, weil die elliptiſche Bahn derſelben eine ſo geringe Excentricität hat, oder einer kreisförmigen Bahn ſo ähnlich iſt, in welcher bekanntlich der Halbmeſſer auf der Tan - gente des Kreiſes immer ſenkrecht ſteht. Da aber auch derſelbe anfängliche Stoß die Urſache der täglichen Rotation der Erde um ihre Axe ſeyn ſoll, und da dieſe Rotation in der Ebene des Aequators vor ſich geht, ſo muß die Richtung deſſelben aus der - ſelben Urſache auch mit der Ebene des Aequators parallel geweſen ſeyn. Daraus kann man den Schluß ableiten, daß die Erde zur Zeit ihrer Entſtehung in einer ihrer zwei Solſtitien geweſen ſeyn muß, weil nur dort die Ecliptik dem Aequator parallel liegt, und daß ſie zugleich in einem ihrer beiden Abſiden geweſen ſeyn muß, weil nur in dieſen beiden Punkten die Bahn der Erde auf ihrer Entfernung von der Sonne ſenkrecht ſteht. Die Erde ſcheint daher in der Nähe einer der beiden Sonnenwenden, und zwar zu einer Zeit entſtanden zu ſeyn, wo die Abſiden der Erdbahn mit dieſen Sonnenwenden zuſammenfielen. Nimmt man an, daß die Länge des Periheliums der Erde im Jahre 1800 unſerer Zeitrechnung 99° 30′, und daß die tropiſche Bewegung deſſelben in 100 Jahren 1,722° beträgt, ſo fiel die große Axe der Erdbahn oder die Abſi - denlinie derſelben mit einer der beiden Sonnenwenden zuſammen in den Jahren 9204 oder 19656 oder 30108 u. ſ. w. vor dem Anfang unſerer Zeitrechnung. Ueberhaupt aber hat man folgende151Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.Lagen des Periheliums der Erdbahn für verſchiedene Jahr - hunderte:

Dieſe Tafel mag unſeren allzeitfertigen Geologen Stoff zu neuen Hypotheſen geben; wir wollen uns begnügen, ſie angezeigt zu haben. Uebrigens mag es dem bloßen Rechner erlaubt ſeyn, ſolchen Spekulationen einen Augenblick nachzuhängen, ohne einen größern Werth darauf zu legen, als ſie in der That verdienen. Uebrigens iſt das hohe Alter unſerer Erde wohl keinem bedeuten - den Zweifel unterworfen, vielmehr vereinigen ſich mehrere Erſchei - nungen für daſſelbe. Wir haben bereits oben (I. Kap. XII. ) von den Thierkreiſen zu Esne und Denderah in Oberägypten geſprochen. Aber noch ältere Denkmäler ſcheint Indien aufzuweiſen, welches Land, nach John Call’s neueſten Unterſuchungen, vom Ganges bis zum Cap Comorin viele Spuren einer ſehr frühen Kultur enthält, da dieſe Gegenden ganz mit Palläſten, Tempeln und den Ruinen derſelben bedeckt ſind, deren Bauart von einer bereits ſehr weit vorgerückten Kunſt zeugt. In einem dieſer Tempel fand er einen Thierkreis, der das Sommerſolſtitium in dem Sternbilde der Jungfrau zeigt, wo daſſelbe am Himmel bereits vor 10000 Jahren geſtanden hat. Eben ſo fand A. Humboldt in Amerika auf dem Felſen im Norden der Ruinen von Canur, unter dem ſiebenten Grad der nördlichen Breite, Zeichnungen und Inſchrif - ten, die offenbar das Werk eines ſehr gebildeten Volkes geweſen ſeyn müſſen, das aber vor undenklichen Zeiten daſelbſt gelebt haben mag, da die gegenwärtigen Bewohner dieſer Gegenden weder eine Erinnerung an ſie aufbehalten haben, noch auch über die Bedeu - tung dieſer Inſchriften etwas mittheilen konnten. Nach Pallas findet man in Sibirien nordöſtlich von Baikalſee ähnliche, viele152Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.Meilen weit fortlaufende, mit Charakteren und Zeichnungen be - deckte Felſen. Dieſes Land enthält in ſeinem Boden mehr foſſiles Elfenbein, als ganz Indien jetzt an lebenden Elephanten hat. Wenn Chevalier’s Conjecturen gegründet ſind, ſo müſſen die be - rühmten Eiſenminen der Inſel Elba und Korſika ſchon ſeit vierzig tauſend Jahren bebaut worden ſeyn.

Wie ſich aber auch dieſe und andere Erſcheinungen verhalten mögen, die man für das hohe Alter der Erde anführen kann, immer wird man mit dem folgenden Ausſpruche eines unſerer erſten und ausgezeichnetſten Naturforſcher übereinſtimmen müſſen: Nous voyons l’homme vivre et mourir sur les ruines d’un vaste edifice reconstruit, renversé et reconstruit encore, sans que l’imagination même la plus active puisse atteindre et fixer les premiers bouleversemens.

§. 104. (Höhe der Atmoſphäre.) Unſere Erde iſt bekanntlich von einer luftförmigen Hülle, von einer Atmoſphäre umgeben, deren Daſeyn die Beobachtungen auch ſchon bei Venus, Mars und Jupiter nachgewieſen haben, und die vielleicht bei keinen Him - melskörpern fehlt. Es ſcheint, daß die Elaſticität derſelben, die an der Oberfläche der Erde dem Drucke der auf ihr laſtenden obern Schichten proportional iſt, in größeren Höhen viel ſchneller, als dieſer Druck abnimmt, und daß dadurch eine Verdünnung der höheren Luft entſteht, bei welcher ſie ganz ohne Elaſticität iſt, und wo ſie daher ihre Gränze haben muß. Diejenige Höhe der Luft, wo ſie noch Kraft genug hat, die Sonnenſtrahlen zurückzuwerfen, hat man, aus den Erſcheinungen der Morgen - und Abend-Däm - merung, zu zehn Meilen berechnet. Allein die Sternſchnuppen und andere meteoriſche Phänomene ſcheinen nach den bisherigen Beobachtungen, ſelbſt eine Höhe von dreißig Meilen über der Oberfläche der Erde zu erreichen, und diejenigen Gegenden der Atmoſphäre, in welcher noch Wärme, Licht und Electricität thätig iſt, liegen wahrſcheinlich in einer noch viel größeren Höhe.

Die eigentliche letzte Gränze der Atmoſphäre muß ohne Zwei - fel dort angenommen werden, wo die Centrifugalkraft der mit der Erde zugleich rotirenden Luft mit der Schwere der Erde gleich groß geworden iſt, da ſich die Luft jenſeits dieſer Gränze, wo die Centrifugalkraft überwiegt, von der Erde entfernen müßte,153Geſtalt und Atmoſphären der Planeten.und nicht mehr bei ihr bleiben könnte. Wegen dieſer Centrifu - galkraft wird alſo auch die Atmoſphäre, ſo wie die Erde ſelbſt, an ihren Polen abgeplattet ſeyn, und unter dem Aequator eine erhabene Geſtalt annehmen. Wegen der ungemeinen Beweglich - keit ihrer Elemente, und der großen Entfernung derſelben von der Erde wird dieſe Abplattung oft ſehr bedeutend ſeyn können. Die Rechnung zeigt aber, daß dieſe Abplattung ihre Gränzen habe, die ſie nicht überſteigen kann, und daß, bei der größtmöglichen Abplattung, die kleine Axe des Luftſphäroids zur großen ſich wie die Zahlen 2 zu 3 verhalten müſſe.

§. 105. (Zodiakallicht.) Man hat das Zodiakallicht als die Atmoſphäre der Sonne anſehen wollen. Dieſes der Milch - ſtraße ähnliche, aber hellere Licht erſtreckt ſich in der Geſtalt eines Kegels, deſſen Baſis die Sonne iſt, und deſſen Axe in der Ecliptik liegt, ſelbſt noch weit über die Erdbahn heraus. Man ſieht es am deutlichſten, beſonders in den Tropenländern, in den Monaten April und Mai gleich nach Sonnenuntergang, und im Sep - tember und October kurz vor Sonnenaufgang. Es hat offenbar die Geſtalt einer ſchmalen Linſe, deren große Axe veränderlich ſcheint, aber wenigſtens fünfmal größer iſt, als die kleine. Schon dieſes Verhältniß der beiden Axen zeigt, daß das Zodiakallicht keine Atmoſphäre der Sonne ſeyn kann, bei welcher, nach dem Vorher - gehenden dieſes Verhältniß, ſelbſt wenn es am größten iſt, nur gleich 3 zu 2 ſeyn kann. Auch läßt ſich durch Rechnung zeigen, daß die Atmoſphäre der Sonne, wenn ſie exiſtirt, noch lange nicht bis zur Bahn des Merkurs ſich erſtrecken kann, da doch das Zo - diakallicht noch über die Erdbahn herausgeht. Vielleicht beſteht daſſelbe bloß in dem durch die Nähe der Sonne verdichteten Aether, an deſſen Daſeyn im Weltraume man jetzt nicht wohl mehr zweifeln kann; vielleicht iſt dieſes Licht ein Ausfluß, eine Sammlung von Kometenmaterie, die bei dem Durchgange dieſer Himmelskörper durch ihr Perihelium abgeſetzt wird, und ſich um die Sonne lagert; vielleicht iſt es ein eigenthümlicher, ſchwacher Nebel, in welchen die Sonne eingehüllt iſt, ſo daß dann dieſelbe zu den Nebelſternen gezählt werden müßte. Immer ſcheint es, daß wir die nähere Unterſuchung dieſes räthſelhaften Gegenſtandes unſern Nachkommen überlaſſen müſſen.

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Kapitel IX. Ebbe und Fluth des Meeres und der Atmoſphäre der Erde.

§. 106. (Impoſantes Schauſpiel der Ebbe und Fluth.) Ob - ſchon das, die Erde bedeckende Meer ſchon ſeit Jahrtauſenden mit ihr und mit ſich ſelbſt im Gleichgewichte zu ſchweben ſcheint, und die Geſtade nicht mehr verläßt, die es in der Vorzeit ſo oft durch - brochen hat, um das Feſtland mit ſeinen Fluthen zu bedecken, ſo ſieht man doch dieſe gewaltige Waſſermaſſe in regelmäßiger Oſcillation ſich täglich auf und nieder bewegen, und ſich von dem Mittelpunkte der Erde erheben, um bald darauf wieder zu ihm zurückzuſinken. Es iſt in der That ein erhabenes Schauſpiel für den ſtillen Zuſchauer an dem Ufer des Meeres, zu ſehen, wie die Fluthen deſſelben hin und wieder wogen, und ſich ungeſtüm an den ſie einſchließenden Geſtaden brechen, die ſie wechſelweiſe zu erſtürmen, und wieder zu verlaſſen ſtreben. Daß der Mond in jedem Monate um die Erde, daß die Erde in jedem Jahre um die Sonne, und in jedem Tage um ſich ſelbſt geht dieß ſind allerdings große und wunderbare Erſcheinungen. Aber wir füh - len ſie nicht, und ſind bereits längſt daran gewöhnt. Nur das feinere Auge des Geometers und des Aſtronomen lehrte uns dieſe Bewegungen kennen, die für den größten Theil der übrigen Men - ſchen beinahe ganz unbemerkt vorüber gehen. Aber dieſelben155Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.Kräfte, welche dieſe Phänomene erzeugen, ſind auch zugleich die Urſache jenes periodiſchen, und ſelbſt den gleichgültigſten Zuſchauer ergreifenden Auf - und Niederwogens des Weltmeeres, in welchem die Natur, die ſonſt ihre Geheimniſſe der allgemeinen Schwere ſo ſorgfältig vor unſern Blicken zu verbergen ſcheint, uns dieſelben mit großen unverkennbaren und ſelbſt den roheſten Wilden ver - ſtändlichen Charakteren geoffenbart hat.

§. 107. (Erſcheinung der Ebbe und Fluth im Allgemeinen.) Zweimal an jedem Tage erheben und ſenken ſich die Gewäſſer des Oceans in immer wieder kommender regelmäßiger Folge. Die erſten ſechs Stunden des Tages ſind ſie im Steigen begrif - fen; ſie überſchwemmen ihre flachen Geſtade, ſuchen die ſteilen Küſten zu erſtürmen, und dringen in die Mündungen der Flüſſe ein, um ſie meilenweit vor ihren Ufern anzuſchwellen. Dieß iſt die Zeit der Fluth (flux). Wenn das Waſſer ſeine größte Höhe erreicht hat, verweilt es daſelbſt als Hochmeer (la haute mer). Bald darauf ſinkt es eben ſo regelmäßig wieder zu ſeiner erſten Tiefe herab, die Zeit der Ebbe (reflux) die ebenfalls nahe ſechs Stunden dauert, bis es ſeine größte Tiefe (basse mer) erreicht hat, wo es einige Zeit verweilt, um dann wieder zu ſeiner frü - heren Höhe zu ſteigen, und in derſelben Ordnung dieſelben Veränderungen regelmäßig zu durchlaufen.

Dieſe Bewegungen des Weltmeeres werden allerdings durch die Wirkung der Winde vermehrt, aber ſie entſpringen nicht aus ihnen, da man die Ebbe und Fluth auch bei dem ſtillſten Wetter und dem reinſten Himmel immer in derſelben Ordnung abwechſeln ſieht. Dieſe Ordnung iſt ſo groß, daß man die verſchiedenen Mo - mente dieſer Erſcheinungen für verſchiedene Orte ſelbſt auf ganze Jahre mit derſelben Sicherheit vorausſagen kann, mit welcher die Aſtronomen die Finſterniſſe der Sonne und des Mondes be - ſtimmen.

§. 108. (Perioden der Ebbe und Fluth.) Dieſe Regel - mäßigkeit des Phänomens ſetzt eine eben ſo regelmäßige und dauernde Urſache voraus, welche jene Wirkungen hervorbringt. Um dieſe Urſache zu entdecken, muß man dieſe Erſcheinun - gen ſelbſt durch eine längere Zeit aufmerkſam beobachten, und vor allem die Perioden beſtimmen, in welchem ſie wiederkehren. 156Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.Man fand auf dieſe Art, daß dieſe Perioden mit dem ſynodiſchen Mondmonat (I. §. 98 und 162), das heißt, mit der Zeit des Neu - und Vollmondes in auffallendem Zuſammenhange ſtehen, und daß ſie beſonders von den Stellungen des Mondes gegen die Erde abhängen. Zwar ſind dieſe Perioden nicht immer gleich unter einander, aber wenn man aus mehreren auf einander fol - genden das Mittel nimmt, ſo erhält man für die Dauer derſelben 24 Stunden, 50 Minuten, in welchem Zeitraum immer zwei Ebben und eben ſo viele Fluthen ſich ereignen. Dieß iſt aber genau die Zeit, in welcher der Mond, für jeden Beobachter auf der Erde, vermöge der mittleren Bewegung dieſes Satelliten, wieder zu ſeinem Meridian zurückkömmt, eine Zeit, die man den Mondtag nennen kann, ſo wie man die Zeit von 24 Stunden zwiſchen zwei nächſten Culminationen der Sonne einen Sonnentag zu nennen pflegt. (I. §. 155.)

Wenn alſo für irgend einen Hafen heute das Hochmeer genau in den Mittag dieſes Ortes fällt, oder um 12 Uhr ſtatt hat, ſo wird es am erſten folgenden Tag um 12 Uhr 50 Minuten Abends, am zweiten um 1 Uhr 40 Minuten, am dritten um 2 Uhr 30 Minuten eintreten, ſo daß es täglich um 50 Minuten ſpäter kommt, und zwiſchen je zwei ſolchen Abendfluthen wird immer auch eine Morgenfluth in der Mitte liegen, von welcher die erſte um 12 Uhr 25 Minuten Morgens, die am erſtfolgenden Tag um 1 Uhr 15 Minuten, am zweiten um 2 Uhr 10 Min., am dritten um 3 Uhr 0 Min. Morgens eintritt u. ſ. w. Zwar ſind dieſe Intervalle, wie ſchon geſagt, zuweilen einige Minuten größer oder kleiner, als ſie angegeben wurden, aber eben dieſe Ungleich - heiten ſind nun wieder ein neuer Beweis, daß die ganze Erſchei - nung von dem Monde kommt, da auch dieſer, wie wir oben (Kap. VI. ) geſehen haben, ſeine Geſchwindigkeit ſehr ſtark ändert, und da man, wenn man die Unregelmäßigkeit beider aufmerkſam betrachtet, eine ſehr genaue Uebereinſtimmung beider findet.

§. 109. (Urſachen der Ebbe und Fluth.) Doch iſt der Mond zwar die wichtigſte, aber keineswegs die einzige Urſache dieſer Er - ſcheinungen. Man darf ſie in der That nur durch einige Mo - nate beobachtet haben, um zu bemerken, daß die Fluthen, welche157Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.zur Zeit des Neu - oder Vollmondes eintreten, durchaus viel grö - ßer, und die der Quadraturen im Gegentheile beträchtlich kleiner ſind, als die mittleren Fluthen. Wenn man dieſe Beobachtungen noch weiter fortſetzt, ſo findet man, daß die Fluth und eben ſo die Ebbe immer größer wird, wenn der Mond oder die Sonne der Erde näher kömmt, und daß ſelbſt die Declinationen dieſer beiden Geſtirne noch einen Einfluß auf dieſe Erſcheinungen äußern, wobei jedoch der des Mondes immer als der überwiegende er - kannt wird.

§. 110. (Lokalverhältniſſe, welche die Ebbe und Fluth be - dingen.) Alles Vorhergehende gilt eigentlich nur in ſeiner ganzen Stärke von großen freien Meeren, von dem eigentlichen Welt - meere. In kleineren Seen, ſelbſt in dem kaspiſchen Meere, und überhaupt nahe am Ufer oder in engen Häfen werden die Gewäſſer in ihrem regelmäßigen Laufe aufgehalten und geſtört, und der Moment, ſelbſt die Größe des Hochmeers wird dadurch oft bedeutend modificirt. An den Küſten von Frankreich ſind dieſe Zeiten, oft ſelbſt ſchon für zwei benachbarte Häfen, ſehr verſchieden, obſchon ſie für einen und denſelben Hafen eben ſo conſtant ſind, wie auf der hohen See. In Dünkirchen z. B. tritt das Hochmeer erſt zwölf Stunden nach der Culmination des Mondes ein, und in St. Malo (Breite 48° 39′) ſechs Stunden, während am Cap der guten Hoffnung die Fluth ſchon Stunde nach der Culmination des Mondes ihre größte Höhe erreicht.

§. 111. (Hafenetabliſſement und Totalfluth.) Man pflegt die Zeit ſeit der Culmination des Mondes, wo das Hochmeer am Tage des Neumondes für jeden Hafen eintritt, das Etablisse - ment du port (establishment of the port) zu nennen, und man geht von dieſem Augenblicke aus, um alle folgenden Momente des Hochmeers für dieſen Monat durch Rechnung zu beſtimmen. Dieſes Hafenetabliſſement beträgt in

  • Hamburg. 5 St. 0 Min.
  • Amſterdam. 3 0
  • Fliſſingen. 1 0
  • Oſtende .. 0 20
  • Calais .. 11 40
  • Dieppe .. 10 30
  • St. Malo. 6 St. 0 Min.
  • Liſſabon. 4 0
  • London .. 2 45
  • Plymouth. 6 5
  • Dublin .. 9 45
  • Gröningen. 11 15
158Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.
  • Berg-op-Zom 3 St. 0 Min.
  • Antwerpen. 4 25
  • Dünkirchen 11 45
  • Boulogne. 10 40
  • Cherbourg. 7 45
  • Breſt .. 3 St. 45 Min.
  • Cadix .. 1 15
  • Portsmouth 11 40
  • Lwerpool. 11 0
  • Briſtol .. 6 45

Es wäre ſehr wünſchenswerth, dieſe Angaben, ſo wie auch die Höhen der Fluthen für mehrere Orte mit großer Genauigkeit zu haben, da von ihnen die Berechnung der künftigen Fluthen abhängen, deren Kenntniß für die Bewohner der Meeresufer ſo nützlich und ſelbſt nothwendig iſt, um die Unfälle zu vermeiden, die ſo oft aus den Ueberſchwemmungen dieſer Ufer entſtehen. Man nennt Totalfluth (marée totale) die halbe Summe zweier nächſten Hochmeere über dem Niveau der zwiſchen ihnen liegenden tiefſten Ebbe. Beträgt z. B. die Höhe der erſten Fluth 4,4 Toi - ſen über dem Niveau der nächſtfolgenden Ebbe, und die der zweiten Fluth 3,6 Toiſen, ſo iſt die Totalfluth 4 Toiſen. Dieſe Total - fluth beträgt im Mittel aus ſehr vielen Beobachtungen für Breſt 3,21, für Cherbourg 2,70, für St. Malo 5,98, und für Dieppe 2,87 Meter. In den franzöſiſchen Häfen ereignen ſich die größ - ten Fluthen immer ein und einen halben Tag nach dem Neu - und Vollmonde, und dieſe größten Fluthen ſind es, deren Kenntniß beſonders intereſſant iſt. Man findet ſie aber auf folgende Art.

§. 112. (Berechnung der Ebbe und Fluth.) Laplace hat in ſeiner Mec. céleste Vol. II. p. 289 einen einfachen Ausdruck gegeben, durch welchen man die Höhe der Fluth für alle Neu - und Vollmondstage eines Jahres berechnen kann. Die Reſultate dieſer Berechnung werden von den Aſtronomen in Paris jährlich bekannt gemacht. So hat man z. B. für das Jahr 1834 ge - funden:

  • Fluthhöhe
  • 10 März Neumond um 11 Uhr Morgens. 0,84 Meter
  • 25 Vollmond um 6 Uhr Morgens. 1,13

Um nun zu wiſſen, welches die größte Fluthhöhe für Breſt im Monat März des Jahres 1834 ſeyn wird, multiplicirt man die größere der beiden vorhergehenden Zahlen, nämlich 1,13 durch die Totalfluth von Breſt, d. h. durch 3,21, wodurch man für die geſuchte größte Fluth 3,63 Meter erhält, und da dieſe anderthalb159Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.Tage nach dem Vollmonde ſtatt haben ſoll, ſo fällt ſie auf den 26. März um 6 Uhr Abends, für St. Malo findet man an dem - ſelben Tage die größte Fluth dieſes Monats 6,76 Meter, oder 20,81 Par. Fuß.

§. 113. (Erklärung dieſer Erſcheinungen.) Da die Voraus - beſtimmungen dieſer Erſcheinungen ſo gut mit den Beobachtungen übereinſtimmen, ſo kann man nicht zweifeln, daß auch die Vor - ausſetzungen, auf welche ſich jene Rechnungen gründen, der Wahr - heit gemäß ſind, daß nämlich dieſe Erſcheinungen eine bloße Folge der Anziehung der Sonne, und beſonders des Mondes auf die, die Oberfläche der Erde bedeckenden Gewäſſer des Meeres ſind.

Sey T (Fig. 6) der Mittelpunkt des Mondes und S der Mittelpunkt der Erde ABmn, alſo A der nächſte, und B der von dem Monde weiteſte Punkt der Oberfläche der Erde, wo der Beobachter in A den Mond in ſeinem Zenith, und B in ſeinem Nadir (Einl. §. 8) hat. Da die Anziehung des Mondes, wie die aller Körper, ſich wie verkehrt das Quadrat der Entfernung ver - hält, ſo iſt dieſe Anziehung des Mondes für den Punkt A der Erde die größte, und für den Punkt B die kleinſte von allen, während ſie für die beiden zwiſchen jenen liegenden Punkte m und n nahe eben ſo groß, als für den Mittelpunkt S der Erde, alſo nahe gleich der mittleren Anziehung des Mondes iſt. Da alſo der Punkt A ſtärker, als der Mittelpunkt S der Erde, von dem Monde angezogen wird, ſo wird auch dieſer Punkt A ſich dem Monde T zu nähern, oder von dem Punkte T zu entfernen ſuchen; der Punkt A und alſo auch das ihm zunächſt umgebende Waſſer wird daher ſteigen. Da aber eben ſo der Mittelpunkt S an dem Monde T mehr, als der entfernteſte Punkt B angezogen wird, ſo wird ſich auch der Punkt S dem Monde mehr nähern, als der Punkt B, oder mit andern Worten, der Punkt B und alſo auch das ihn umgebende Waſſer, wird hinter dem Mittel - punkte S der Erde zurückbleiben, ſich von ihm entfernen, und daher ebenfalls ſteigen. Daſſelbe wird auch, obſchon in gerin - germ Grade, für alle die Punkte der Erde gelten, die mit den beiden Punkten A und B in einerlei Meridian liegen, oder für die der Mond zu derſelben Zeit culminirt. Die übrigen Punkte der Erde aber werden ſich deſto weniger von dem Mittelpunkte160Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.derſelben entfernen, werden deſto weniger ſteigen, je weiter ſie von jenem Meridian entfernt ſind. Die Punkte m und n, die den Mond in oder nahe bei ihrem Horizonte ſehen, werden nur mit der mittleren Kraft des Mondes, mit derſelben Kraft, wie der Mittelpunkt S angezogen, und bleiben daher ungeſtört, oder viel - mehr die, dieſe beiden Punkte umgebenden Gewäſſer müſſen an Höhe abnehmen oder ſinken, weil ein großer Theil dazu verwendet worden iſt, die Gewäſſer bei A und B zu erhöhen.

Man ſieht daraus ſchon ohne alle Rechnung, daß zwiſchen je zwei nächſten Culminationen des Mondes auch eine doppelte Ebbe und Fluth ſtatt haben, und daß die Fluth für jeden Ort der Erde in die Zeit ſeiner oberen oder unteren Culmination (Einl. §. 26), die der Ebbe aber nahe ſechs Stunden vor und nach der - ſelben ſtatt haben muß.

Was ſo eben von dem Monde geſagt worden iſt, gilt auch von der Sonne, nur wegen ihrer zu großen Entfernung in viel geringerem Maaße. Die Sonnenfluthen werden für jeden Ort in den Augenblick ſeines Mittags und ſeiner Mitternacht fallen, und wenn jeden Monat einmal die Culmination des Mondes in die - ſelbe Zeit fällt, d. h. zur Zeit der Neu - und Vollmonde, ſo wer - den die Wirkungen der Sonne und des Mondes ebenfalls zuſam - menfallen und die Fluthhöhe vergrößern, während im Gegen - theile zur Zeit der Quadraturen, wo der Mond in der Linie BST und die Sonne in der verlängerten Linie mSn liegt, die Fluthhöhe des Mondes durch die der Sonne vermindert werden muß. Aus derſelben Urſache wird die Fluth des Mondes ſowohl, als auch die der Sonne deſto ſtärker ſeyn, je näher dieſe Geſtirne bei der Erde ſtehen, was alles mit den Beobachtungen ganz genau übereinſtimmt. Daß das Hochmeer an jedem Orte nicht in den Augenblick der Culmination ſelbſt trifft, ſondern oft erſt mehrere Stunden ſpäter ſtatt hat, kömmt offenbar daher, daß das Waſſer, von m und n nach A oder nach B zu kommen, und ſich in dieſen beiden letzten Punkten auf die größte Höhe zu brin - gen, eine gewiſſe Zeit erfordert, da die Trägheit des Waſſers, die Reibung ſeiner Theile, die Unebenheiten des Meeresbodens u. dgl. dieſer Bewegung deſſelben mehrere Hinderniſſe entgegen ſetzen. Aus derſelben Urſache fällt bekanntlich auch die größte Hitze des161Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.Tages nicht auf den Mittag, ſondern oder 2 Stunden ſpäter, ſo wie die höchſte Temperatur des Jahres nicht auf den Augen - blick des Sommerſolſtitiums, wo die Sonne am höchſten ſteht, ſondern mehr als einen Monat ſpäter fällt, weil die Accumulation der Wärme ebenfalls nur allmählig fortſchreitet, und ſich ſelbſt nach dem höchſten Stande der Sonne noch einige Zeit durch an - häuft.

Es wurde bereits geſagt, daß alle die Orte, welche mit den Punkten A und B in demſelben Meridian liegen, zu gleicher Zeit ihre Fluthen haben, aber in geringerem Grade, offenbar in einem um ſo geringeren je weiter ſie von den beiden Punkten A und B entfernt ſind. Da aber die Sonne und der Mond ſich nie ſehr weit von der Ebene des Aequators entfernen, ſo werden auch dieſe Orte A und B, welche die größten Fluthen haben, immer in der Nähe des irdiſchen Aequators ſeyn, oder ſie werden in die heiße Zone fallen. Die Fluthen werden alſo in den Tropenländern am größ - ten ſeyn, und immer kleiner werden, je näher man den beiden Polen der Erde kömmt. Auch dieß iſt der Erfahrung vollkom - men gemäß. In Oſtindien und an den tropiſchen Küſten Ame - rika’s ſteigen dieſe Fluthen gewöhnlich ſehr hoch, obſchon ſie auch durch Localurſachen an andern Orten oft ſehr erhöht werden. In dem Hafen von St. Malo beträgt dieſe Höhe gewöhnlich 50 Fuß. In der Nord - und Oſtſee iſt die Erhebung und Senkung des Meeres ſchon viel kleiner, und an den nördlichen Küſten von Norwegen bemerkt man ſie gar nicht mehr, ſo wenig als in klei - neren oder ringsum eingeſchloſſenen Meeren, wie in dem ſchwarzen oder dem kaspiſchen See.

§. 114. (Beſtimmung der Mondmaſſe und Geſchichte der Theorie dieſer Erſcheinung.) Wenn man den Einfluß, welchen der Mond auf die Fluth hat, von jenem der Sonne geſchickt ſondert, ſo geben dieſe Erſcheinungen ein gutes Mittel, die Maſſe des Mondes zu beſtimmen. Man hat auf dieſem Wege gefunden, daß die Maſſe dieſes Satelliten nahe den 75ſten Theil der Maſſe der Erde beträgt, übereinſtimmend mit anderen aſtronomiſchen Beſtimmungen.

Die Theorie dieſer Erſcheinungen, in ihrer ganzen Vollſtän - digkeit aufgefaßt, iſt übrigens eine der ſchwerſten, mit welchen ſichLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 11162Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.unſere Geometer bisher beſchäftiget haben, wie ſchon aus den vielen vergeblichen Verſuchen folgt, welche ſeit Newtons Zeiten angeſtellt wurden, dieſen Zweck zu erreichen. Schon Kepler wollte eine ſolche Theorie liefern, aber die Analyſe war damals noch in einem zu unvollkommenen Zuſtande, um ein ſo ſchwieriges Problem genügend aufzulöſen. Galilei, der die Anſicht Keplers bekämpfte, ſtellte eine andere auf, die aber eben ſo wenig angenommen zu werden verdiente. Newton, der den Gegenſtand zuerſt aus dem wahren Geſichtspunkte betrachtete, ſtellte ſeine Theorie i. J. 1687 auf, allein ſo richtig auch ſeine Ideen waren, ſo bedurften ſie doch noch einer großen Entwickelung und Ausbildung, um den Erſcheinungen der Natur vollkommen zu genügen. Im Jahre 1738 machte die k. Akademie der Wiſſen - ſchaften zu Paris dieſes Problem zum Gegenſtande einer Preis - frage, die vier gekrönte Memoiren zur Folge hatte. Die drei erſten waren von Daniel Bernoulli, Leonhard Euler und Mac - laurin, welche alle mit ſehr viel Scharfſinn die von Newton ſchon früher eingeſchlagene Bahn verfolgten. Die vierte aber hatte den bekannten Jeſuiten Cavalleri zum Verfaſſer, und dieſer ſuchte die gegebene Frage durch die Anwendung der carteſiſchen Wirbel zu erklären, eine auf nichts gegründete Theorie, an welcher aber die Pariſer Akademie noch viele Jahre feſtzuhalten ſuchte, nachdem bereits Newton ſein Syſtem der allgemeinen Schwere aufgeſtellt, und die Nichtigkeit der Wirbel des Descartes dargethan hatte. Die gegenwärtige hohe Ausbildung dieſes Gegenſtandes verdanken wir vorzüglich Laplace, der ſeine tiefen Unterſuchungen darüber in den beiden letzten Theilen ſeiner Mec. céleste mitgetheilt hat.

§. 115. (Ebbe und Fluth der Atmoſphäre.) Da die Wirkung der Sonne und des Mondes auf unſere Meere ſo bedeutend iſt, ſo wird ſie wahrſcheinlich auf das unſere Erde rings umgebende Luftmeer, wegen der großen Beweglichkeit deſſelben, noch viel be - trächtlicher ſeyn. An der oberſten Gränze der Atmoſphäre ſind dieſe Wirkungen ohne Zweifel auch ſehr groß, aber wir bewohnen nur den Grund dieſes Meeres, und ſind in dieſer Beziehung in demſelben Falle mit den Bewohnern der Tiefe des Oceans, die von den großen Veränderungen, welche an ſeiner Oberfläche vorgehen, wohl nur ſehr wenig fühlen. Indeß erkennen wir dieſe163Ebbe u. Fluth d. Meeres und d. Atmoſphäre d. Erde.Fluctuationen unſerer Atmoſphäre ſelbſt auf der Erde noch durch die täglichen Aenderungen des Barometers, und an denjenigen Winden, deren Richtung und Stärke von den Tageszeiten ab - hängt und die daher periodiſch ſind. Jene Variationen des Baro - meters ſind allerdings nur klein, da ſie ſelbſt unter dem Aequator, wo ſie am größten ſind, nur etwa drei Zehntheile einer Linie be - tragen. Demungeachtet hat man ſich durch fortgeſetzte Beobach - tungen an guten Inſtrumenten, ſelbſt in höheren Breiten, von ihrem Daſeyn nicht nur, ſondern auch von ihrer Größe überzeugt. Dieſen Beobachtungen zu Folge liegt die größte Höhe des Baro - meterſtandes zwiſchen 9 und 10 Uhr Morgens; hierauf nimmt die Höhe bis 4 Uhr Abends ab, wo ſie am kleinſten iſt. Von da ſteigt ſie wieder, bis ſie um 11 Uhr Abends zum zweitenmale eine größte Höhe erreicht, und dann wieder fällt, bis ſie um 4 Uhr Morgens zu ihrer zweiten größten Tiefe ſinkt. Aus dieſer Epoche ſieht man aber ſchon, daß ſie ſich nicht nach dem Laufe des Mondes, ſondern vielmehr nach dem der Sonne richtet. Auch zeigt die Theorie, daß die Anziehung dieſer beiden Geſtirne auf unſere Atmoſphäre, ſelbſt unter dem Aequator, höchſtens eine Aenderung von 0,02 Linien in der Höhe des Barometers hervor - bringen könnte. Jene beobachtete Aenderung ſcheint daher eine Wirkung der Temperatur zu ſeyn, die durch die Sonne in unſerer Atmoſphäre erzeugt wird.

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Kapitel X. Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.

§. 116. (Bei dem Monde iſt die Revolution der Rotation gleich.) Wir haben im Vorhergehenden geſehen, daß ſich aus dem einfachen Geſetze der allgemeinen Attraction nicht nur die ellipti - ſche Bewegung der Planeten um die Sonne, und der Satelliten um ihre Hauptplaneten erklären läßt, ſondern daß auch die man - nigfaltigen Abweichungen dieſer Körper von ihren elliptiſchen Bahnen, daß die periodiſchen ſowohl als die ſäculären Störungen aus derſelben Quelle fließen, die zugleich die Urſache der ſphä - roidiſchen Geſtalt dieſer Planeten und ihrer Atmoſphären, ſo wie derjenigen Erſcheinungen iſt, welche unter der Benennung der Prä - ceſſion und der Nutation der Erdaxe, und der Ebbe und Fluth des Meeres bekannt ſind. Es gibt aber noch mehrere andere Folgen deſſelben großen Geſetzes, die zwar eben ſo wenig, als die bereits angeführten, in dieſen Blättern umſtändlich und mit ihren Gründen mitgetheilt werden können, die aber doch zu wich - tig und intereſſant ſind, als daß es erlaubt ſeyn ſollte, ſie hier ganz zu übergehen.

Da uns der Mond immer dieſelben Flecken zeigt, oder da er uns immer dieſelbe Seite zuwendet, ſo muß er ſich um ſeine Axe drehen, und zwar in derſelben Zeit, in welcher er ſich um165Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.die Erde bewegt, ſo daß alſo die Rotation des Mondes der Re - volution deſſelben gleich iſt. Man wird ſich von der Wahrheit dieſes Schluſſes leicht überzeugen, wenn man ſich einen Beobach - ter außer der Mondsbahn z. B., in der Sonne, denkt, für welchen der Mond während jeder ſeiner Revolutionen um die Erde nach und nach alle Seiten ſeiner Oberfläche dem Beobachter zuwenden wird. Beide Bewegungen ſind alſo bei dem Monde gleich, und zwar ganz genau gleich, weil ſchon der geringſte Unterſchied, in - dem er mit der Zeit ſich anhäufen müßte, uns längſt auch die andere Seite des Mondes zugewendet hätte, die doch bisher noch kein menſchliches Auge geſehen hat. Dieſe Uebereinſtimmung der Notation mit der Revolution bei dem Monde iſt ſehr merkwürdig, und wir werden ſehen, daß dieſelbe auch bei den Satelliten der andern Planeten ſtatt hat. Nicht ſo bei den Hauptplaneten, wo zwi - ſchen dieſen beiden Bewegungen die größte Verſchiedenheit herrſcht. So dreht ſich die Erde 366mal, Jupiter 10000mal und Saturn 25000mal um ſich ſelbſt, während jeder dieſer Körper nur einen einzigen Umlauf um die Sonne macht.

§. 117. (Scheinbare Librationen des Mondes.) Zwar bemerkt man mit einiger Aufmerkſamkeit, daß die dem Rande zunächſt ſtehenden Flecken zuweilen auf die von uns abgewendete Hemi - ſphäre des Mondes treten, und uns unſichtbar werden, und daß eben ſo andere, die wir zuerſt nicht geſehen hatten, auf der uns zugewendeten Hälfte dieſes Satelliten erſcheinen. Allein man ſiebt bald, daß dieß nur ſcheinbare Bewegungen ſind, die von der un - gleichförmigen Bewegung des Mondes um die Erde, und von unſerer Stellung gegen dieſen Himmelskörper kommen. Wegen ſeiner elliptiſchen Bewegung, ſo wie auch wegen der großen Stö - rungen, die er von der Sonne erleidet (S. 116), geht er in ſeiner Bahn bald mit einer größeren, bald wieder mit einer kleineren Geſchwindigkeit fort, und muß uns daher, die wir im Mittel - punkte ſeiner Bahn ſtehen, bald von dem öſtlichen, bald wieder von dem weſtlichen Rande einen kleinen Theil ſeiner von uns im Allgemeinen abgewendeten Seite zukehren. Da ferner die Ro - tationsaxe des Mondes auf der Ebene ſeiner Bahn nicht genau ſenkrecht ſteht, ſondern um einen Winkel von nahe 83 Graden gegen ſie geneigt iſt, ſo werden wir, wenn er den höchſten Punkt166Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.ſeiner Bahn einnimmt, von ſeinem nördlichen Rande etwas we - niger, und von ſeinem ſüdlichen etwas mehr erblicken, als wenn er in dem tiefſten Punkte ſeiner Bahn ſtünde. Da endlich derjenige Punkt des Mondrandes, der bei ſeinem Aufgange am höchſten ſteht, bei ſeinem Untergange nahe am tiefſten erſcheint, ſo wird ein Beobachter auf der Oberfläche der Erde an dem äußerſten Rande des Mondes auch andere Flecken ſehen, als der Antipode deſſelben. Allein alle dieſe, übrigens ſehr geringen Verände - rungen, die man die ſcheinbaren Librationen des Mondes nennt, haben ihren Grund nur in unſerer Stellung gegen den - ſelben, und ſind daher bloß als optiſche Erſcheinungen zu betrach - ten, die mit den Bewegungen des Mondes ſelbſt in keinem unmittelbaren Zuſammenhange ſtehen. Die erſte dieſer Libratio - nen, in der Länge, kann, aus dem Mittelpunkte des Mondes geſehen, höchſtens 8 Grade, die Libration der Breite 6,8° und endlich die dritte oder die Libration der Parallaxe einen Grad betragen.

§. 118. (Säculäre Aenderungen der Rotation des Mondes.) Wir werden daher annehmen müſſen, daß die Rotation des Mon - des um ſeine Axe der mittleren Bewegung deſſelben um die Erde vollkommen gleich iſt. Allein welcher mittleren? Denn wir haben oben (I. S. 330) geſehen, daß dieſe mittlere Bewegung des Mondes ſelbſt wieder veränderlich iſt, indem ſie ſeit mehr als 20000 Jahren immer zugenommen hat, und nahe eben ſo lange noch zunehmen, dann aber wieder allmählig langſamer werden wird. Wenn daher die Rotation des Mondes eine für alle Zeiten unveränderliche Größe wäre, wie dieß bei der Erde und den Pla - neten in der That der Fall iſt, ſo müßte ſie in der Folge der Jahr - hunderte ſchon längſt von der Revolution dieſes Satelliten verſchieden geworden ſeyn, und wir würden daher ſchon ſeit Jahrtauſenden einen großen Theil der von uns noch immer abgewendeten He - miſphäre deſſelben zu Geſichte bekommen haben. Da dieß gegen die Erfahrung iſt, ſo muß man annehmen, daß auch die Rota - tion des Mondes einer ähnlichen ſäculären Veränderung, wie die Revolution, unterworfen ſey. Weil aber auf der andern Seite jede freie Rotation eines Körpers ihrer Natur nach nicht anders als gleichförmig ſeyn kann, ſo muß es eine beſondere äußere Kraft167Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.geben, die auf den Mond einwirkt, und ihn zwingt, jeden Augen - blick der Erde dieſelbe Seite unverwandt zuzukehren.

§. 119. (Urſache dieſer Erſcheinungen.) Dieſe Kraft kann aber offenbar nur in der Erde liegen. Nimmt man, wie dieß ſehr wahrſcheinlich iſt, an, daß der Mond zur Zeit ſeiner Ent - ſtebung ein flüſſiger Körper war, ſo wird die Erde, wegen ihrer großen Nähe, den ihr nächſten Punkt, d. h. den Mittel - punkt der uns ſichtbaren Scheibe des Mondes, unter allen am ſtärkſten angezogen, und ſo ſich dieſen Punkt noch mehr ge - nähert haben. Dadurch erhielt die Oberfläche dieſes Satelliten die Geſtalt eines Ellipſoids, deſſen kleinſte Axe die Rotationsaxe, und deſſen größte gegen die Erde gekehrt war. Es iſt äußerſt unwahrſcheinlich, daß der primitive Stoß, welcher dem Monde (S. 87) ſeine Bewegung gab, genau eine ſolche Beſchaffenheit hatte, wodurch die drehende und die fortſchreitende Bewegung deſſel - ben einander ganz gleich geworden wären. Allein unter der Vor - ausſetzung, daß die große Axe des Mondſphäroids urſprünglich gegen die Erde gerichtet war, iſt es ſchon hinlänglich, dieſe beiden Bewegungen nur nicht zu ſehr verſchieden anzunehmen, um daraus jene Erſcheinung der Gleichheit beider Bewegungen zu erklären. Wenn nämlich auch dieſe große Axe des Mondes jeden Augen - blick von der Richtung nach dem Mittelpunkt der Erde ſich zu entfernen ſtrebt, ſo wird ſie doch durch die Anziehung der Erde ſelbſt immer wieder in ihre frühere Lage zurückgebracht werden, ſo wie z. B. die Schwere der Erde ein in Bewegung begriffenes Pendel, ſo oft es ſich von ſeiner Verticallinie entfernt, immer wieder zu derſelben zurückführt. Durch dieſe Attraction der Erde entſteht alſo eine Art von wahrer, nicht bloß ſcheinbarer Libra - tion des Mondes, die aber ſehr gering ſeyn muß, da unſere Beobachtungen ſie noch nicht zu erkennen gegeben haben. Auch die Abplattung des Mondes an ſeinen beiden Polen iſt ſo klein, daß ſie bisher unſern ſchärfſten Inſtrumenten entging, und daß wir daher die Geſtalt dieſes Satelliten ohne merklichen Fehler als vollkommen kugelförmig annehmen können. Nach der Theorie aber iſt die kleine Axe deſſelben gleich 0,9989, wenn die große, gegen den Mittelpunkt der Erde gekehrte Axe für die Einheit168Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.angenommen wird, ſo daß alſo ſeine Abplattung nur den tauſend - ſten Theil dieſer Axe beträgt.

§. 120. (Der Mond in Verbindung mit Kometen.) Wenn der Mond je einem Kometen nahe gekommen iſt, was ſeit der undenklichen Zeit ſeiner Exiſtenz wohl geſchehen ſeyn mag, ſo muß doch die Maſſe eines ſolchen Kometen ungemein gering ge - weſen ſeyn. Denn wenn ſie auch nur den hunderttauſendſten Theil der Erdmaſſe betragen hätte, ſo würde ein Zuſammentreffen dieſer beiden Körper, wie die Rechnung zeigt, die wahren Librationen des Mondes ſchon ſo groß gemacht haben, daß ſie unſern Beobach - tungen nicht mehr hätten entgehen können. Aber vielleicht war der Mond ſelbſt einmal ein Komet, der in der graueſten Vorzeit der Erde nahe gekommen iſt, und nun, von ihr feſtgehalten, ſie auf ihrer Bahn um die Sonne begleiten muß? Es hat nicht an Aſtronomen gefehlt, die dieſe Meinung aufgeſtellt haben. Allein wenn man, mit Hülfe der Analyſe, auch in die entfernteſte Zeiten zurück geht, ſo findet man, daß der Mond ſich immer in einer nahe kreisförmigen Bahn um die Erde, ſo wie die Planeten um die Sonne, bewegt habe, und daß daher ein ſolcher Urſprung deſ - ſelben ganz unwahrſcheinlich iſt.

§. 121. (Störungen der Kometen von den Planeten und von dem Aether.) Dieſe Kometen erleiden von den Planeten unſeres Sonnenſyſtems, wenn ſie aus ihrer weiten Ferne zu denſelben herabſteigen, oft große Störungen, die auf eine ganz andere Art berechnet werden müſſen, als die Störungen der Planeten unter ſich, weil die große Excentricität ihrer Bahnen nicht mehr die Ab - kürzungen erlaubt, die man bei den Planeten mit ſo viel Vor - theil anzuwenden pflegt. Schon Halley erkannte die großen Wir - kungen dieſer Störungen an dem nach ihm genannten Kometen, deſſen auf einander folgende Umlaufszeiten, in Folge dieſer Stö - rungen, mehr als ein ganzes Jahr von einander verſchieden waren. Aber erſt 75 Jahre ſpäter verſuchte es Clairaut, dieſe Störungen der Analyſe zu unterwerfen. Dieſe Kometen ſcheinen ſelbſt noch eine andere Art von Störung zu erleiden, dergleichen wir bei den Planeten noch kein Beiſpiel gefunden haben. Es iſt nicht unwahrſcheinlich, daß die Räume, welche die Körper unſeres Sonnenſyſtems von einander trennen, mit einer vielleicht äußerſt169Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.feinen und durchſichtigen Materie erfüllt ſind, und daß die Körper, wenn ſie ſich in dieſem Aether bewegen, von demſelben einen Widerſtand erfahren. Bei den Planeten, dieſen dichten und feſten Kugeln, wird ſolcher Widerſtand ohne Zweifel nur ſehr ge - ring ſeyn können, wie wir denn auch bisher durch keine Beobach - tung die Exiſtenz deſſelben nachzuweiſen vermögen. Allein die Ko - meten, dieſe ungemein ausgebreiteten, und aus einem ſo lockeren Gewebe beſtehenden Körper, daß ſie vielleicht nicht einmal unſern Wolken zu vergleichen ſind, würden allerdings einen viel größern Widerſtand von jenem Mittel erleiden können. Man hat eine ſolche Bewegung der Analyſe unterworfen und gefunden, daß, wenn dieſes Mittel eine ſehr geringe Dichtigkeit, und die ellipti - ſche Bahn des Kometen eine ſehr kleine Excentricität hat, die große Axe der Ellipſe immerwährend abnehmen, alſo auch die Umlaufszeit des Kometen kleiner, die Winkelgeſchwindigkeit deſ - ſelben aber immer größer werden müßte, während die Excentri - cität der Bahn, und die Lage der großen Axe periodiſchen Ab - wechslungen unterworfen ſeyn würde, die ſich mit jedem Umlaufe des Kometen um die Sonne wieder herſtellen. Dieſe immerwäh - rende Abnahme der großen Axe würde daher eine beſtändige An - näherung des Kometen zur Sonne, und ein endliches Zuſammen - fallen beider Körper zur Folge haben. Encke hat bei dem nach ihm benannten Kometen von 1200 Tagen Umlaufszeit in der That eine ſolche Verkürzung der Revolution bemerkt, und dadurch Ver - anlaſſung gegeben, auf dieſen bisher ganz vernachläſſigten Gegen - ſtand in der Folge eine größere Aufmerkſamkeit zu wenden.

§. 122. (Unveränderliche Gegenſtände des Sonnenſyſtems.) Wir haben bisher geſehen, wie durch die Wirkung der, allen Kör - pern unſeres Sonnenſyſtemes gemeinſamen Anziehung keiner der - ſelben in abſoluter Ruhe, wie vielmehr alles in gegenſeitiger, oft durch viele Urſachen zugleich mannigfaltig modificirter Bewegung ſich befindet, wie die Ebenen, auf welche wir alle Lagen der himmliſchen Körper beziehen, die Ecliptik und der Aequator, ja wie ſelbſt die Punkte dieſer Ebenen, von welchen wir dieſe Lagen zu zählen anfangen, die Aequinoctialpunkte der Himmels - ſphäre, ähnlichen immerwährenden Aenderungen unterliegen. Zwar ſind wir dahin gelangt, von allen dieſen Veränderungen170Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.ſtrenge Rechenſchaft zu geben, und zu zeigen, daß dieſe bloß ſchein - baren Unordnungen nur eine Folge, ein unmittelbarer Ausfluß deſſelben Geſetzes der allgemeinen Schwere ſind. Aber je ſchwerer die Aufgabe iſt, deren Löſung hier der menſchliche Geiſt durch die Hülfe der Analyſe unternommen, und in ihren Hauptpunkten wenigſtens glücklich zu Ende geführt hat; je größer und verworre - n[e]r das Gewühl aller dieſer beinahe unüberſehbaren Körper iſt, das uns von allen Seiten umgibt, deſto wünſchenswerther muß es uns erſcheinen, in dieſen zahlloſen, und ſich ſo wunderbar durch - kreuzenden Bewegungen wenigſtens einige Punkte aufzufinden, die an dem ewigen Wechſel keinen Theil nehmen, die mitten in dieſem beſtändig auf und nieder wogenden Meere in abſoluter Ruhe bleiben, und an die wir daher, als an fixe Punkte, alle anderen anknüpfen, und die Bewegungen derſelben davon abmeſſen können.

Wir kennen bisher drei ſolcher conſtanten, und, wie es ſcheint, für immerwährende Zeiten unveränderlichen Dinge: die Stabilität der Drehungsaxe der Erde, die Länge des Tages, und die mittlere Entfernung der Erde und aller Planeten von der Sonne. Wir wollen dieſe drei Gegenſtände nach der Reihe näher betrachten.

§. 123. (I. Unveränderlichkeit der Erdaxe.) Die Tiefe unſerer Meere beträgt, den darüber angeſtellten Verſuchen zu Folge, nur einen ſehr geringen Theil des Halbmeſſers der Erde, wie auch ſchon daraus hervorgeht, daß daſſelbe ſo große Strecken des Feſt - landes unbedeckt gelaſſen hat. Man wird ohne merklichen Fehler annehmen können, daß der Boden des Meeres nahe eben ſo tief unter dem Spiegel des Waſſers liegt, als das höchſte Feſtland über demſelben ſteht, eine Größe, die nahe 30000 Fuß beträgt, alſo ſelbſt noch ein kleiner Theil der Abplattung iſt, die über drei Meilen oder gegen 70000 Fuß hat. Obſchon es ſehr wahrſchein - lich iſt, daß dieſes Meer in der Vorzeit wenigſtens zuweilen einen großen Theil des Continents bedeckt hat, wie die auf den höchſten Bergen zurückgelaſſenen Spuren deſſelben zeigen, ſo konnte daſ - ſelbe doch eben wegen ſeiner geringen Tiefe, oft große Strecken bedecken und wieder verlaſſen, ohne jene gewaltſamen Revolutio - nen anzunehmen, für welche mehrere unſerer Geologen ſogar171Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.eine Verſetzung des Aequators in die Gegenden, welche jetzt die Pole einnehmen, zu Hülfe gerufen haben. Man hat dieſe extravaganten Hypotheſen ausgedacht, um dadurch die Ueberreſte von Thieren der Tropenländer, die man in den kalten Zonen fand, zu erklären. So wurde im Jahr 1771 an dem ſandigen Ufer des Fluſſes Wilhui in Sibirien ein ganz gut erhaltenes Rhinoceros einige Fuß tief unter der Erde entdeckt, deſſen Haut noch nicht von der Verweſung ergriffen war, und i. J. 1799 wurde am Ausfluſſe der Lena ein ungewöhnlich großer Elephant, in einen Eisblock eingeſchloſſen, gefunden, deſſen Fleiſch noch ſo friſch geweſen ſeyn ſoll, daß die Jakuten ihre Hunde damit füttern konnten. Dieſe und ähnliche Erſcheinungen wollte man aus einer ſolchen Verſetzung des Aequators, der früher durch jene Gegenden gegangen ſeyn ſoll, und durch den dadurch verurſachten Sturz des Weltmeers von Süd nach Nord erklären, ohne zu bedenken, daß dieſe Thiere unmittelbar nach ihrem Tode hätten einfrieren müſſen, um vor der Fäulniß bewahrt zu bleiben.

§. 124. (Erklärung dieſer Erſcheinungen) Eine ſolche plötz - liche Verſetzung des Aequators der Erde könnte nur von irgend einer fremden äußern Kraft gekommen ſeyn, und man ſieht da nichts, als etwa einen Kometen, der in der Vorzeit mit der Erde zuſammengetroffen ſeyn mag. Allein wir haben bereits oben ge - zeigt, wie unwahrſcheinlich ein ſolches Zuſammentreffen, und wie noch viel unwahrſcheinlicher eine ſo bedeutende Folge dieſes Con - flictes iſt, da die Maſſen aller Kometen ſo ungemein klein ſind.

Aber iſt es nicht möglich, daß vor Zeiten auch in dem ge - genwärtigen Klima Sibiriens Elephanten in der That gelebt haben? Der an der Lena gefundene war allerdings, ſeiner Größe und Geſtalt nach, denen gleich, die wir noch jetzt im ſüd - lichen Aſien finden. Seine beiden Hauzähne hatten neun Fuß Länge, und ſein Kopf wog vier Zentner. Aber ſeine Haut war bedeckt mit einer dichten braunen Wolle, aus der ſtarke, ſchwarze Haare hervorragten, und der Hals des Thieres war mit einer löwenartigen Mähne beſetzt. Eben ſo war die Haut jenes Rhi - noceros mit ſteifen, drei Zoll langen Borſten oder Haaren be - deckt. Unter einem ſolchen Pelze konnten dieſe Thiere das Klima Sibiriens ſehr wohl ertragen, während die ihres Gleichen, wenn172Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.anders ſie das ſind, in Indien jene ſtrenge Kälte nicht ertragen würden. Uebrigens wandern auch dieſe Thiere des Südens zur Sommerszeit oft ſehr weit gegen Norden hin, und man ſieht den ſogenannten Königs-Tiger Indiens ſeine Excurſionen bis an den weſtlichen Abhang des Altaiberges, nahe bei Barnul (53° nördlicher Breite) ausdehnen. Daſſelbe konnte auch in der Vor - zeit mit den Elephanten geſchehen ſeyn, und dann war ein Ein - ſinken deſſelben im leichten Grunde, oder ein Erdfall mit einer darauf folgenden ſtrengen Kälte ſchon hinreichend, dieſe Thiere zu begraben, und ihre Körper vor der Verweſung zu ſchützen, ohne erſt, wie unſere Geologen wollen, die Pole der Erde aus ihren Angeln zu heben. Auf eine ähnliche Weiſe wollte auch Halley die Kälte in Nordamerika erklären, die nach dem Zeugniſſe aller Reiſenden viel größer iſt, als in denſelben Breiten Europas. Nach ſeiner Anſicht wurde der Pol der Erde, der früher in der Nähe der Hudſonsbay gelegen war, durch den Stoß eines Kome - ten in diejenige Gegend, die er jetzt einnimmt, verſetzt, und die einer ſo großen Kälte ausgeſetzte Gegend des frühern Nordpols hat ſeitdem noch keine Zeit gehabt, ſich zu erwärmen. Allein die beobachtete größere Kälte Amerikas gilt nur von der öſtlichen Seite, während man auf der weſtlichen Küſte des großen Oceans dieſe Differenz nicht mehr bemerkt. Aber wohl tritt dieſelbe Er - ſcheinung wieder im nordöſtlichen Aſien hervor, wo eine viel ſtrengere Kälte herrſcht, als unter derſelben Breite in Europa, ſo daß ſowohl in der alten, als auch in der neuen Welt der öſtlichere Theil bei weitem der kältere iſt.

§. 125. (Andere Beweiſe für die Unveränderlichkeit der Erdaxe.) Ueberhaupt ſind dieſe Verſetzungen der Pole, ſo oft man ſie auch zu geologiſchen Erklärungen zu Hülfe gerufen hat, und zwar nicht nur jene gewaltſamen und plötzlichen, ſondern ſelbſt geringe und langſam fortſchreitende Veränderungen derſelben, durch nichts er - wieſen, und mit den Beobachtungen, ſo wie mit der Theorie in directem Widerſpruche. Seit der Zeit, wo man durch die Er - findung der Fernröhre die Polhöhen ſo vieler Orte mit großer Genauigkeit beſtimmt hat, wurde auch nicht an einem derſelben eine Aenderung bemerkt, die größer wäre, als die bisher noch unvermeidlichen Beobachtungsfehler. Das die Erde zum Theil173Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.bedeckende Meer ſtört die Lage der Erdaxen ſo wenig, daß es vielmehr, durch ſeine große Beweglichkeit, der Erde erſt den ſichern und dauernden Zuſtand des Gleichgewichtes gibt, der ſonſt, bei einer ganz ſtarren Maſſe der Erde, durch die kleinſte äußere Ein - wirkung ſchon geſtört werden könnte.

§. 126. (Freie Axen der Rotation.) Wir haben bereits oben (S. 32) von der Schwungkraft geſprochen, durch welche jedes Element eines Körpers, der ſich um eine gerade Linie als um ſeine Axe dreht, ſich in ſenkrechter Richtung von dieſer Axe zu entfernen ſtrebt. Da aber dieſe Elemente, durch den Zuſammen - hang des Körpers, an dieſer Entfernung gehindert werden, ſo entſteht daraus ein Druck auf die Rotationsaxe. Dieſer Druck liegt, ſo wie die Centrifugalkraft, in der Richtung der Linie, die von dem Elemente ſenkrecht auf die Axe gezogen wird, und iſt offenbar deſto größer, je größer dieſe Linie, d. h. je weiter das Element von der Rotationsaxe entfernt liegt. Iſt nun der Körper, in Beziehung auf dieſe Axe, nicht zu allen Seiten derſelben ſym - metriſch geſtellt, ſo wird dieſer Druck ein Wanken der Rotationsaxe und eine Störung der ſonſt gleichförmigen Drehung des Körpers erzeugen. Iſt aber der Körper ſo gebaut, und die Rotationsaxe durch ihn ſo geſtellt, daß jedes Element deſſelben, auf der einen Seite der Axe, ein anderes gleich großes und gleich entferntes auf der andern Seite derſelben hat, ſo wird zwar jedes dieſer zwei Elemente einen Druck auf die Axe erzeugen, aber beide Preſſungen werden erſtens gleich groß, und zweitens auf einander in ihrer Richtung entgegengeſetzt ſeyn, d. h. beide Preſſungen werden ſich gegenſeitig aufheben, und die Axe wird durch dieſes Elementenpaar keinen Druck erleiden. Da daſſelbe von jeden zwei anderen eben ſo gegen einander geſtellten Elementen gilt, und da, der Vorausſetzung gemäß, der ganze Körper nur aus ſolchen Elementenpaaren beſteht, ſo wird auch die Drehungsaxe eines ſolchen Körpers von keinem Elemente deſſelben einen Druck erleiden, oder ſie wird eine ſogenannte freie Axe ſeyn. Für eine Kugel z. B. ſind alle Durchmeſſer derſelben ſolche freie Axen, und eben ſo iſt für ein Ellipſoid, das durch die Umdrehung einer Ellipſe um ſeine große oder kleine Axe entſteht, dieſe große oder dieſe kleine Axe eine freie, weil in der That alle auf dieſe Ro -174Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.tationsaxe ſenkrechten Schnitte des Ellipſoids Kreiſe ſind, deren Mittelpunkte ſämmtlich in dieſer Axe liegen, wie dieß bei der Kugel für jeden ihrer Durchmeſſer der Fall iſt.

Weitere geometriſche oder vielmehr mechaniſche Unterſuchungen haben gezeigt, daß jeder Körper, ſo unregelmäßig er auch geformt ſeyn mag, immer wenigſtens drei ſolche freie Axen habe, und daß ſich dieſelben in dem Schwerpunkte des Körpers unter, einan - der ſenkrechten Richtungen durchſchneiden. Bei der Kugel ſind, wie geſagt, alle Durchmeſſer derſelben freie Axen, und bei dem ſo eben erwähnten Ellipſoid iſt nicht nur diejenige Axe, um welche die Ellipſe gedreht wird, ſondern auch noch jeder Durchmeſſer des Aequators des Körpers eine freie Axe.

§. 127. (Anwendung auf die Erde.) Wenden wir das Vor - hergehende auf die Erde oder überhaupt auf die Planeten an, die zur Zeit ihrer Entſtehung wahrſcheinlich die Geſtalt einer Kugel hatten. Der primitive Stoß, dem ſie ihre Bewegung verdanken, gab ihnen eine Rotation um einen ihrer Durchmeſſer, d. h. alſo um eine freie Axe. Durch die ſo entſtehende Rotation der Kugel wurde ſie an ihren Polen abgeplattet, die Kugel wurde in ein Ellipſoid verwandelt, das durch die Umdrehung einer Ellipſe um ihre kleine Axe entſteht. Dadurch hörte alſo die urſprüngliche Drehungsaxe nicht auf, eine freie Axe zu ſeyn. Die Planeten bewegen ſich alſo um ſolche vollkommen freie Axen, die keinen Druck erleiden, daher ſie auch ihre Rotation um dieſe, immer dieſelbe Lage beibehaltenden Axen ungeſtört und ohne Ende fortſetzen. Ja dieſe Abplattung der Erde trägt ſelbſt weſent - lich dazu bei, die Lage der Rotationsaxe derſelben immer in der gleichen Lage zu erhalten, da ſie, wenn ſie auch durch äußere Kräfte etwas aus ihrer Richtung gebracht werden ſollte, eben durch dieſe Abplattung ſogleich wieder in ihre frühere Lage zurückgebracht werden müßte, während im Gegentheile, wenn die große Axe der erzeugenden Ellipſe die Rotationsaxe des Körpers geworden wäre, ſchon die geringſte Störung derſelben hinreichend geweſen ſeyn würde, dieſe Axe immer mehr von ihrer früheren Lage zu entfernen, ohne ſie je wieder in ihre erſte Stellung zurückführen zu können.

§. 128. (Unveränderlichkeit der Länge des Tages.) Dieſelben Gründe, welche wir ſo eben für die Unveränderlichkeit der Lage175Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.der Erdaxe angegeben haben, ſprechen auch für die immer gleich - förmige Rotation der Erde um dieſe Axe, d. h. für die Unver - änderlichkeit der Länge des Tages. Die genaueſten theoretiſchen Unterſuchungen über die Störungen, welche die tägliche Drehung der Erde um ihre Axe erleiden könnte, haben durchaus keine, un - ſeren Sinnen bemerkbare Aenderung in der Geſchwindigkeit dieſer Drehung erkennen laſſen, und die ſchärfſten aſtronomiſchen Beob - achtungen haben ſich mit der Theorie vereinigt, dieſen Grund - pfeiler der geſammten Sternkunde, die Unveränderlichkeit der Dauer des Sterntages (I. §. 159), über allen Zweifel zu erheben.

§. 129. (Aus den Umlaufszeiten der Planeten.) Die alten Griechen haben ihre Beſtimmungen der Umlaufszeiten der Pla - neten um die Sonne mit einer ſo großen Genauigkeit vorgenom - men, daß wir, nach ſo viel tauſend neuen, mit den beſten Inſtru - menten angeſtellten Beobachtungen, nichts Weſentliches daran zu ändern geſunden haben. Da dieſe Umlaufszeiten, wie wir bald ſehen werden, ſelbſt für alle Zeiten unveränderlich ſind, ſo müſſen wir annehmen, daß auch die Länge des Tages, in welchen jene Umlaufszeiten ausgedrückt werden, ſeit jener Zeit bis auf unſere Tage, keine Aenderung erlitten hat, weil ſich dieſe ſofort in den Revolutionen der Planeten gezeigt haben würde. Wenn unſer Tag um eine Sekunde kleiner oder größer wäre, als der zur Zeit der Griechen, ſo würden wir die Revolution Jupiters, die ſie gleich 4332,5848 Tage fanden, um 0,05 Tage oder um eine Stunde und zwölf Minuten anders finden, während wir doch in unſeren neueſten Beſtimmungen kaum einige Sekunden von jener alten abweichen. Selbſt wenn der Tag ſich nur um den hundertſten Theil einer Sekunde ſeit jener Zeit geändert hätte, ſo würden wir jetzt die Revolution Jupiters um volle 43 Zeitſekunden anders finden, als die Griechen, was mit allen Beobachtungen aus jenen und aus unſeren Zeiten in directem Widerſpruche ſteht.

Man hat geglaubt, daß die Paſſatwinde, welche zwiſchen den Wendekreiſen beſtändig von Oſt nach Weſt ziehen, oder daß das Herabſteigen des Polarkreiſes gegen den Aequator, und andere Verſetzungen großer Maſſen auf der Oberfläche der Erde oder des Meeres, daß Erdbeben, Vulkane u. dgl. die Geſchwindigkeit der Rotation derſelben verändern könnten. Allein eine nähere Be -176Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.trachtung dieſes Gegenſtandes hat die Zweifel zerſtreut, und man kennt durchaus keine Urſache, welche großen Theilen der Erdmaſſe ſo beträchtliche Ortsveränderungen geben könnte, um dadurch die Länge des Tages auf eine uns merkbare Weiſe zu ſtören.

§. 130. (Aus der ſäculären Gleichung der mittlern Mondsbe - wegung.) Wir haben oben (§. 88) gefunden, daß die mittlere Bewegung des Mondes ſeit undenklichen Zeiten immer ſchneller wird, und daß dadurch die Länge des Mondes in t Jahrhunderten um 10,72 tt Sekunden zunimmt. Wer das Verfahren näher kennt, wie man zu dieſer Kenntniß kam, wird ohne Anſtand zugeben, daß dieſe Zahl 10,72 wenigſtens bis auf eine Se - kunde genau iſt. Nehmen wir nun an, daß die Dauer des Tages jetzt z. B. um eine Sekunde größer ſey, als zu Hipparchs Zeiten (150 Jahre vor Chr. G.). Dieß vorausgeſetzt, würde alſo auch ein Jahrhundert oder 36525 Tage um eben ſo viele oder um 36525 Sekunden, d. h. um 10 Stunden, 8 Minuten, 45 Se - kunden größer ſeyn, als zur Zeit Hipparchs. In 10 Stunden, 8 Minuten, 45 Sekunden beſchreibt aber der Mond in ſeiner mittleren Bewegung einen Bogen von 5 Grad, 34 Minuten, 13 Sekunden oder von 20053 Sekunden. Daraus folgt, daß bloß durch dieſe kleine Vergrößerung des Tages von einer Se - kunde die gegenwärtige Säcularbewegung des Mondes um 20053 Sekunden größer erſcheinen müßte, als zur Zeit Hipparchs. Allein dann müßte zugleich der vorhergehende Faktor von tt, nicht 10,72 Sekunden, ſondern 542 Sekunden, alſo über 50mal größer ſeyn, da er doch, wie wir bereits geſagt haben, den neueſten Beobach - tungen gemäß höchſtens um eine einzige, nicht aber um 530 und mehr Sekunden unrichtig ſeyn kann. Es iſt alſo ganz und gar unwahrſcheinlich, daß die Länge des Tages ſeit dem Anfange unſerer Zeitrechnung, nicht bloß um eine ganze, ſondern auch nur um den hundertſten Theil einer Sekunde ſich geändert habe.

Wenn man ſich aus dem Vorhergehenden (I. §. 123) erin - nert, mit welcher ungemeinen Präciſion die Umlaufszeiten der Planeten beſtimmt werden können, und in der That auch ſchon von den Alten beſtimmt worden ſind, ſo wird man es nicht nur nicht übertrieben, ſondern vielmehr ſehr billig finden, daß die177Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.Aſtronomen die Unveränderlichkeit der Länge des Tages nur zwi - ſchen den Gränzen des hundertſten Theiles einer Sekunde ange - nommen haben, da ſie, wie die vorhergehenden Schlüſſe zeigen, mit Sicherheit noch viel engere Gränzen hätten annehmen können.

§. 131. (III. Unveränderlichkeit der großen Axen der Planeten - bahnen.) Wir haben oben (im ſiebenten Kapitel) die ſäculären Störungen der Planeten betrachtet, und die Aenderungen angege - ben, welche, durch den gegenſeitigen Einfluß dieſer Körper, die Neigung und die Lage ihrer Knoten ſowohl, als auch die Excen - tricität und die Länge der Abſidenlinie ihrer Bahnen erleidet. Wir haben daſelbſt geſehen, daß dieſe Größen ſämmtlich verän - derlich ſind, und zwiſchen beſtimmten Gränzen in ſehr großen Perioden von mehreren Jahrtauſenden hin und wieder gehen, die Abſiden allein ausgenommen, die in keine ſolche Gränzen einge - ſchloſſen ſind und in der Folge der Zeiten ihren ganzen Kreis um die Sonne zurücklegen. Dieſe Ausnahme ſcheint ihre Urſache darin zu haben, daß es für die Erhaltung des ganzen Syſtems offenbar gleichgültig iſt, nach welcher Seite der Himmelsſphäre hin die große Axe der Planetenbahnen gerichtet ſeyn mag, um ſo mehr, da dieſe Bahnen ohnehin nur ſehr wenig von Kreiſen ver - ſchieden, und da ſie überdieß durch ſo große Zwiſchenräume von einander getrennt ſind.

Allein es gibt noch ein anderes und ſehr wichtiges Element dieſer Bahnen, von deſſen ſäculären Störungen wir bisher noch nicht geſprochen haben. Die große Axe der Bahn, oder die ſo - genannte mittlere Entfernung des Planeten von der Sonne hängt, wie das dritte Geſetz Keplers (I. §. 146) zeigt, unmittelbar mit der Umlaufszeit deſſelben um die Sonne zuſammen, ſo daß beide zugleich wachſen oder abnehmen müſſen.

§. 132. (Folgen, die eine Aenderung dieſer Axen haben würde.) Welche Folgen würde aber eine ſolche Zu - oder Abnahme dieſes Elementes nach ſich ziehen? Es iſt leicht einzuſehen, daß eine Aenderung deſſelben, auch die geringſte, wenn ſie einmal ſtatt hat, nicht mehr in einem periodiſchen Wachſen und Abnehmen beſtehen kann, ſondern daß es, ſeiner Natur nach, immer in demſelben Sinne fortgehen, und ſich mit der Zeit anhäufen muß. Littrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 12178Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.Ein ſolcher Planet, deſſen mittlere Entfernung ſich auch nur einen Augenblick ändert, wird daher immerwährend der Sonne näher kommen, oder ſich immer weiter von ihr entfernen, und jeder von dieſen beiden Fällen wird ohne Zweifel von dem größten und wichtigſten Einfluſſe auf den Planeten und die ihn bewohnen - den Geſchöpfe ſeyn.

Wir haben oben (S. 98) geſehen, daß es von der Geſchwin - digkeit in ſeiner urſprünglichen Entfernung von der Sonne ab - hängt, ob die Bahn deſſelben eine Ellipſe, oder aber eine Hyperbel iſt. In jener krummen Linie wird er eine geſchloſſene, in ſich ſelbſt wiederkehrende Bahn um die Sonne beſchreiben, in dieſer aber, ſo wie in der Parabel, wird er, wenn er einmal ſein Perihelium zu - rückgelegt hat, ſich immer weiter von der Sonne entfernen, und end - lich die Anziehungsſphäre derſelben gänzlich verlaſſen, und in fremde Fixſternſyſteme eintreten, ohne je wieder zu unſerm Syſteme zurück - zukehren. Wenn nun auch ein Planet, vermöge ſeiner anfänglichen Geſchwindigkeit, die er in einer beſtimmten Entfernung von der Sonne erhalten hat, eine Ellipſe beſchreibt, ſo wird er doch, wenn ſeine mittlere Diſtanz ſich ändert, und er das nächſtemal wieder zu derſelben Entfernung von der Sonne gelangt, eine ganz andere Geſchwindigkeit haben, mittelſt welcher er fortan keine Ellipſe mehr um die Sonne beſchreiben kann. So bewegt ſich z. B. Jupiter in ſeinem Perihelium während einer Sekunde durch 1,85 Meilen, während Saturn in ſeiner Sonnennähe während derſelben Zeit nur 1,38 Meilen zurücklegt. Dieſe beiden Geſchwindigkeiten ſind zugleich ihre anfänglichen geweſen, wenn anders dieſe Plane - ten im Perihelium entſtanden. Wenn aber Saturn in dieſer ſeiner kleinſten Entfernung von der Sonne einmal die erwähnte Geſchwindigkeit Jupiters haben ſollte, ſo würde die früher ellip - tiſche Bahn Saturns in eine Parabel übergehen, und daher ſich immer weiter von der Sonne entfernen, und ſammt ſeinem Ringe und ſeinen ſieben Monden endlich ganz aus unſerem Syſteme verſchwinden. Eben ſo könnte ſchon eine geringe Vergrößerung der anfänglichen Geſchwindigkeit die Bahn eines Planeten, wenn ſie auch keine Hyperbel wird, zu einer ſehr excentriſchen Ellipſe machen, und ſo den Himmelskörper ganz aus der Reihe der eigent - lich ſogenannten Planeten entfernen und ihn unter die Kometen179Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.verſetzen. Durch dieſe Erweiterung der Planetenbahnen würden dieſe Himmelskörper, die jetzt, durch ſo große Räume von ein - ander getrennt, ihre Wege friedlich, und ohne einander bedeutend zu ſtören, zurücklegen, einander näher gerückt werden, ſich auf ihren Bahnen begegnen, Unordnungen und ſelbſt Zerſtörungen verurſachen, und endlich das ſchöne Verhältniß, welches jetzt unter ihnen beſteht, gänzlich aufheben, und das ganze Syſtem ſeiner Auflöſung entgegenführen. Noch wichtiger würde eine Vermin - derung dieſer Geſchwindigkeit ſeyn, da ſie den Planeten der Sonne immer näher bringen, und endlich ganz mit ihr vereinigen müßte. Der Planet würde nämlich, wenn die Tangential-Geſchwindigkeit, mit welcher er jetzt nahe einen Kreis um die Sonne beſchreibt, immer kleiner würde, von der immer mehr überwiegenden Cen - kralkraft der Sonne auch immer mehr zu ihr hingezogen werden, er würde in ſtets engeren Windungen und mit ſtets wachſender Winkelgeſchwindigkeit eine Spirale um die Sonne beſchreiben und endlich auf ſie ſtürzen.

§. 133. (Geſchichte dieſer Entdeckung.) Durch eine in der That bewunderungswürdige Einrichtung unſeres Sonnenſyſtems iſt dieſen beiden Extremen dadurch vorgebeugt worden, daß die großen Axen, alſo auch die Umlaufszeiten ſämmtlicher Planeten um die Sonne, eine für alle Zeiten conſtante und unveränder - liche Größe ſind.

Der berühmte Geometer Lagrange hat nämlich die merk - würdige Entdeckung gemacht, daß man, wenn man in dem durch die Rechnung gegebenen allgemeinen analytiſchen Ausdruck der ſäculären Störungen der großen Axe eines Planeten diejenigen Zahlen ſubſtituirt, welche den einzelnen Planeten zukommen, alle Glieder dieſes Ausdrucks ſich aufheben, woraus folgt, daß dieſe große Axe ſelbſt, durch die Einwirkung der anderen Planeten, keine Störung leidet, oder daß ſie, und unter allen Elementen der Bahn ſie allein, unveränderlich iſt. Laplace hat dieſe Theorie noch weiter ausgebildet, und Poiſſon hat erſt in unſe - ren Tagen gezeigt, daß dieſe Unveränderlichkeit der großen Axen der Bahnen oder der mittleren Bewegungen der Planeten auch dann noch ſtatt hat, wenn man bei den Berechnungen der Stö -12 *180Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.rungen derſelben auf die kleinen Glieder Rückſicht nimmt, die man bisher vernachläſſigen zu können glaubte. Zwar fand der letzte, daß der analytiſche Ausdruck der großen Axe einige Glieder enthält, die eine ſäculäre Veränderung derſelben darſtellen, aber auch zugleich, daß dieſe Glieder ſo ungemein klein ſind, daß ſie noch viele Jahrtauſende hindurch den ſchärfſten Beobachtungen un - merklich ſeyn werden.

§. 134. (Erklärung dieſer Erſcheinung.) Durch welches Mit - tel aber hat die Natur dieſen für die Erhaltung ihres Werkes ſo wichtigen Zweck erreicht? Durch eine Einrichtung, die auf den erſten Blick eben ſo geringfügig als zufällig erſcheint.

Die Umlaufszeiten aller Planetenbahnen ſind unter ſich in - commenſurabel, d. h. es gibt auch nicht zwei ſolcher Umlaufs - zeiten, die ſich zu einander genau, wie zwei ganze Zahlen ver - halten. Dieß iſt das Geheimniß, dieß iſt der feine Faden, an welchen die Natur die Dauer des Planetenſyſtems geknüpft hat.

Die Umlaufszeit Jupiters z. B. beträgt nahe 4332, und die des Saturn 10759 Tage, und dieſe beiden Zahlen verhalten ſich beinahe, wie 2 zu 5. Wenn ſie ſich aber genau wie 2 zu 5 verhielten, wenn z. B. die erſte 4312, und die zweite 10780 Tage betrüge, ſo würde daraus eine immerfort gebende Aenderung der Axen dieſer beiden Planetenbahnen entſtehen: die eine derſelben würde zu - und die andere abnehmen, und die Folge davon würde eine endliche Zerſtörung dieſer beiden größten Planeten unſeres Sonnenſyſtemes ſeyn. In der That hat auch ſchon der Umſtand, daß dieſe beiden Umlaufszeiten ſich nur beinahe, wie die Zahlen 2 und 5 verhalten, die Folge, daß dieſe beiden Planeten von ein - ander eine viel größere Störung, die bei Saturn bis auf 2950 Sekunden geht, erleiden, als man bei allen andern Planeten findet, und dieſe Störung würde noch viel größer ſeyn, wenn jenes Verhältniß dem der Zahlen 2 zu 5 noch näher wäre, ja ſie würde endlich in ein immerdauerndes Wachſen der Axe der Ju - pitersbahn, und in eine ſtets abnehmende Entfernung Saturns von der Sonne übergehen, wenn jenes Verhältniß vollkommen hergeſtellt wäre. Wir haben bereits oben (§. 84) von den aus dieſer Quelle entſpringenden großen Störungen dieſer beiden Planeten geſprochen, und gezeigt, daß ſie in beſtimmte Gränzen181Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.eingeſchloſſen ſind, zwiſchen welchen ſie während einer Periode von 930 Jahren auf und nieder gehen. Je näher die Umlaufszeiten dieſer Planeten jenen Verhältniſſen kommen, deſto mehr würden ſich dieſe Gränzen ſowohl, als auch die Dauer dieſer Periode erweitern, bis endlich die Zügel, welche die beiden größten Him - melskörper unſeres Syſtemes in ihren Bahnen gehalten haben, nachgäben, und das Ganze ſeinem unvermeidlichen Untergange entgegen eilen würde.

§. 135. (Die Erde war anfänglich in einem flüſſigen Zuſtande.) Die vorhergehenden Betrachtungen über die Unveränderlichkeit der Länge des Tages ſtehen noch mit einem andern Gegenſtande in naher Verbindung, der zu intereſſant iſt, als daß er hier ganz übergangen werden könnte.

Wir hatten ſchon öfter Gelegenheit zu erwähnen, daß unſere Erde zur und nach der erſten Zeit ihrer Entſtehung in einem Zu - ſtande der Flüſſigkeit geweſen iſt. Die Abplattung derſelben an ihren Polen iſt dafür ein hinlänglicher Beweis. Wäre die Erde urſprünglich ein feſter Körper geweſen, ſo würde ſie, ihrer Rota - tion ungeachtet, ihre erſte Geſtalt im Allgemeinen beibehalten haben. Die Theorie zeigt uns bei der gegebenen Größe der Erde und der Geſchwindigkeit ihrer Rotation, vorausgeſetzt, daß ſie an - fangs flüſſig war, nicht nur die Größe ihrer Abplattung, ſondern auch die ſphäroidiſche Geſtalt ihrer Oberfläche, und die Reſultate dieſer Theorie ſtimmen zu wohl mit unſern Beobachtungen, mit unſern Meridianvermeſſungen und Pendellängen zuſammen, als daß man an der Richtigkeit der Vorausſetzung, worauf jene Theorie gebaut iſt, weiter zweifeln könnte.

§. 136. (Urſache dieſes urſprünglichen Zuſtandes der Erde.) Welches iſt aber die Urſache dieſes urſprünglichen Zuſtandes un - ſerer Erde? In der Antwort auf dieſe Frage haben ſich unſere Geologen von jeher in zwei Klaſſen getheilt, die ſich, wie es bei allen Spaltungen, die ſich auf Meinungen gründen, zu geſchehen pflegt, zuweilen nicht freundlich bekämpften. Die Neptuniſten behaupten, daß zur Zeit der Entſtehung der Erde die feſten und flüſſigen Theile unter einander gemengt, daß jene durchaus im Waſſer aufgelöst geweſen ſind, und daß die feſte Rinde und über - haupt alle ſolide Theile der Erde, die wir jetzt auf derſelben182Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.bemerken, nur auf dem Wege der Austrocknung und der Präcipi - tation, des Bodenſatzes erhalten werden konnten. Die Pluto - niſten im Gegentheile wollten von allen dieſen Auflöſungen und Niederſchlägen nichts wiſſen, und erklären daher den in der Vor - zeit flüſſigen Zuſtand der Erde, den beide Parteien als eine That - ſache zugeben müſſen, für eine Folge des Feuers, der hohen Tem - peratur, mit welcher anfänglich die ganze Erde durchdrungen ge - weſen ſey, und welche ſich, ſeit ſo vielen Jahrtauſenden, gegen den Mittelpunkt der Erde zurückgezogen habe, während die äußeren Theile derſelben erkalteten, erſtarrten und dadurch in den feſten Zuſtand geriethen, in welchem wir ſie jetzt erblicken.

Dieſe beiden Parteien zankten ſich lange genug, aber die Be - weiſe, welche ſie für und gegen die aufgeſtellten Meinungen vor - brachten, waren nicht der Art, um die Sache zu entſcheiden, und den langen Kampf zu einem glücklichen Ende zu führen. Zu dieſem Zwecke gab es nur ein Mittel; die Spuren jenes Central - feuers aufzuſuchen, welche zu finden ſeyn mußten, wenn anders die Hypotheſe der Plutoniſten gegründet ſeyn ſollte.

§. 137. (Centralfeuer der Erde.) Man weiß, daß in einer mäßigen Tiefe unter der Oberfläche der Erde, in unſern Kellern z. B., die Temperatur den ganzen Tag und das ganze Jahr immer unverändert dieſelbe iſt. Aber in größeren Tiefen? Auch darüber hat man lange genug geſtritten, ob in dieſen grö - ßern Tiefen die Temperatur ſich ändere, und wenn ſie dieß thut, in welchem Verhältniſſe ſie es thue. Das Eintreten der äußern Luft in unſere Bergwerke, die Luftzüge, die daſelbſt herrſchen, ſelbſt das Verweilen mehrerer Menſchen in denſelben, verbunden mit den Schwierigkeiten der Beobachtungen, alles erregte Zweifel und ließ lange zu keinem ſtehenden Reſultate gelangen. Endlich wurde es durch zweckmäßig angeſtellte Verſuche in unſern Minen ausgemacht, daß die Temperatur der Erde mit der Annäherung zu ihrem Mittelpunkte ſteige, und zwar in allen Breiten und zu allen Jahreszeiten nahe um einen Grad Reaumur für je 60 Fuß Vertiefung. Nachdem dieſe Thatſache einmal über alle Zweifel erhoben war, war auch das Recht der Plutoniſten hergeſtellt, da dieſe Erſcheinung, deren Daſeyn nicht weiter geläugnet werden konnte, nicht anders, als durch eine ſehr hohe Temperatur im Mittel -183Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.punkte der Erde ſich erklären ließ, die ſich allmählig gegen dieſen Punkt zurückgezogen habe, während die anfangs flüſſige Oberfläche derſelben durch Verkühlung ſich erhärtete.

Dieſe Verkühlung, welche bisher bloß auf die Oberfläche und die ihr zunächſt liegenden Theile der Erde gewirkt hat, mußte aber auch noch eine andere Wirkung, die ſich über die ganze Erde erſtreckte, gehabt haben. Alle Körper dehnen ſich bekanntlich aus, wenn ſie erwärmt werden, ſo wie ſie ſich wieder durch die Kälte zuſammen ziehen. Daſſelbe mußte alſo auch mit der Erde geſchehen ſeyn. Zu der Zeit ihrer Entſtehung, wo ſie von einem ſehr hohen Grad der Temperatur durchdrungen war, muß ſie auch viel größer geweſen ſeyn, als jetzt, ſie muß ſich durch die ſeit ſo vielen Jahrtauſenden auf ihrer Oberfläche vorgegangene Verkühlung auf einen viel kleineren Raum zurück - gezogen haben, als der iſt, den ſie urſprünglich eingenommen hat. Wir werden weiter unten noch einen anderen, wichtigern Grund für dieſe allmählige Zuſammenziehung der Erde finden. Daß aber die anfängliche Temperatur der ganzen Erde ſehr hoch ge - weſen ſeyn muß, wird man nicht leicht in Abrede ſtellen können, wenn man bemerkt, daß nach dem angegebenen Verhältniſſe der Zunahme der Wärme in größeren Nähen bei dem Mittelpunkte der Erde, für eine Tiefe von einer deutſchen Meile unter der Ober - fläche der Erde die Zunahme der Temperatur ſchon 381 Grad R. betragen müſſe, bei welcher Hitze ſchon das Blei im flüſſigen Zu - ſtande ſich erhält. In der Tiefe von 3 7 / 10 Meilen unter der Oberfläche der Erde würde Gold, und in einer Tiefe von 34 Meilen würde ſelbſt Eiſen und Platin ſchmelzen, und wahrſchein - lich nimmt die Temperatur in den größern Tiefen noch ſchneller zu, als in den geringen, in welchen allein wir ſie bisher zu beobachten Gelegenheit hatten, ſo daß man alſo mit Recht in dem Mittelpunkte der Erde auch jetzt noch eine alle unſere Be - griffe überſteigende Hitze annehmen kann.

§. 138. (Wirkung dieſer Abnahme der Temperatur der Erde auf ihre Rotation.) Dieſe mit der Zeit an Volum abnehmende kugelförmige Erde dreht ſich aber um ihre Axe. Welches immer die Kraft geweſen ſeyn mag, die dieſe Drehung hervorgebracht hat, ihre Wirkung auf die Rotation der Erde, d. h. die Ge -184Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.ſchwindigkeit dieſer Rotation mußte, nach dem Geſetze der Träg - heit (S. 27) dieſelbe bleiben, ſo lange die Größe, das Volum der Erde dieſelbe blieb. Aber eben dieſes Volum nahm, durch die allmählige Verkühlung der Erde, immerwährend ab, und was iſt die Folge dieſer Abnahme? Offenbar eine Vermehrung der Geſchwindigkeit, eine ſchnellere Drehung der Erde um ihre Axe. Ganz eben ſo wird ein Rad, mit derſelben Kraft ange - ſtoßen, ſich deſto geſchwinder drehen, je kleiner daſſelbe iſt und umgekehrt. Die Erde muß alſo, wenn alles Vorhergehende richtig iſt, ſich jetzt ſchneller drehen, als in der Vorzeit, der Tag muß jetzt kürzer ſeyn, als er ehedem geweſen iſt, und wenn wir wiſſen könnten, wie viel der Tag kürzer geworden iſt, ſo würden wir auch ein Mittel haben, zu meſſen, wie viel die Erde kleiner, ja ſelbſt wie viel ſie kälter geworden iſt, als ſie vor einer beſtimm - ten Anzahl von Jahrtauſenden geweſen ſeyn mag.

§. 139. (Dieſe Wirkung der Temperatur auf die Rotation der Erde iſt unmerklich.) Dieß würde uns demnach auf eine andere, ſo oft aufgeworfene Frage führen, ob es wahr iſt, wie die älteren Leute vorzüglich ſo gern klagen, daß unſere Sommer nicht mehr ſo warm ſind, als ſie in der Vorzeit geweſen ſeyn ſollen.

Es könnte ſeyn, wenn nämlich der Tag jetzt in der That um vieles kürzer iſt, als er früher war. Allein wir haben oben (S. 176) gefunden, daß die Länge des Tages ſeit dem Anfange unſerer Zeitrechnung gewiß nicht einmal um den hundertſten Theil einer Sekunde kleiner geworden iſt. Nehmen wir an, daß die mitt - lere Temperatur der ganzen Erde, nicht bloß die der Oberfläche derſelben, ſeit zwei Jahrtauſenden um einen Grad des Thermo - meters R. ſich vermindert habe. Nehmen wir noch an, daß die Maſſe, aus welcher die Erde beſteht, ſich im Allgemeinen nur ſo wenig, als das Glas, d. h. um ſeinen hunderttauſendſten Theil für jeden Grad des Thermometers ausdehne, daß alſo auch das ganze Volum der Erde ſeit jener Zeit um ſeinen hunderttauſendſten Theil kleiner geworden ſey. Die Mechanik lehrt uns, daß bei einer ſolchen Verminderung der Erdkugel die Geſchwindigkeit der Umdrehung derſelben um ihre Axe um ihren 1 / 50000 Theil vergrößert, daß alſo auch der Tag von 86400 Sekunden um ſeinen 86400 / 50000 ſten Theil, das heißt, um 1 7 / 10 Sekunde verkürzt würde. Allein185Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.er wurde, wie wir geſehen haben, in der That nicht einmal um den hundertſten Theil einer Sekunde verkürzt, eine Größe die 170mal kleiner iſt als 1 7 / 10 Sekunden. Alſo iſt auch die oben angenommene Abkühlung der Erde, ein Grad für 2000 Jahre, 170mal größer, als man ſie dieſen Schlüſſen gemäß, annehmen kann, oder mit andern Worten: die mittlere Temperatur der Erde kann ſeit den letzten zwei Jahrtauſenden noch nicht um den 1 / 170ſten Theil eines Grades Reaumur abgenommen haben. Die Klagen, welche unſere alten Leute, dieſe laudatores temporis acti, über die Abnahme der Wärme der Erde ſo gern anſtim - men, ſind daher ungegründet, ſo weit nämlich dieſe Abnahme von der ſeitdem ſtatt gehabten Abkühlung der ganzen Maſſe der Erde, und von dem Zurückziehen jenes Centralfeuers gegen den Mittelpunkt der Erde kommen ſoll.

§. 140. (Verhalten der Temperatur auf der Oberfläche der Erde.) Ganz anders aber verhält es ſich auf der Oberfläche der Erde. Hier bewirkt nicht bloß jenes Centralfeuer, ſondern auch die Gegenwart der Sonnenſtrahlen, und zwar dieſe letzten in einem viel höheren Grad, als jenes, die von uns auf dieſer Oberfläche beobachtete Temperatur. Zwar behaupteten Mairan, Buffon und Bailly, daß der Beitrag, den dieſes Centralfeuer zu der Tempe - ratur der Oberfläche der Erde liefere, denjenigen, welcher von der unmittelbaren Wirkung der Sonnenſtrahlen komme, im Som - mer 30 und im Winter 400mal übertreffe. Dieſe Herren brauch - ten die großen Zahlen zur Unterſtützung ihrer ſchönen Romane von der Atlantis, und von dem berühmten Urvolke, das vor un - denklichen Zeiten in den Hochebenen des mittleren Aſiens alle Wiſſenſchaften, und beſonders die Aſtronomie bis zu einem bisher unerreichten Grad der Vollkommenheit ausgebildet haben ſoll. Allein Fourier hat dieſen Gegenſtand, nicht einer leeren Decla - mation, ſondern einer ſtrengen Rechnung unterworfen, und ge - funden, daß der Beitrag, den das Centralfeuer der Erde zu der auf der Oberfläche derſelben herrſchenden Temperatur liefert, ge - genwärtig nur den dreißigſten Theil eines Grades Reaumur be - trage. Dieß iſt alſo ſehr weit entfernt, die ſo ſorgfältig ausge - ſchmückten Träume jener Geologen zu beſtätigen. Jene Central - wärme der Erde, ſo groß ſie auch in beträchtlichen Tiefen unter186Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.der Oberfläche derſelben iſt, hat ſich doch ſchon ſo ſehr gegen den Mittelpunkt zurückgezogen, daß ſie die mittlere Temperatur der Oberfläche kaum mehr auf eine für unſere Inſtrumente merkbare Art vergrößert.

Die gänzliche Verſchwindung dieſes Centralfeuers, welche die Folge der Zeiten einmal heraufführen wird, kann daher auch nicht im Stande ſeyn, die von der Einbildungskraft jener Schriftſteller aufgeſtellten Beſorgniſſe zu unterſtützen, nach welchen dann die Oberfläche der Erde einer entſetzlichen, alles Leben und jede Vege - tation zerſtörenden Kälte ausgeſetzt werden ſoll. Uebrigens, wenn die Erde bei ihrer Entſtehung wie es ſehr wahrſcheinlich iſt, in der That in einem Zuſtande der Incandeſcenz, die ſich auch auf ihre Oberfläche erſtreckte, geweſen iſt, welche Reihe von Jahr - tauſenden mag erforderlich geweſen ſeyn, dieſe Temperatur bis auf die des dreißigſten Theils eines Grades herab zu bringen?

§. 141. (Wirkung der Sonne auf die Temperatur der Erd - oberfläche.) Die Sonne iſt daher bei weitem die vorzüglichſte, man kann ſagen, die einzige Urſache der Temperatur, welcher ſich die Oberfläche der Erde erfreut. Dieſe Wirkung der Sonne auf die Erde iſt aber eine doppelte. Die erſte iſt periodiſch und geht bloß zu einer Tiefe von nahe fünfzig Fuß. Hart unter der Ober - fläche und noch mehr über derſelben iſt dieſe Wirkung täglichen ſowohl, als auch jährlichen Variationen unterworfen, die wir an unſeren ſogenannten Tages - und Jahreszeiten erkennen. Dieſe Variationen nehmen mit der Tiefe ab, und fünfzig Fuß unter der Oberfläche ſind ſie ſchon nicht mehr bemerkbar. Die zweite Wirkung der Sonne auf die Erde fängt im Gegentheile erſt mit der Tiefe von 100 Fuß an, fühlbar zu werden. Hier gießt die Sonne täglich ihre Wärme aus, die ſich dann in dieſen tiefen Gegenden ſammelt und vorzüglich die dem Aequator nahen Orte durchdringt, aber auch von da allmählig zu den Polen hin ſich verbreitet.

Von den Wärmeſtrahlen der Sonne, welche die Erde errei - chen, gehen die einen durch die Atmoſphäre und die Gewäſſer des Oceans, während andere von dieſen Flüſſigkeiten abſorbirt, und wieder andere von ihnen in den Weltraum zurückgeworfen werden. Dieſer letzte, unermeßliche Raum iſt der Sammelplatz187Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.aller Wärme, die ſeit dem Anfange aller Dinge von den Him - melskörpern, von der Sonne, den Planeten und Kometen, und von den Fixſternen ausgeſtrömte. Jeder dieſer Körper hat ſeine ihm eigenthümliche, urſprüngliche Wärme, die er in Folge der Zeit durch Verkühlung immer mehr verliert. Aber auch jener Weltraum ſelbſt, in welchem ſich dieſe Körper bewegen, ſcheint ſeine eigene Wärme zu beſitzen, die nicht bloß das Reſultat jener Wärmeausſtrahlung der Himmelskörper iſt. Wenn dieſer Raum ohne alle Wärme wäre, ſo würden die Pole unſerer Erde einer ungemeinen Kälte ausgeſetzt ſeyn, die Temperatur von dem Aequa - tor zu den Polen würde viel ſchneller abnehmen, die kleinſten Variationen in der Entfernung der Sonne von uns würden die Wärme auf der Oberfläche der Erde ſehr ſtark ändern, und der Wechſel des Tages mit der Nacht würde einen plötzlichen, den meiſten Thieren und Pflanzen unerträglichen Wechſel der Tempe - ratur erzeugen. Da bei unſerer Erde, wie wir geſehen haben, und wahrſcheinlich auch bei den andern Planeten, die urſprüng - liche Centralwärme derſelben beinahe keinen Einfluß mehr auf die Oberfläche derſelben äußert, ſo werden die Pole dieſer Weltkörper nahe die Temperatur des Weltraumes haben, während die dem Aequator nahen Gegenden von der Sonne in einer viel höheren Temperatur erhalten werden. Aber für die äußerſten Planeten unſeres Syſtemes, für Uranus z. B., iſt ohne Zweifel der Einfluß der Sonne ſchon ſo gering, daß die Temperatur der ganzen Ober - fläche eines ſolchen Planeten von jener des Weltraumes wohl nur unbedeutend verſchieden ſeyn wird.

§. 142. (Wirkung der Sonne auf andere Planeten.) Dieſe Sonne iſt alſo die Quelle, nicht nur der Bewegungen ſo vieler Planeten und Kometen, ſondern auch des Lichts und der Wärme, deren ſich die Bewohner dieſer Himmelskörper erfreuen. Ihr wohlthätiger Einfluß iſt es, der die Thiere und Pflanzen belebt, welche die Erde bedecken, und die aller Wahrſcheinlichkeit nach, wenn auch anders geſtaltet und organiſirt, auf den Planeten wieder gefunden werden. Wie dürfte man auch annehmen, daß die Natur, deren Fruchtbarkeit wir hier ſo ſehr zu bewundern Gelegenheit haben, auf ſo viel größeren Planeten unthätig ſeyn ſollte, auf Jupiter z. B., der ſo, wie unſere Erde ſeine Tage und188Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.Nächte und ſeine Jahreszeiten hat, und auf deſſen Oberfläche wir ſelbſt in der großen Ferne, die uns von ihm trennt, noch Ver - änderungen vorgehen ſehen, die von einer ungemeinen Kraft und Thätigkeit der Natur in jenen Gegenden zeugen. Der Menſch allerdings iſt nur für die Temperatur dieſer Erde geſchaffen, von der er kömmt, und zu welcher er wieder zurückkehrt, aber anderen Himmelskörpern werden ohne Zweifel auch andere Organiſationen nicht weniger angemeſſen ſeyn. Wenn auf unſerer Erde der ein - zige Unterſchied des Klimas ſchon ſo viele Abwechslungen in die Produkte derſelben gebracht hat; welche noch viel größere Ver - ſchiedenheiten dürfen wir bei allen dieſen Planeten und den Sa - telliten derſelben erwarten? Die lebhafteſte Imagination kann ſich dieſe Variationen nicht mehr vorſtellen, aber das Daſeyn der - ſelben ſcheint deſſenungeachtet nicht minder gewiß.

§. 143. (Ueberblick des Vorhergehenden.) Alles Vorherge - bende zeigt, daß die Bewegungen unſeres Sonnenſyſtems ſehr zu - ſammen geſetzt ſind, und daß ein ſeltener Scharfſinn und die Vereinigung der höchſten Geiſter aller Jahrhunderte nöthig war, dieſe Verwicklungen zu entfalten, und in dem Ganzen ein einziges, alles beherrſchende Geſetz zu entdecken. Der Mond beſchreibt ſeine beinahe kreisförmige Bahn um die Erde; aber, von der Sonne geſehen, ſcheint er eine Reihe von Epicykeln zu beſchreiben, deren Mittelpunkte auf der Peripherie des großen Kreiſes liegen, in welchem die Erde ihre jährliche Bahn um die Sonne vollendet. Aber auch dieſe Sonne bewegt ſich in dem unermeßlichen Welt - raume, und wird auf dieſem Wege, wie der Mond von der Erde, von allen ihren Planeten und Kometen begleitet. Alſo auch dieſe Erde und alle Planeten beſchreiben wieder andere Epicykeln, deren Mittelpunkte auf der Peripherie der Bahn liegen, welche die Sonne um den Schwerpunkt desjenigen Sternenſyſtems zurück - legt, von dem ſie ſelbſt mit allen ihren Begleitern nur als ein kleiner, aber integrirender Theil zu betrachten iſt. Dieſe Sonne ſelbſt wieder beſchreibt neue Epicykeln, deren Mittelpunkte auf der Bahn liegen, die der Schwerpunkt jenes Sternenſyſtems um den gemeinſchaftlichen Schwerpunkt eines Aggregats von ähnlichen Syſtemen bildet, und ſo fort und fort ohne Ende, wie es allein189Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.dem ſelbſt unendlichen Urheber der Natur würdig und angemeſſen gedacht werden kann.

§. 144. (Gegenſtände der Unterſuchung für künftige Jahr - hunderte.) Die Aſtronomie hat uns die Bewegung der Erde und die Epicykeln kennen gelehrt, die der Mond und die übrigen Sa - telliten um ihre Hauptplaneten beſchreiben. Sie hat uns mit dem Geſetze, dem großen Regulator aller dieſer Bewegungen bekannt gemacht, und ſelbſt die ſcheinbaren Störungen und Ausnahmen von dieſem Geſetze wieder unter die Herrſchaft deſſelben zurück - geführt. Große Schritte, fürwahr! Aber wenn es volle ſechs Jahrtauſende, denn ſo lange etwa währt unſere Menſchengeſchichte, gebraucht hat, dieſe Bewegungen der Planeten und ihrer Satelli - ten zu erkennen, welche Zeit wird erfordert werden, um auch die Bewegungen der Sonne, und die der Fixſterne zu beſtimmen. Schon fangen die Beobachtungen an, uns wenigſtens die Exiſtenz derſelben erkennen zu laſſen. Die ſogenannte eigene Be - wegung der Fixſterne ſcheint, wenigſtens größtentheils, von einer Veränderung des Orts der Sonne im Weltraume zu kom - men, und die erſt ſeit Kurzem entdeckten Bewegungen der dop - pelten und vielfachen Sterne ſind gleichſam die erſten Blicke des menſchlichen Geiſtes jenſeits der Gränze des Sonnenſyſtems, deſſen Eigenſchaften und Wunder uns bisher allein beſchäftiget haben.

Aber ſelbſt in dieſem Syſteme, wie viel iſt noch übrig, wie viele Arbeiten ſind noch zu vollenden, die wir kaum angefangen haben. Die Satelliten Saturns ſind uns nur wenig, und die des Uranus beinahe ganz und gar nicht bekannt. Gibt es nicht jenſeits des Uranus oder zwiſchen Mars und Jupiter noch meh - rere Planeten? Die Störungen der vier neu entdeckten Planeten, die ſie durch Jupiter erleiden, ſind ſo groß, daß die bisherige Entwicklung der Theorie der Perturbationen nicht mehr hinreicht, und daß neue Bereicherungen unſerer Analyſe erfordert werden, um die Bewegungen derſelben mit der unſeren gegenwärtigen Beobachtungen angemeſſenen Genauigkeit darzuſtellen. Auch die ſäculären Störungen der anderen Planeten werden erſt in der Folge mit mehr Genauigkeit beſtimmt werden, wenn wir zu einer genaueren Kenntniß der Maſſen dieſer Himmelskörper gelangt190Andere merkwürdige Folgen der Störungen der Planeten.ſind. Die Theorie der Geſtalt der Erde erwartet ebenfalls noch wichtige Verbeſſerungen, und ohne Zweifel wird einſt ganz Europa mit einem großen Netze von Dreiecken überzogen ſeyn, die uns die Lage, Größe und Krümmung eines jeden Punktes dieſes Welttheils kennen lehren werden. Zahlreiche und genaue Beobach - tungen der Pendellängen an allen Orten der Erde, ſo wie der Ebbe und Fluth an allen Meeresküſten; die Entdeckung neuer und die genauere Beſtimmung ſchon bekannter Kometen; die Berech - nung der Störungen, welche dieſe Himmelskörper von den Pla - neten erleiden, der Einfluß, den die nächſten Fixſterne und viel - leicht auch der Aether, in dem ſich die Himmelskörper bewegen, auf die Planeten ausüben alle dieſe und noch ſo viele andere Eigenſchaften unſeres Sonnenſyſtems müſſen den Unterſuchungen, dem Fleiße und der Einſicht der Nachwelt überlaſſen bleiben.

Und wenn ſie einſt dieſe Arbeiten vollendet haben wird, welche ganz neue Wege der Forſchung werden ſich ihr dann jenſeits dieſes Sonnenſyſtems eröffnen! Die Beſtimmung der Entfernung der Fixſterne von einander, und von der Sonne; die Bewegung der doppelten und vielfachen Sterne und die der Stern - gruppen um ihren gemeinſchaftlichen Schwerpunkt, die periodiſchen Lichtabwechslungen der ſogenannten veränderlichen, und die wunderbaren Erſcheinungen der neuen Sterne; ein vollſtändiges Verzeichniß aller Geſtirne des Himmels, die genaue Beſtimmung der Geſtalt der Nebelflecken und der Veränderungen, welche die Zeit an ihnen erzeugt dieß ſind die Gegenſtände jenſeits unſe - res Sonnenſyſtems, mit denen ſich unſere ſpäten Nachkommen mit Freuden beſchäftigen werden, ſo lange der Sinn für Wiſſen - ſchaft und für alles, was gut und groß iſt, unter ihnen nicht erſtirbt, und der Genius der europäiſchen Kultur nicht ſeine Fackel löſcht, um andere Welttheile mit ihren wohlthätigen Strahlen zu erleuchten.

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Kapitel XI. Urſprung des Weltſyſtems.

§. 145. (Bisher aufgeſtellte Geologien.) Die Erde, die wir bewohnen, und ſelbſt das ganze Sonnenſyſtem, das uns von allen Seiten umgibt, iſt ohne Zweifel nicht immer in dem Zuſtande geweſen, in dem wir es jetzt erblicken. Wie alles, was wir um und ſelbſt in uns bemerken, verſchiedene Stufen ſeiner Ausbildung durchgeht, bis es den höchſten Gipfel derſelben erreicht, von wel - chem es dann wieder allmählig zurückſchreitet, und einer, wenigſtens ſcheinbaren Vernichtung, einer gänzlichen Umformung ſeines Weſens entgegen geht, ſo kann auch wohl der gegenwärtige Zuſtand unſe - res Sonnenſyſtems nur eine der vielen Verwandlungen ſeyn, die daſſelbe durchzugehen hat, um den ihm von der Natur geſetzten Zweck zu erreichen.

Es kann nicht unſere Abſicht ſeyn, die Stufenleiter aller dieſer vergangenen und künftigen Metamorphoſen zu verfolgen, da deren nächſte Sproſſen ſchon ſo weit von uns abliegen, daß ein Unter - nehmen ſolcher Art, für einen menſchlichen Geiſt, nicht nur verwe - gen, ſondern abſurd und rein unmöglich erſcheint. Deſſenungeachtet können wir es uns kaum verſagen, wenigſtens einige Blicke rück - wärts in die dunkle Nacht zu werfen, aus der alles, was wir um uns ſehen, aus der wir ſelbſt hervorgegangen ſind, und daſelbſt einige lichte Punkte aufzuſuchen, die vielleicht dazu dienen können,192Urſprung des Weltſyſtems.unſern eigenen und den Stammbaum des ganzen großen Hauſes, dem wir angehören, wenn auch nicht bis zu ſeinen Wurzeln, doch bis zu den uns zunächſt umgebenden Stellen etwas näher kennen zu lernen.

Dieſe Luſt, ſeine Abſtammung zu erfahren, und ſie auf ſo viele Generationen, als nur immer möglich auszudehnen, dieſe dem menſchlichen Geſchlechte, wie es ſcheint, angeborene Sucht hat, nebſt einer anderen bekannten Kaſte, beſonders die Sekte unſerer ſogenannten Geologen ergriffen. Ueber keinen Gegenſtand hat man, in unſerer hypotheſenreichen Zeit, ſo viele, und man darf es kühn hinzuſetzen, ſo alberne Theorien aufgeſtellt, als über die Entſtehung der Erde. Nur die drei letzten Decennien haben ihrer mehr als ſechszig ausgebrütet, ſo daß auf jedes Jahr we - nigſtens zwei derſelben kommen, und man iſt dabei auf eine Art zu Werke gegangen, daß man ſich eigentlich nur darüber wundern muß, warum man nicht noch mehr, warum man in derſelben Zeit nicht wenigſtens Tauſend und Eines dieſer Mährchen zu Tage gefördert hat. Allerdings wagt man es in unſerer Zeit nicht mehr, mit einem großen Geologen des ſiebenzehnten Jahrhunderts, der auch zugleich ein großer Theolog geweſen ſeyn ſoll, zu be - haupten, daß die großen Zähne, die man an den Ufern des Ohio gefunden hat, die Backenzähne der gefallenen Engel ſeyn ſollen. Solche Behauptungen ſind nicht mehr nach dem Geſchmacke unſerer Zeit, woraus aber im geringſten nicht folgt, daß die neuen Moden auch zugleich beſſer oder vernünftiger ſind, als jene, denen wir kaum mehr ein gutmüthiges Lächeln gönnen. Der Quäcker Bur - nett, aus der letzten Hälfte des achtzehnten Jahrhunderts, macht es um kein Haar beſſer, als ſein Vorgänger, und benimmt ſich dabei ſo dreiſt, als ob er ſelbſt bei der Schöpfungsgeſchichte einer der allernächſten Zuſchauer geweſen wäre. Der berühmte Wood - ward nahm, um die Revolutionen, welche die Erde in der Vor - zeit erfahren hat, zu erklären, ohne Weiteres an, daß einige der ewigen Geſetze der Natur auf gewiſſe Zeit aufgehoben ſeyn mußten, und er macht ſeine Sache ſo arg, daß man, um die Revolutio - nen, die in ſeinem eigenen Kopfe vorgegangen ſeyn mochten, zu erklären, die nicht minder ewigen Geſetze des Denkens, wenigſtens wieder auf einige Zeit, aufzuheben gezwungen war. Daß endlich erſt in193Urſprung des Weltſyſtems.unſeren Tagen die Erde als ein lebendes Thier dargeſtellt wurde, das mit Eingeweiden und Sinnen verſehen, und allen animali - ſchen Verrichtungen des Einathmens, der Verdauung, Abſonde - rung u. f. unterworfen iſt, wird nſern Leſern bekannt genug ſeyn, um hier keine weitere Erläuterung dieſer geiſtreichen Hypo - theſe zu ſuchen. Wir wollen uns nicht damit befaſſen, die Meinungen dieſer Gelehrten hier umſtändlich anzuführen, und noch weniger, ſie zu widerlegen, was doch, wenigſtens in Bezie - hung auf ſie ſelbſt, unmöglich wäre. Man muß dieſe Leute gehen laſſen, und ſie vielleicht ſogar um ihr Glück beneiden. Wir andern, die wir die Autokratie der ſogenannten Vernunft anerken - nen, und an den Feſſeln der Denkgeſetze liegen, wir Armen ſind gar nicht im Stande zu begreifen, wie glücklich ein Mann ſeyn muß, der ohne alle Geſetze und ohne allen Zwang, ſo allein für ſich, in den Tag hineindenken darf.

§. 146. (Hypotheſe des Leibnitz und Whiſton.) Da man die vorzüglichſten Meinungen, welche über dieſen Gegenſtand aufge - ſtellt worden ſind, ihrer Sonderbarkeit wegen, wenigſtens hiſtoriſch kennen ſoll, ſo wollen wir uns begnügen, dieſelben hier ſo kurz als möglich mitzutheilen.

Leibnitz ſtellte die Anſicht auf, daß alle Planeten und Ko - meten, die Erde nicht ausgenommen, in der Vorzeit eben ſo viele wahre Sonnen geweſen ſeyen, die aber, nachdem ſie älter geworden waren, ihre frühere jugendliche Kraft, und mit ihr auch ihr ſelbſt - ſtändiges Licht verloren haben. Woher aber jene Sonnen kamen, und warum die noch ſcheinende Sonne nicht auch älter und ſchwächer geworden iſt, fand er nicht für gut, uns zu erklären, wie denn überhaupt ſeine ganze Kosmogenie nur eine der vielen hingeworfenen Ideen war, mit welchen der große Mann ſich in den Stunden zu vergnügen pflegte, in welchen er das Feld der ſichern Geometrie verließ, um auf dem weichen Boden der Phan - taſie auszuruhen.

Whiſton im Gegentheile machte dieſe Speculationen zu dem eigentlichen Gegenſtande ſeines Lebens, und brütete darüber mit einer Vorliebe und mit einem Eifer, der einer beſſern Sache würdig geweſen wäre. Er hatte ſich in die Kometen verliebt, und wußte auch aus ihnen alles, ſeine eigenen Thorheiten nichtLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 13194Urſprung des Weltſyſtems.ausgenommen, mit der bündigſten Schärfe abzuleiten. Nach ſei - ner Meinung war die Erde anfangs ſelbſt ein Komet, aber ohne Arendrehung, daher auch ohne Bewohner, ein todter Klotz, der ſich indeß doch um die Sonne bewegte. Nach vielen Millionen von Jahren ſtieß er zufällig mit einem andern Kometen zuſam - men, wodurch er anfing, ſich um ſeine Axe zu drehen. Der Wechſel des Tages und der Nacht, der dadurch auf der Erde entſtand, lockte Pflanzen und Thiere auf ihre Oberfläche hervor. Jahrtauſende durch dauerte auf derſelben eine paradieſiſche Zeit, die unſer Gelehrter mit nicht minder lebhaften Farben ſchildert, als die darauf folgende Periode einer allgemeinen Verderbniß, die endlich ſo ſehr überhand genommen hatte, daß es eines neuen Kometen bedurfte, um das ganze verruchte Geſchlecht in ſeinem Waſſer zu erſäufen. Seitdem geht es, wie wir alle wiſſen, und da es, wie ebenfalls bekannt, bereits ſtark Berg ab geht, ſo ſteht in Kurzem ein vierter und letzter Komet zu erwarten, der aber, weder ſo ſtößig wie der zweite, noch auch ſo wäſſerig wie der dritte, ſondern der vielmehr ganz feuriger Natur ſeyn, und die arme Erde mit allem, was in und auf ihr iſt, zu Staub und Aſche verbrennen wird.

Bemerken wir noch zur Ehre unſeres Geſchlechts, daß das Werk Whiſtons (Astronomical principles) in welchem er uns dieſe Dinge zum Beſten gibt, bei ſeiner Erſcheinung als eines der höchſten Produkte des menſchlichen Scharfſinns bewundert, und von Klein und Groß mit einer Gierde geleſen wurde, deren ſich noch kein anderer Roman bisher zu erfreuen das Glück ge - habt hat.

§. 147. (Büffon’s Hypotheſe) Auch Büffon, der Plinius unſerer Zeiten, verſuchte ſeine Kraft an dieſem intereſſanten Ge - genſtande. Nach ihm war im Anfang aller Dinge bloß die Sonne und eine Unzahl von Kometen da, welche letztere in allen mög - lichen Richtungen um die erſte ſchwärmten. Einige von dieſen Kometen mußten mit der Zeit der Sonne näher kommen, als es ihnen vielleicht ſelbſt lieb ſeyn mochte. Da geſchah von zwei Dingen eines: entweder begegnete der Komet der Sonne beinabe in einer auf die letzte ſenkrechten Richtung, und dann blieb er an der Sonne hängen, um ihre Maſſe zu vermehren, und den Ver -195Urſprung des Weltſyſtems.luſt zu erſetzen, den ſie durch das Ausſtrömen ihres Lichtes er - leidet oder der Komet begegnete der Sonne nur in ſchiefer Richtung, er ſtreifte bloß die Oberfläche derſelben, und riß daher ein größeres oder kleineres Stück der Sonne ab, um es fortan auf ſeiner großen Bahn mit ſich weiter zu führen. Da die Sonne ihrer Natur nach, die Büffon ſehr genau kennt, flüſſig iſt, und da alle Kometen, wie er ebenfalls mit Sicherheit beſtimmen kann, von der Weſtſeite kommen müſſen, wenn ſie an die Sonne ſtoßen wollen, ſo erklärt ſich daraus ohne allen Anſtand die Entſtehung ſowohl, als auch die Bewegung aller unſerer Planeten. Jenes abgeriſſene Stück der flüſſigen Sonne ſchleppte nämlich der Komet in Form eines Baches, eines Waſſerſchweifes, hinter ſich her, und dieſer Strom trennte ſich in mehrere Theile, in verſchiedene größere und kleinere Kugeln, die je nach ihrer Entfernung von der Sonne, in welcher ſie entſtanden, eine verſchiedene Geſchwin - digkeit um dieſe Sonne, und auch zugleich eine Rotation um ihre eigene Axe hatten. Auf dieſe Weiſe ſind alſo die Planeten, und auf eine ganz ähnliche ſind auch die Satelliten dieſer Planeten entſtanden. Da der Komet, wie geſagt, von Weſt gen Oſt zur Sonne kam, ſo iſt dadurch auch ſofort erklärt, warum die jähr - liche ſowohl, als auch die tägliche Bewegung der Planeten in derſelben Richtung, von Weſt gen Oſt, vor ſich geht.

Da man zu Büffons Zeiten die oben erwähnte Hypotheſe Whiſtons ſchon wieder vergeſſen hatte, ſo wurde dieſe neue Dar - ſtellung des großen franzöſiſchen Naturforſchers ſehr lange als die beſte, ja als die einzig wahre allgemein angenommen.

§. 148. (Franklin’s Hypotheſe.) Franklin’s Anſicht dieſes Ge - genſtandes hat uns Lichtenberg mitgetheilt, und was Männer, wie dieſe beiden, auch nur in Nebenſtunden, und gleichſam im Vor - beigehen, aufzunehmen der Mühe werth finden, kann auch keinem Anderen unwillkommen ſeyn, daher wir ſie hier mit den Worten des Letztern, nur etwas abgekürzt, mittheilen wollen.

Zum beſſeren Verſtändniſſe von Franklins Idee wird man ſich der bereits früher (I. §. 183) erwähnten Entdeckung Mariotte’s erinnern, nach welcher unſere atmoſphäriſche Luft, wenn ſie zu - ſammen gedrückt wird, an Dichtigkeit gerade ſo zunimmt, wie die Gewichte, durch welche der Druck bewirkt wird, ſo daß alſo ein13 *196Urſprung des Weltſyſtems.doppelter oder dreifacher Druck auch zwei - oder dreimal ſo dicht macht. Die Phyſiker haben die hieher gehörenden Ex - perimente ſchon ſehr weit getrieben, und man kann ſagen, daß ſich die Luft endlich ſo ſtark zuſammendrücken läßt, daß z. B. das Gold auf ihr ſchwimmen würde. Denkt man ſich eine ſenk - rechte, oben offene Höhle im Innern der Erde, und nimmt man an, daß die Temperatur der Luft in der Höhle mit der außer derſelben, mit welcher ſie im freien Zuſammenhange iſt, die gleiche Temperatur habe, und daß endlich das Mariotte’ſche Geſetz durch - aus für jede Tiefe, für jede Dichte der Luft gelte, ſo würde die Luft in der Höhle immer dichter werden, je tiefer ſie läge, und bei einer Tiefe unter der Oberfläche der Erde von deutſchen Meilen würde das Waſſer, von 10½ Meilen das Zinn, von 11 Meilen das Silber, und von 11½ Meilen das Gold in dieſer Luft ſchwimmen. Würde z. B. das Gold durch irgend eine Kraft noch unter dieſe Tiefe von 11½ Meilen, in eine noch dichtere Luft gebracht, und dann ſich ſelbſt überlaſſen, ſo würde es, gleich einem unter dem Waſſer ausgelaſſenen Korkholze, bis zu der vo - rigen Tiefe von 11½ Meilen hinauffahren.

Nun geht Franklin von dem Gedanken aus, daß die Zerſtö - rungen, die wir auf der Erde bemerken, zu groß ſind, als daß ſie hätten entſtehen können, wenn die ganze Erde, auch in unſern gegenwärtigen Zeiten, eine durchaus ſolide Maſſe wäre. Er meint alſo, ſie beſtehe in ihrem Innern aus einer Flüſſigkeit, die dichter iſt, als alle feſte Körper, die wir auf der Erde kennen, und auf der daher dieſe feſten Körper ſchwimmen können. Da nun die Luft, wie wir geſehen haben, durch Vermehrung des auf ihr laſtenden Druckes einer ſo großen Dichtigkeit fähig werden kann, ſo wäre es möglich, daß ſie aus Luft beſteht, daß ſie aus Luft entſtanden iſt, die ſich gegen den Mittelpunkt hin, etwa nach dem Mariotte’ſchen Geſetze, immer mehr und mehr ver - dichtet habe. In dieſer Luft werden ſich alle feſten Körper, die entweder in ſie gerathen, oder die aus ihr ſelbſt und ihren ur - ſprünglichen, heterogenen Beſtandtheilen entſtehen, jeder in eine beſtimmte Entfernung von dem Mittelpunkte der Erde ſetzen, und wenn ihrer mehrere in gleichen Entfernungen von dem Mittel - punkte zuſammen kommen, auch wohl eine Art von harter Kruſte197Urſprung des Weltſyſtems.bilden, eine Rinde oder Kugelſchaale, welche die innere, noch dich - tere Luft ringsum einſchließt, und die an manchen ihrer Stellen ſo dünn ſeyn kann, daß ſie durch eine von innen auf ſie wirkende Kraft leicht dem Zerbrechen ausgeſetzt wird.

Nimmt man alſo mit Franklin an, daß alle Materien mit ihren Kräften anfänglich wie ein Dunſt durch den Weltraum verbreitet geweſen ſind, ſo mußten ſich, wenn die Anziehung der einzelnen Theile dieſer Materie zu wirken anfing, die ſchweren Dunſttheilchen dem Mittelpunkte mehr nähern, und da ſie ſich, vermöge ihrer Elaſticität, auch einander abſtoßen, zugleich immer dichter werden, je mehr ſie ſich anhäuften, wodurch denn eben die erwähnte Luftkugel entſtanden ſeyn kann, welcher ſich die übrigen Körper auf die angegebene Weiſe feſtſetzten. Viele dieſer Körper, die anfangs zu tief in die Luft durch ihren Fall eingeſunken waren, ſtiegen nachher wieder auf, ſchloſſen ſich an die übrigen an, und bildeten endlich dieſe Kruſte, dieſe Ober - fläche der Erde, die wir bewohnen, und die jetzt ſo tief in die ganze Luftkugel eingeſenkt iſt, daß bloß unſere gegenwärtige Atmoſphäre darüber noch hervorſteht. Chemiſche Prozeſſe, Gas - entwickelungen, Exploſionen von Dämpfen, die unter dieſer Kruſte in der ſo ſtark verdichteten Luft ſtatt haben, werden dieſe Kruſte an einzelnen Stellen durchbrechen, wodurch die neptuniſchen und vulkaniſchen Revolutionen erklärt werden können, die unſere Erde ſchon ſo oft erlitten zu haben ſcheint, oder ſie werden, wenn ſie jene Kruſte nicht zerbrechen können, in der untern Luft Wellen verurſachen, die ſich auf Tauſende von Meilen erſtrecken, und uns als Erdbeben fühlbar ſeyn werden.

Dieſer urſprüngliche Dunſt, dieſer Nebel, dieſe chaotiſche Ur - materie, oder wie man ſie ſonſt nennen will, iſt nicht mit unſerer atmoſphäriſchen Luft identiſch, da dieſe letzte gleichſam nur ein Produkt, oder der feinſte Theil von jenen iſt. Wir haben bereits oben, bei Betrachtung der Sterngruppen und Nebelmaſſen des Himmels geſehen, daß die Annahme einer ſolchen nebelartigen Urmaſſe ſehr viel Wahrſcheinlichkeit für ſich habe, eine Meinung, die ſchon Newton hatte, indem er behauptete, daß die ganze Welt ſich aus einem flüchtigen Weſen niedergeſchlagen zu haben ſcheine, wie ſich Waſſer aus Dampf niederſchlägt, und daß198Urſprung des Weltſyſtems.dann dieſer Niederſchlag zu den mannigfaltigſten Formen zu - ſammen geronnen ſey, die wir jetzt an den Körpern der Erde bemerken.

Wem der Ausdruck, daß alle, auch die feſten Körper, in letzter Analyſe, aus Luft beſtehen, zu auffallend erſcheint, der erinnere ſich nur, daß inflammable Luft mit dephlogiſtiſirter vermiſcht, Waſſer gebe, und daß aus Waſſer Eis werden kann, zu welchem ſich jene gemiſchte Luft unmittelbar nicht verdichten läßt. Dieſes Waſſer auf gebrannten Gyps gegoſſen, verhärtet ſich mit ihm zu einem ſteinförmigen Körper, aus dem wir Statuen machen, welche letztere alſo im Grunde aus zwei Luftarten beſtehen. Waſſer entſteht aus Luft, viele Pflanzen entſtehen aus dem Waſſer, und unzählige Thiere leben allein von Waſſer, Luft und Pflanzen, alſo von Luft und von ſolchen feſten Körpern, die früher auch Luft geweſen ſind. Was ſind daher dieſe Thiere ſelbſt geweſen? So ſteht mit Eins der Elephant mit aller ſeiner Majeſtät und ſeinem Elfenbein da, aus Dunſt zuſammen geronnen, wie Franklins Welt. In der That, da die Natur die Pflanzen und Thiere nicht baut, wie wir unſere Häuſer bauen, ſondern ſich der - jenigen Kräfte dabei bedient, die ſie in die kleinſten Elemente der Körper gelegt hat, und da dieſe Kräfte nur in den kleinſten Di - ſtanzen wirkſam ſind (S. 16), ſo iſt immer Flüſſigkeit nöthig, damit ſich alles finden, und an einander fügen kann. Da aber auch dieſe ſich bald verlieren oder durch ihre eigene Schwere nach den tiefſten Stellen ziehen würde, ſo müſſen dieſe flüſſigen Körper auch in elaſtiſche übergehen, d. h. in luftförmige Körper, auf die wir[daher] immer wieder in letzter Inſtanz zurück zu kommen ge - zwungen ſind.

§. 149. (Beſondere Eigenſchaften des Planetenſyſtems.) Ob - ſchon die Elemente des Planetenſyſtems, wie es ſcheint, ganz will - kührlich ſind, ſo haben ſie doch mehrere ſehr merkwürdige Eigen - heiten, die allen Bahnen gemeinſchaftlich ſind, und die daher auch eine beſondere Betrachtung verdienen.

Man bemerkt nämlich nicht ohne Verwunderung, daß ſich alle Planeten ohne Ausnahme in einer und derſelben Richtung, von Weſt nach Oſt bewegen. Auch die Satelliten gehen in der - ſelben Richtung um ihre Hauptplaneten. Ja ſelbſt die täglichen199Urſprung des Weltſyſtems.Umdrehungen dieſer Körper gehen ſämmtlich von Weſt nach Oſt. Dieß iſt in der That ſehr auffallend. Unſer Syſtem, ſo weit wir es jetzt kennen, beſteht aus eilf Planeten und achtzehn Satelliten. Von denjenigen, deren tägliche Rotation durch die Beobachtungen bereits ausgemacht iſt, kennen wir ſechs Planeten, die Sonne ſelbſt, unſern Mond, vier Monde Jupiters und einen Mond ſo wie den Ring Saturns. Dieß gibt demnach zuſammen dreiund - vierzig Bewegungen, die alle nach derſelben Seite gerichtet ſind. Gne ſo große Anzahl kann nicht gut die Folge eines bloßen Zu - fals ſeyn. Wendet man darauf die bekannten Regeln der Wahr - ſcheinlichkeit an, ſo findet man, daß man vier Billionen gegen eins wetten kann, daß dieſer auffallenden Uebereinſtimmung ſo vieler Bewegungen eine einzige gemeinſchaftliche Urſache zu Grunde liege. Eine ſo große Wahrſcheinlichkeit beſitzt aber vielleicht keine einzige aller unſerer ſogenannten hiſtoriſchen Wahrheiten. Wir ſind daher beinahe gezwungen, anzunehmen, daß irgend eine uns unbekonnte Kraft dieſe Bewegungen hervorgebracht hat.

Eine andere nicht minder auffallende Eigenſchaft unſeres Sonnenſyſtens iſt die geringe Excentricität, die wir bei allen Planetenbahnen bemerken. Die ſieben älteren haben alle ſehr nahe eine kreisförmige Bahn; von den vier neuen fügt ſich auch Ceres und Veſta demſelben Verhältniſſe, während Juno und Pallas bereits eine etwas größere, aber doch noch lange nicht eine ſo große Excentricität haben, wie die Kometenbahnen. Ueber - haupt ſind die Bahnen der Planeten und die der Kometen durch dieſe zwei Eigenſchaften weſentlich und zwar ſo ſtark von einan - der unterſchieden, daß ſelbſt der Uebergang von der einen zu der andern gänzlich vermißt wird. Von den Planeten kennt man keinen, deſſen Bewegung nicht beinahe ganz von Weſt gen Oſt gerichtet wäre. Wenn nur einer derſelben ſich z. B. nahe von Süd gen Nord oder umgekehrt bewegte, wo man ihm dann weder eine weſtliche, noch eine öſtliche Bewegung zuſchreiben könnte, ſo würde dieſer gleichſam ein Verbindungsglied, einen Ring zwi - ſchen den zwei Ketten bilden, an deren einer die Planeten, und an der andern die Kometen angereiht ſind. Aber man kennt keinen ſolchen Planeten, wohl aber mehrere Kometen, die ſich auf dieſe Weiſe, und ſehr viele, die ſich von Oſt gen Weſt bewegen. Daſ -200Urſprung des Weltſyſtems.ſelbe gilt von der Excentricität. Alle Planetenbahnen haben eine ſehr kleine Excentricität; ſelbſt die der Juno, die größte unter allen, beträgt nur den vierten Theil ihrer großen Halbaxe, wäh - rend im Gegentheile diejenige Kometenbahn, welche unter allen uns bekannten noch dem Kreiſe am nächſten liegt, die des Biela - ſchen Kometen ſchon eine Excentricität hat, die drei Viertheile ihrer halben großen Axe beträgt.

Daſſelbe gilt endlich auch von den Neigungen dieſer Ba[h]- nen gegen die Ecliptik oder vielmehr gegen den Sonnenäquat[o]r. Dieſe iſt bei allen älteren Planeten ungemein klein, und ſelbſt[b]ei den meiſten neuen noch immer gering, während im Gegent[h]eile die Neigungen der Kometenbahnen alle Grade des Halbkreiſes von bis 180° durchlaufen.

§. 150. (Laplace’s Hypotheſe.) Dieſe drei, allen Planeten zukommenden Eigenſchaften, die jährliche und tägliche Bewegung von Weſt gen Oſt, die geringe Excentricität und die ebenfalls ſehr kleine Neigung ihrer Bahnen, von denen man bisher noch keine Rechenſchaft geben konnte, ſcheinen auf eine da[s]ganze Sy - ſtem umfaſſende, gemeinſchaftliche Kraft zu deuten[,]die bei dem Entſtehen dieſes Syſtems wirkſam geweſen iſt, und aus deren Kenntniß wir vielleicht etwas Näheres über dieſe Entſtehung ſelbſt ableiten können. Dieſen Weg hat Laplace genommen, um den Urſprung des Planetenſyſtems zu erklären, und man wird bald ſehen, daß er ſeiner ſchönen und ſinnreichen Hypotheſe im Allge - meinen dieſelbe Idee, wie oben Franklin, zu Grunde legt, nur mit dem Unterſchiede, daß er ſie mit Hülfe jener drei merkwür - digen Eigenſchaften weiter entwickelt, und ihre Uebereinſtimmung mit den Beobachtungen genauer nachweist.

Welches auch die Urſache, die jene drei Erſcheinungen erzeugte, geweſen ſeyn mag, ſo muß ſie doch alle Planeten umfaßt haben, und da dieſe letzten durch ſo große Zwiſchenräume von einander getrennt ſind, ſo kann jene Urſache nur in einer, anfänglich viel - leicht bloß luftförmigen, Flüſſigkeit von ungeheurer Ausdehnung geſucht werden. Da ſie allen Planeten eine beinahe kreisförmige Bewegung, in einer und derſelben Richtung, um die Sonne ge - geben hat, ſo muß dieſe Flüſſigkeit die Sonne in Geſtalt einer Atmoſphäre umgeben haben. Dieſe Atmoſphäre der Sonne, die201Urſprung des Weltſyſtems.vielleicht urſprünglich nur eine Fortſetzung des eigenen Sonnen - körpers war, hatte alſo anfänglich, wahrſcheinlich durch die Wir - kung einer in ihr herrſchenden außerordentlichen Hitze, eine Aus - dehnung, die noch über die Bahn des Uranus herausreichte, und die ſich ſpäterhin, in Folge ihrer Abkühlung, bis auf die gegen - wärtige Gränze der Sonne zurückgezogen hat.

Damals glich alſo unſere Sonne einem jener Nebelſterne (II. S. 368), einem vielleicht nur kleinen lichten Punkte, umge - ben von einer ſphäriſchen Dunſthülle. Vor dieſer Zeit mag ſelbſt jener lichte Kern noch nicht da geweſen ſeyn, und das Ganze einem äußerſt dünnen, weit verbreiteten, chaotiſchen Nebel gegli - chen haben.

Wenn jener lichte Kern, der Embryo der künftigen Sonne, durch irgend eine Kraft, wozu ſchon die Anziehung der benach - barten Theile der Sonnenatmoſphäre hinreichend war, eine Be - wegung, eine Rotation um ſich ſelbſt hatte, ſo mußte an dieſer Rotation auch die ganze Atmoſphäre der Sonne allmählig Theil nehmen. Wenn nun die anfangs ſo große Hitze aus einzelnen Theilen oder Schichten dieſer Atmoſphäre entfloh, ſo mußte da - durch eine Trennung der Atmoſphäre in einzelnen Schichten ſtatt finden, deren Beſtandtheile ſich nach den bekannten Kepler’ſchen Geſetzen um die Sonne bewegten. War ferner irgendwo in dieſen Schichten eine dichtere Maſſe vorhanden, ſo zog dieſe nach und nach die benachbarten Theile der Schichten an ſich, und die Pla - neten entſtanden. Man ſieht, daß bei einer ſolchen Entſtehung dieſer Körper die Richtung der Bewegung derſelben um die Sonne mit derjenigen übereinſtimmen mußte, welche die Sonne ſelbſt hatte, daß alſo dadurch die gemeinſchaftliche jährliche Bewegung dieſer Planeten von Weſt gen Oſt ſehr gut erklärt wird.

Da ferner die von der Sonne entfernteren Theile eines auf dieſe Weiſe entſtandenen Planeten, wegen der Rotation des ganzen Sonnenkörpers, eine größere Geſchwindigkeit hatten, als die dem Kern näheren Theile, ſo mußte hieraus auch eine Rotation dieſer Planeten um ihre Axe, und zwar in der Richtung ihrer jährlichen Bewegung folgen, wodurch die gemeinſchaftliche Richtung der täglichen Rotation dieſer Planeten auf eine ſehr einfache Weiſe dargeſtellt wird.

202Urſprung des Weltſyſtems.

Dieſe Planeten, die aus der Verdichtung der benachbarten Theile einer Schichte der Sonnenatmoſphäre entſtanden, werden anfangs, wo die ihrem Innern zukommende Temperatur noch immer ſehr hoch geweſen ſeyn mag, einen viel größern Raum eingenommen, und ſich, wie oben die Sonnenatmoſphäre ſelbſt, durch allmählige Abkühlung zu einem dichtern Kern, mit einer eigenen Dunſthülle, ausgebildet haben, wo dann die allmähliche Abkühlung der äußerſten Schichte dieſer Planetenatmoſphäre ganz auf dieſelbe Art die Satelliten erzeugen konnte, wie die Plane - ten ſelbſt aus der Sonnenatmoſphäre erzeugt wurden.

Bei der Abſonderung der ſich allmählig abkühlenden Schich - ten von der übrigen, inneren Atmoſphäre der Sonne, mußte die Maſſe, aus welcher dieſe Schichten beſtanden, durch die Rotation der Sonne gegen den Aequator derſelben hingetrieben werden, wodurch die zweite der oben erwähnten Erſcheinungen erklärt wird, daß nämlich die Bahnen aller Planeten nur in der Nähe des Sonnenäquators getroffen werden, oder daß ihre Neigungen gegen die Ebene dieſes Aequators ſämmtlich ſehr klein ſind.

Wenn ſich die äußerſte Kugelſchaale der Sonnenatmoſphäre, in Geſtalt einer bereits mehr erkalteten, aber immer noch ſehr erwärmten Flüſſigkeit, durch die Rotation des Sonnenkörpers, auf eine für alle Theile dieſer Schichte gleichmäßige Art zu dem Aequator herabſenkt, ohne ſich in ihren einzelnen Partien zu tren - nen, und wenn auch die Conglomeration der Maſſe dieſer Schichte um ihren neuen Kern mit ungeſtörter Regelmäßigkeit vor ſich geht, ſo wird ein flüſſiger, ſpäter durch weitere Abkühlung ſich conſolidirender Ring um dieſen Kern entſtehen. Aber die Re - gelmäßigkeit, die zur Bildung eines ſolchen Rings erfordert wird, wird eine Erſcheinung dieſer Art immer ſehr ſelten machen, daher wir auch in unſerem ganzen Sonnenſyſteme nur ein einziges Beiſpiel eines ſolchen Rings, bei Saturn, haben. In den meiſten Fällen wird der Ring ſchon in den erſten Zeiten ſeiner Bildung in mehrere abgeſonderte Maſſen berſten, die dann für ſich, als die Satelliten des neuen Planeten, ihren Weg um denſelben zurücklegen.

Dieſelbe Regelmäßigkeit der Bildung der Planeten würde, wenn ſie in der That ſtatt gehabt hätte, die Planeten vollkommen in die Ebene des Sonnenäquators, und die Satelliten genau in203Urſprung des Weltſyſtems.die Ebene der Aequatoren ihrer Hauptplaneten gelegt haben, ſo wie ſie auch die Bahnen aller dieſer Körper zu vollkommenen Kreiſen gemacht haben würde. Jede kleine Störung dieſer Regelmäßigkeit wird aber Veränderungen in den Neigungen ſowohl, als auch in den Excentricitäten dieſer Bahnen hervorge - bracht haben, und es ſcheint, daß dieſe Störungen nie groß genug geweſen ſind, um das eine oder das andere dieſer beiden Elemente zu ſtark von ihrem urſprünglichen Zuſtande zu entfernen, daher wir die Neigungen ſowohl, als auch die Excentricitäten aller Planetenbahnen in ſo enge Gränzen eingeſchloſſen finden.

Nach dieſer Hypotheſe, die mit den früher (II. S. 387) mitgetheilten Erſcheinungen bei den Nebelmaſſen des Himmels ſehr wohl übereinſtimmt, befand ſich alſo die Sonne, oder wenigſtens die nächſte Umgebung, die Atmoſphäre ihres Kerns, urſprünglich in einem luftförmigen Zuſtande. Die Maſſe dieſer Atmoſphäre mag nahe den ſiebenhundertſten Theil der ganzen Sonnemmaſſe betragen haben, da die Maſſen aller Planeten und Satelliten, die aus dieſer Atmoſphäre entſtanden ſind, daſſelbe Verhältniß zur gegenwärtigen Maſſe der Sonne haben. Da dieſe Atmoſphäre in der Nähe der Sonne dichter, als an ihrer äußerſten Gränze ſeyn mußte, ſo ſollten auch die unteren Planeten (I. S. 214) eine größere Dichtigkeit haben, als die weiter von der Sonne entfern - ten, oberen Planeten, was auch in der That ſehr nahe mit den bisher über die Dichtigkeit der Planeten erhaltenen Beobachtungen zuſammentrifft.

§. 151. (Rückſicht auf die Kometen bei dieſer Hypotheſe.) Bei dieſer Darſtellung des Urſprungs unſeres Planetenſyſtems iſt, wie man ſieht, auf die Kometen keine Rückſicht genommen worden. Wenn man aber die Kometen für, den Nebelmaſſen des Himmels ähnliche Körper hält, mit denen ſie ſo vieles gemein zu haben ſcheinen, ſo kann man nicht ohne viele Wahrſcheinlichkeit anneh - men, daß dieſe kleineren Nebelmaſſen von einem Sonnenſyſteme zu dem anderen in dem Weltenraume umherirren, und daß ſie durch die Condenſation des Urnebels entſtehen, der in ſo erſtau - nenswürdiger Menge in dem Univerſum zerſtreut iſt. Aus dieſem Geſichtspunkte betrachtet wären daher die Kometen für das Son - nenſyſtem das, was die Aerolithen für unſere Erde ſind, da dieſe204Urſprung des Weltſyſtems.der Erde eben ſo fremd zu ſeyn ſcheinen, als jene der Sonne. Dieſe Kometen ſehen jenen Nebelmaſſen zuweilen ſo täuſchend ähnlich, daß man ſie oft genug mit ihnen verwechſelt hat, und daß man ſie nur durch ihre eigene Bewegung von jenen unter - ſcheiden kann. Auch zeigen ſie uns, wie ihre in den Aphelien vielleicht ſehr feſte Maſſe durch die hohe Temperatur, welcher ſie in ihren Sonnennähen ausgeſetzt ſind, ſich bis zu einer luftförmigen Dunſtwolke von einer ſo geringen Dichtigkeit verbreitet, daß man durch dieſelbe, ihres enormen Volums ungeachtet, doch noch die feinſten Sterne durchblicken ſieht. Warum ſollte ein Zuſtand, den dieſe Körper bei jedem ihrer Durchgänge durch das Perihe - lium erfahren, nicht auch einmal bei der Sonne ſelbſt zur Zeit ihrer Entſtehung möglich geweſen ſeyn?

Man kann daher annehmen, daß unſer Sonnenſyſtem an - fänglich bloß aus dem Hauptkörper, aus der Sonne ſelbſt, die aber damals einen viel größeren Raum einnahm, beſtanden habe, und daß dieſelbe von den in allen Gegenden des Weltraums zerſtreuten, ihr ſelbſt aber fremden, Kometen umkreist worden ſey. Da ſie ſonach auf ihren Bahnen der Sonne mit verſchiede - nen Geſchwindigkeiten und in verſchiedenen Richtungen begegneten, ſo mußten auch ihre Neigungen alle möglichen Lagen gegen die Ecliptik haben, wie dieß den Beobachtungen vollkommen gemäß iſt.

Nicht minder genügend wird auch dadurch die große Excentri - cität der Bahnen dieſer Kometen erklärt. Wenn ſie elliptiſch ſind, ſo müſſen ſie auch zugleich ſehr länglich ſeyn, weil ihre großen Axen wenigſtens ſo groß, als der Durchmeſſer der Sonne zu der Zeit ſeyn mußten, da dieſer Centralkörper ſelbſt noch ſo ſtark aus - gedehnt war. Viele dieſer Bahnen ſind aber auch ohne Zweifel hyperboliſch; allein da wir die Kometen nur dann ſehen können, wenn ſie der Erde, alſo auch der Sonne näher kommen, ſo wird in dieſer Nähe der hyperboliſche Bogen der Bahn, wegen der ungemeinen Größe ſeiner Axe, einem paraboliſchen immer ſehr nahe kommen, und daher leicht mit ihm verwechſelt werden können.

Dieß mag die Urſache ſeyn, warum wir noch keinen Kometen gefunden haben, deſſen Bahn ganz ſicher als eine hyperboliſche erkannt wurde, da im Gegentheile bei den meiſten derſelben205Urſprung des Weltſyſtems.die Parabel hinreicht, die Beobachtungen dieſer Himmelskörper darzuſtellen.

Einige dieſer Kometen ſind auch wohl in die Atmoſphäre der Sonne zu der Zeit geſtürzt, als dieſe noch in ihrer Bildung begriffen war. In dieſem Falle mußten ſie, in dem widerſtehenden Mittel dieſer Atmoſphäre, Spiralen beſchreiben, und entweder ſich mit dem Kern der Sonne vereinigen, oder, wenn ſie früher einem Planeten begegneten, durch ihren Stoß die Ebene der Bahn und des Aequators dieſer Planeten von der Ebene des Sonnenäqua - tors entfernen, wodurch die verſchiedenen Neigungen dieſer Bahnen und die ſchiefe Stellung ihrer Rotationsaxen erklärt werden.

Wenn aber in den von der Sonne bereits verlaſſenen Zonen ſich noch Nebelmaſſen fanden, die zu fein oder zu weit verbreitet waren, um ſich zu Planeten zu vereinigen, ſo mußten ſie in dieſer ihrer urſprünglichen Geſtalt fortfahren, als große Dunſtwolken ſich um die Sonne zu bewegen, und in dieſem Zuſtande uns alle die Erſcheinungen zeigen, die wir an dem Zodiacallichte be - merken, ohne eben die Bewegung der Planeten bedeutend zu hindern, da ihre Dichtigkeit ſo ungemein klein, und da ihre eigene Bewegung der jenen Planeten nahe gleich iſt.

§. 152. (Wahrſcheinlichkeit dieſer Hypotheſe.) Schon das Vorhergehende reicht hin, die hier aufgeſtellte Hypotheſe von dem Urſprunge unſeres Planetenſyſtems ſehr wahrſcheinlich zu machen. Zu demſelben laſſen ſich aber auch noch mehrere andere Gründe anführen. Daß unſere Erde und überhaupt alle Planeten ur - ſprünglich in einem flüſſigen Zuſtande geweſen ſind, folgt ſchon aus der Abplattung derſelben an den Polen ihrer Rotation, oder aus der beobachteten regelmäßigen Abnahme der Schwere der Erde, wenn man von dem Aequator ſich den beiden Polen nähert. Daß aber dieſer flüſſige Zuſtand der Planeten ſeinen Grund in einer anfänglichen ſehr hohen Temperatur dieſer Körper habe, iſt bereits oben (Kap. VIII) gezeigt worden, und dadurch wird es ſehr wahrſcheinlich, daß dieſer urſprüngliche Zuſtand der Himmels - körper nicht bloß ein flüſſiger, ſondern ein luftförmiger geweſen iſt.

Die genaue Uebereinſtimmung der Dauer der Revolution und Rotation bei den Satelliten unſeres Syſtems kann ebenfalls als ein Beweis der Richtigkeit jener Hypotheſe angeſehen werden. 206Urſprung des Weltſyſtems.Es iſt nämlich äußerſt unwahrſcheinlich, daß dieſe Gleichheit beider Bewegungen ſchon gleich bei dem Entſtehen dieſer Satel - liten in aller Strenge ſtatt gehabt habe. Aber wenn es auch nur beinahe beſtand, ſo mußte, wie man durch Rechnung zeigen kann, die Attraction des Hauptplaneten eine Oſcillation des Mondes um den, dem Planeten zugewendeten Halbmeſſer dieſes Mondes und zugleich, wenn anders der Satellit anfangs in einem flüſſigen Zuſtande war, eine Verlängerung dieſes Halbmeſſers erzeugen, und man ſieht, wie durch dieſe Verlänge - rung jene Oſcillationen des Mondes immer kleiner werden, und endlich ganz verſchwinden mußten, ſo daß ſich endlich jene Gleich - heit der beiden Bewegungen in aller Strenge herſtellte. Dieſe ſehr wahrſcheinliche Erklärung jenes Phänomens iſt alſo eben - falls auf jenem anfänglichen Zuſtand der Himmelskörper ge - baut, welcher unſerer Hypotheſe von der Entſtehung des ganzen Syſtems zu Grunde liegt. Auch ſieht man zugleich, daß eben dieſe Gleichheit der beiden Bewegungen bei den Satelliten aller Bildung von Ringen um dieſelben oder von ſecundären Monden hindernd entgegen treten mußte, daher auch unſere ſchärfſten Beobachtungen noch keine Erſcheinungen dieſer Art an den Sa - telliten entdecken konnten.

Die drei nächſten Monde Jupiters gewähren uns eine noch auffallendere Erſcheinung, nach welcher die mittlere Bewegung des erſten oder nächſten, mehr der zweifachen des dritten, weniger der dreifachen des zweiten dieſer Satelliten immer gleich Null iſt. (Vergl. oben S. 337.) Allein wenn man, unſerer Hypotheſe gemäß, auch dieſe Satelliten, zur Zeit ihrer Entſtehung, in einem flüſſigen Zuſtande vorausſetzt, ſo iſt es, wie die Analyſe zeigt, ſchon hinreichend, wenn jenes Verhältniß, das in ſeiner ganzen Genauigkeit außerordentlich unwahrſcheinlich und völlig uner - klärbar wäre, im Anfange auch nur beinahe ſtatt gefunden hat, wo dann die Anziehung dieſer drei Satelliten und die des Hauptplanet n ſchon hinreichend waren, dieſes urſprünglich nur genäherte Verhältniß mit der Zeit ganz genau herzuſtellen.

[207]

Kapitel XII. Dauer des Weltſyſtems.

§. 153. (Welche Art von Störungen hier betrachtet werden.) Nachdem wir in dem vorhergehenden Kapitel es gewagt haben, unſere Unterſuchungen über den Zuſtand des Sonnenſyſtems in der grauen Vorzeit auszudehnen, wollen wir nun auch unſern Blick in die ferne Zukunft richten und zuſehen, was wir da zu hoffen oder zu fürchten haben.

Wir haben in dieſem Syſteme mehrere Eigenheiten entdeckt, die uns in den Stand ſetzten, auf den Zuſtand deſſelben in einer Epoche, von welcher der Anfang unſerer Menſchengeſchichte ohne Zweifel ſehr weit entfernt iſt, wenigſtens mit einiger Wahrſchein - lichkeit zurückzuſchließen. Sollte es nicht auch einige andere Eigen - heiten dieſes Syſtems geben, die uns Mittel darbieten, den Zuſtand deſſelben in der fernen Zukunft wenigſtens ſo weit zu entſchleiern, um daraus einige Beruhigung für die fernere Dauer dieſes großen und wunderbaren Gebäudes abzuleiten? Wenn auch wir ſelbſt und alles, was mit uns auf dieſer Erde lebt, wieder zu dem Staube zurückkehren muß, von dem wir genommen ſind, und wenn wir uns willig in dieſes allen lebenden Weſen gemeinſame Loos ergeben, ſo können wir doch den Wunſch nicht unterdrücken, daß nach unſerem Abtreten von dieſem Schauplatze wieder andere Weſen, in immer fortgehender Reihe, auf derſelben208Dauer des Weltſyſtems.Bühne ſich ihres Lebens freuen, daß der Himmel, der jetzt über uns ausgeſpannt iſt, bleiben und beſtehen, und daß dieſelbe Sonne und derſelbe Mond, die uns in unſerem Leben oft ſo freundlich geleuchtet haben, auch noch die Blumen beſcheinen möge, die in der fernſten Zukunft über unſern Gräbern blühen werden.

Man ſieht ohne mein Erinnern, daß bei Unterſuchungen dieſer Art nicht von ſolchen Störungen die Rede ſeyn kann, die durch unvorherzuſehende, äußere Kräfte bewirkt werden. Vielleicht wird ein uns noch unbekannter Komet unſere Erde zertrümmern, oder in ſeinen Fluthen erſäufen, oder ſie zu Aſche verbrennen und die Trümmer derſelben mit ſich in fremde Sonnenſyſteme führen; vielleicht wird einſt dieſes ganze Syſtem, wie jener Fixſtern in der Caſſiopeia, durch irgend eine uns ebenfalls unbe - kannte Urſache in Brand gerathen und auflodern, ſo daß von allem, was uns jetzt umgibt, keine Spur mehr zu finden ſeyn wird. Solche Kataſtrophen, ſie mögen nun möglich ſeyn oder nicht, ſind nicht vorauszuſehen, und ſtehen in keinem weitern Zu - ſammenhange mit einer in der Folge der Zeiten auf natürlichem Wege nothwendigen oder vorauszuberechenden Zerſtörung, von der hier allein die Rede ſeyn kann. Daß ein Menſch vom Blitze getödtet wird, kann keinen Einfluß auf die kürzere oder längere Dauer des ganzen Geſchlechts haben. Aber daß alle Menſchen und überhaupt alle lebende Weſen immerwährenden Reibungen und Abnutzungen ihrer Körper unterworfen ſind, dieß läßt uns nur gar zu gewiß auf einen endlichen Stillſtand der ganzen Maſchine ſchließen. Und jene große, bewunderungswürdige Maſchine über uns trägt ſie auch ſolche Spuren, aus denen wir, wenn auch in der fernſten Zukunft, auf ihren Stillſtand, auf ihre Auflöſung ſchließen können?

Man ſieht, daß hier vorzüglich von den Störungen die Rede iſt, welchen die einzelnen Körper unſeres Sonnenſyſtems unterworfen ſind. Wir haben bereits oben (S. 115) geſehen, daß dieſe Störungen zweierlei Art ſind. Die periodiſchen, welche bloß den Ort des Planeten in ſeiner Bahn angehen, und die ſä - culären, welche dieſe Bahn ſelbſt mit der Zeit verändern. Die erſten können offenbar keinen Einfluß auf eine einſtige Zerſtörung209Dauer des Weltſyſtems.des Ganzen haben. Aber die zweiten? Sie könnten es, und ſie würden es auch, wenn anders dieſe Aenderungen der Bahnen mit der Zeit, alſo ohne Ende, und immer nach derſelben Rich - tung fortgingen. Allein das thun ſie nicht, wie wir bereits oben gezeigt haben. Und ſo ſcheint denn auch, von dieſer Seite wenig - ſtens, nichts zu fürchten.

§. 154. (Vorzügliche Rückſicht auf drei Elemente der Plane - tenbahnen.) Da dieſe Sache ſchon an ſich, und beſonders in Be - ziehung auf uns ſelbſt von ſo großer Wichtigkeit iſt, ſo wird es nicht unangemeſſen ſeyn, ſie etwas näher zu betrachten.

Es iſt bereits oben (I. S. 280) geſagt worden, daß jede Bahn eines Planeten oder Kometen ſechs Beſtimmungsſtücke oder Ele - mente hat, an denen man ſie erkennen und von allen andern unterſcheiden kann. Dieſe Elemente ſind: 1) die große Axe oder die Umlaufszeit; 2) die Excentricität; 3) die Neigung der Bahn; 4) die Länge des Periheliums; 5) die Länge der Knotenlinie und 6) die Epoche oder der Ort des Planeten in ſeiner Bahn zu einer gegebenen Zeit.

Es wird nicht nothwendig ſeyn, hier umſtändlich zu zeigen, daß die drei letzten der ſechs genannten Elemente in Beziehung auf die längere Fortdauer des ganzen Syſtems ganz gleichgültig und ohne allen Einfluß ſind. Ob die große Axe nach dieſer oder nach einer andern Gegend des Himmels gerichtet iſt, ob die Pla - netenbahn die Ebene der Ecliptik in dieſer oder in einer anderen Linie ſchneidet, das kann die Stabilität des Ganzen offenbar eben ſo wenig ſtören, als dieſelbe von dem Orte des Planeten in ſeiner Bahn zu irgend einer Zeit abhängig ſeyn kann.

Nicht ſo iſt es aber mit den drei erſtgenannten Elementen. Die große Axe darf durchaus gar keiner Aenderung unterworfen ſeyn, ſelbſt nicht einer periodiſchen, weil eine ſolche, der Natur der Sache nach, ſo fort in ein immerwährendes Wachſen oder Abnehmen derſelben übergehen würde, deren für das Ganze zerſtörende Folgen wir bereits oben (§. 132) näher angegeben haben. Die beiden anderen Elemente aber, die Excentricität und die Neigung der Bahn, können wohl ſolche Aenderungen leiden, aber dieſe Aenderungen müſſen in beſtimmte, wenn auch ſehr langeLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 14210Dauer des Weltſyſtems.Perioden eingeſchloſſen ſeyn, wenn ſie das Syſtem in die Länge nicht gefährden ſollen.

Nun zeigt die Analyſe, daß die Entwicklung der drei letztge - nannten Elemente aus Reihen beſteht, deren Glieder alle nur Sinus von Winkeln enthalten, die mit der Zeit fortgehen. Da aber die Sinus bekanntlich ſelbſt nur periodiſch zu - und abneh - mende Größen ſind, ſo würden auch jene drei Elemente dergleichen Größen ſeyn, wenn jene Reihe nicht noch ein Glied enthielte, das der Zeit ſelbſt proportional iſt. Vermöge dieſes letzten Gliedes können alſo jene drei Elemente ſelbſt ohne Gränzen wachſen, und ſie thun dieſes auch, doch, wie geſagt, ohne alle Gefahr für die Stabilität des ganzen Syſtems. Die drei erſten Elemente aber zeigen, wenn ſie ebenfalls in Reihen entwickelt werden, durchaus nur Glieder, welche die Coſinus jener Winkel, und kein der Zeit ſelbſt proportionales Glied enthalten, woraus man denn den Schluß gezogen hat, daß auch dieſe drei Elemente keine mit der Zeit fortgehende, ſondern nur periodiſch wiederkehrende Aenderungen erleiden können.

§. 155. (Berichtigung der vorhergehenden Betrachtung.) Allein dieſer Schluß, mit welchem man ſich lange begnügte, iſt nicht ganz richtig. Poiſſon hat zuerſt gezeigt (Conn. des tems 1830) daß es nicht genug iſt, wenn dieſe Reihen bloße Coſinus enthal - ten, damit jene Elemente nicht ohne Aufhören wachſen, oder ab - nehmen können, ſondern daß auch noch dieſe Reihen convergent ſeyn, d. h. daß ihre auf einander folgenden Glieder immer kleiner ſeyn müſſen, wenn jener auf ſie gebaute Schluß vollkommen ſtreng ſeyn ſoll.

Was nun die Reihe für die große Axe der Bahnen betrifft, ſo iſt ſie, wie man zeigen kann, immer convergent, und überdieß der Art, daß ihre Veränderung, wenn man ſtatt der in ihr ent - haltenen allgemeinen Zeichen die numeriſchen Werthe für jeden Planeten ſubſtituirt, immer gleich Null iſt, wie ſchon oben (§. 133) geſagt wurde. Von dieſer Seite, und ſie iſt die wichtigſte von allen, iſt alſo für eine Störung der Stabilität unſeres Sonnen - ſyſtems weiter nichts zu beſorgen.

Die Entwicklung für die Excentricität und die Neigungen der Bahnen aber gibt Reihen, von welchen es ſehr ſchwer iſt, mit211Dauer des Weltſyſtems.Beſtimmtheit zu ſagen, ob ſie convergiren oder nicht. Poiſſon hat jedoch gefunden, daß die Beſchaffenheit dieſer beiden Elemente auch von zwei Gleichungen abhänge, die in Beziehung auf un - ſern Gegenſtand von der größten Wichtigkeit ſind. Wenn näm - lich dieſe Gleichungen auch nur zwei reelle und gleiche, oder auch wenn ſie zwei imaginäre Wurzeln haben, ſo mögen jene Reihen immerhin convergent ſeyn: dieſe beiden Elemente können doch proportional mit der Zeit, d. h. ohne Ende wachſen, und die end - liche Zerſtörung des Syſtems würde darum nicht weniger gewiß heraufgeführt werden.

Nun hat aber ſchon früher Laplace gezeigt, daß die Wurzeln dieſer beiden Gleichungen in einem beſtimmten Falle immer reell und unter ſich ungleich ſeyn werden, und dieſer Fall tritt dann ein, wenn die Planeten alle ſich nach derſelben Richtung um die Sonne bewegen. Dieß hat aber glücklicher Weiſe in unſerem Syſteme ſtatt, wo ſich alle Planeten ohne Ausnahme von Weſt nach Oſt bewegen, und die unmittelbare Folge davon iſt, daß die Excentricitäten ſowohl, als auch die Neigungen der Bahnen dieſer Planeten nicht mehr ohne Ende wachſen, ſondern daß ſie immer nur zwiſchen zwei Gränzen, und zwar zwiſchen zwei ſehr engen Gränzen auf und nieder gehen können, und dadurch ge - ſchieht es endlich, daß die Stabilität unſeres Syſtems geſichert, und die Fortdauer deſſelben gleichſam für immerwährende Zeiten bedingt wird.

§. 156. (Merkwürdige, hieher gehörende Gleichungen.) Der - ſelbe Laplace nämlich, dem wir ſo viele ſchöne Entdeckungen in dieſen höheren Gefilden der Sternkunde verdanken, hat gefunden, daß zwiſchen den drei Elementen, von welchen hier vorzüglich die Rede iſt, und zwiſchen den Maſſen der Planeten mehrere Glei - chungen exiſtiren, deren Grund wir zwar hier nicht näher angeben können, die aber zu wichtig und zu intereſſant ſind, um ganz über - gangen zu werden.

Man denke ſich von irgend einem Planeten, z. B. von Merkur das dreifache Produkt, deſſen Faktoren die Maſſe dieſer Planeten, das Quadrat ſeiner Excentricität, und die Quadratwurzel ſeiner großen Axe ſind. Nennt man dieſes Produkt für Merkur a, für Venus a', für die Erde a' 'u. ſ. w., ſo zeigen jene höheren Rech -14 *212Dauer des Weltſyſtems.nungen, daß die Summe aller dieſer Größen a, a', a' '.. für alle Zeiten eine conſtante oder unveränderliche Größe ſeyn müſſe. Nun iſt die Maſſe eines jeden Planeten, wenn man die Sonnen - maſſe als Einheit annimmt, ſo wie auch das Quadrat der Excen - tricität, wenn man die halbe große Axe der Bahn als Einheit vorausſetzt, den Beobachtungen gemäß, bei allen Planeten eine ſehr kleine Größe, alſo muß auch die Größe a, a', a'' .. und daher auch jene Conſtante, wenigſtens bei dem gegenwärtigen Zu - ſtande unſers Planetenſyſtems, eine ſehr kleine Größe ſeyn. Allein da dieſe Conſtante, wie geſagt, eine für alle Zeiten unveränderliche, alſo auch immer nur eine ſehr geringe Größe iſt, ſo müſſen auch die einzelnen Glieder a, a', a' '.. jener Summe immer nur ſehr klein ſeyn. Dieſe Glieder beſtehen aber aus den Maſſen und den halben Axen der Bahnen, die, wie bereits bekannt, immer dieſel - ben bleiben, und endlich aus den Excentricitäten dieſer Bahnen, welche letztere daher ebenfalls immer ſehr klein bleiben müſſen, weil die Glieder a, a', a'' .. wie wir geſehen haben, nur ſehr kleine Werthe haben können.

In der That, wenn auch nur ein einziges dieſer Glieder a, a', a' '.. mit der Zeit ſehr groß werden könnte, d. h. alſo, wenn nur eine einzige Excentricität unſeres Sonnenſyſtems ohne Ende wachſen könnte, ſo würde dadurch jene Summe, oder, was daſſelbe iſt, jene Conſtante ſelbſt unendlich groß werden. Allein ſie iſt jetzt, wie die Beobachtungen zeigen, ſehr klein, und muß daher, da ſie eine Conſtante iſt, immer ſehr klein bleiben, alſo kann auch nicht eine einzige jener Excentricitäten über alle Gränzen hinaus wachſen, und alle müſſen vielmehr immer zwiſchen zwei engen Werthen, über welche ſie ſich nie entfernen können, einge - ſchloſſen bleiben, vorausgeſetzt nämlich, daß alle jene Glieder a, a', a'' poſitive Größen ſind. Wenn auch nur eines derſelben einen negativen Werth erhielte, ſo würden die obigen Schlüſſe offenbar nicht mehr angewendet werden können; denn dann könnten zwei dieſer Glieder ohne Anſtand in’s Unendliche zunehmen, und ihre Summe doch noch eine ſehr kleine Größe bleiben, wenn nämlich das eine dieſer Glieder poſitiv, und das andere negativ wäre. Allein dieſer Fall kann in unſerem Plane - tenſyſtem nie eintreten. Und warum nicht? Aus dem bereits213Dauer des Weltſyſtems.oben angegebenen Grunde, weil nämlich die Bewegungen aller Planeten durchaus nach derſelben Richtung vor ſich geben. In dieſem Falle muß man nämlich von den beiden Zeichen, die jeder Quadratwurzel, alſo auch der oben erwähnten Wurzel der großen Axe eigen ſind, in allen Gliedern a, a', a' '.. immer daſſelbe Zeichen nehmen, ſo daß die poſitiven Werthe dieſer Größen ge - nommen werden müſſen, wenn die Planeten von Weſt nach Oſt, und die negativen, wenn ſie von Oſt nach Weſt gehen. Da nun in unſerem Sonnenſyſteme alle Planeten von Weſt nach Oſt ſich um die Sonne bewegen, und da überdieß die Maſſen derſelben, ſo wie die Quadrate der Excentricitäten ihrer Bahnen, ſchon an ſich poſitive Größen ſind, ſo ſind auch alle jene Glieder a, a', a'' .. ſelbſt poſitiv, und der angeführte Schluß, daß dieſe Excentricitäten für immerwährende Zeiten nur kleine Größen bleiben müſſen oder nie über beſtimmte Gränzen hinauswachſen können, iſt daher hier in ſeiner ganzen Stärke anwendbar.

Einen ganz ähnlichen Ausdruck erhält man auch für die Nei - gungen der Bahnen gegen die Ecliptik. Nennt man nämlich wieder b das dreifache Produkt der Maſſe eines Planeten in das Quadrat der Tangente der Neigung, und in die Quadratwurzel der großen Axe der Bahn, und bezeichnet man für einen zweiten Plane - ten daſſelbe Produkt durch b', für einen dritten durch b' 'u. ſ. w., ſo zeigt die Analyſe, daß die Summe der Größen b, b', b'' .. in unſerm Syſteme eine für alle Zeiten unveränderliche Größe iſt. Dieſe Größe iſt aber jetzt, den Beobachtungen gemäß, ſehr klein, alſo muß ſie auch immerfort ſehr klein bleiben, und zwar aus derſelben Urſache, weil die Größen b, b', b' '.. alle poſitiv, oder, mit andern Worten, weil die Bewegungen der Planeten alle nach derſelben Seite gerichtet ſind.

§. 157. (Folgerungen aus dem Vorhergehenden.) Wir ſehen daher, daß vermöge einer ſehr einfachen Einrichtung unſeres Sonnenſyſtems die großen Axen der Bahnen ganz unveränderlich ſind, und daß die Excentricitäten und die Neigungen derſelben ſich zwar ändern, aber daß auch dieſe Aenderungen in beſtimmte, meiſtens ſehr enge Gränzen eingeſchloſſen ſind, welche dieſe beiden Größen nie überſchreiten können. Da aber die Beſtändigkeit dieſer drei Elemente es vorzüglich iſt, von welcher die Erhaltung unſers214Dauer des Weltſyſtems.Syſtems und die ungeſtörte Ordnung deſſelben für die Folgezeit abhängt, ſo dürfen wir daraus den Schluß ziehen, daß es bei der Entſtehung dieſes Syſtems in der Abſicht der Natur lag, ihm dieſe Erhaltung zu ſichern, und demſelben das Siegel einer immer - währenden Dauer aufzudrücken. Dieſen Zweck hat ſie vorzüglich durch zwei, auf den erſten Blick nur geringfügig ſcheinende Mittel erreicht, indem ſie nämlich für die großen Axen, oder was daſſelbe iſt, für die Umlaufszeiten dieſer Planeten keine andere, als irra - tionale Zahlen (§. 134) gewählt hat, wodurch ſie die Unverän - derlichkeit der großen Axe, dieſes für die Stabilität des Ganzen wichtigſten Elementes (§. 132) ſicherte, und indem ſie die Bewe - gungen der Planeten ſo eingerichtet hat, daß ſie ſich alle nach derſelben Seite um die Sonne bewegen.

§. 158. (Andere Gründe für die Stabilität des Sonnenſyſtems.) Eine andere ſchon der geringſten Aufmerkſamkeit auffallende Ein - richtung des Planetenſyſtems ſcheint denſelben Zweck zu haben. Der ganze Sonnenſtaat iſt, wie ſchon früher bemerkt wurde, nicht nur in ſeinem Ganzen, ſondern ſelbſt in den einzelnen Theilen deſſelben weſentlich monarchiſch geordnet. Die Sonne, der Mit - telpunkt der Bewegungen der Planeten, überwiegt alle dieſe Pla - neten zuſammen genommen an Maſſe, d. h. an eigener intenſiver Stärke mehr als ſiebenhundertmal, und eine ähnliche Präponde - ranz bemerken wir auch bei allen Hauptplaneten in Beziehung auf ihre Satelliten. Die Maſſe der Erde iſt 70mal größer als die des Mondes, und die Maſſe Jupiters übertrifft die aller ſeiner vier Monde ſogar gegen 6000mal. Die daraus folgenden mäch - tigen Anziehungen der Sonne auf die Planeten, und der Haupt - planeten auf ihre Satelliten laſſen keine ſo beträchtliche Stö - rungen in dieſem Staate aufkommen, von denen man eine Zer - rüttung oder auch nur eine größere Unordnung des Ganzen beſorgen könnte. Wenn z. B. Jupiter plötzlich aus dieſem Syſteme aus - geſchieden würde, ſo würden wir ſeine Monde, die wir jetzt in ſo ſchöner Ordnung um ihn gehen ſehen, ſich ſofort in dem Raume zerſtreuen, und den einen in Ellipſen um die Sonne gehen, den andern aber in hyperboliſchen Bahnen ſich von derſelben entfernen ſehen. Aber das Daſeyn mächtiger, alle andern ſo weit über - wiegender Kräfte iſt ein weſentlicher Schutz für ein Syſtem, das215Dauer des Weltſyſtems.in allen ſeinen Theilen beiſammen bleiben, und in der Regel - mäßigkeit ſeiner Bewegungen nicht weſentlich geſtört werden ſoll.

§. 159. (Gründe für die Erhaltung der Erde.) Selbſt auf unſerer Erde bemerken wir ähnliche Spuren dieſer Abſicht der Natur, ihren Werken Beſtand und Dauer zu geben. Dahin ge - hört vorzüglich die bereits oben (§. 123) betrachtete Stabilität der Pole auf der Oberfläche der Erde, und das durch die Beobach - tungen ſo vieler Jahrtauſende beſtätigte Gleichgewicht der Meere, die einen ſo großen Theil dieſer Erde bedecken. Dieſe beiden Erſcheinungen, die zur Erhaltung organiſcher Weſen unumgänglich nothwendig ſind, können als ein einfaches Reſultat der Rotation der Erde verbunden mit der allgemeinen Schwere aller Körper betrachtet werden. Denn durch jene Rotation wurde die Erde an ihren Polen abgeplattet, und durch dieſe Abplattung iſt die Rotationsaxe der Erde eine freie (§. 126) und invariable Axe derſelben geworden. Durch die Wirkung der allgemeinen Schwere aber mußte die Erdmaſſe gegen ihren Mittelpunkt viel dichter werden, als in der Nähe ihrer Oberfläche, ſo daß jetzt die mitt - lere Dichte der ganzen Erde die des Meerwaſſers weit übertrifft, was allein ſchon hinreicht, dieſe Meere ſelbſt in ſtetem Gleichge - wichte zu erhalten, und der Wuth ihrer Fluthen einen Zügel an - zulegen.

Nach allen dieſen Beobachtungen ſcheint es daher, daß der Urheber der Natur es abſichtlich ſo eingerichtet habe, daß die Dauer ſeines ſchönen und großen Werkes geſichert bleibe, und daß er in ſeiner Anlage zu dem Sonnenſyſtem von denſelben An - ſichten ausgegangen iſt, die er auf der Erde, zur Erhaltung ihrer ſelbſt ſowohl als der auf ihr lebenden Geſchöpfe beobachtet hat.

§. 160. (Nothwendige Beſchränkung der durch die vorherge - henden Betrachtungen erhaltenen Reſultate.) Wenn aber dieſe be - wunderungswürdigen Einrichtungen der Natur uns über die weitere Dauer ihres Werkes vollkommen beruhigen können, und wenn, wie wir geſehen haben, wenigſtens das Innere dieſes Sy - ſtems keine Spur von einer künftigen Zerſtörung an ſich trägt, ſo iſt doch eine auch noch ſo lange keine ewige Dauer. Wir können uns nicht vermeſſen, die innere Einrichtung des Weltalls, und noch weniger die Abſicht ihres erhabenen Gründers, auch nur216Dauer des Weltſyſtems.mit einiger Vollſtändigkeit zu erforſchen. Auch kann, was innere Kräfte nicht vermögen, dereinſt von äußern herbeigeführt werden. Endlich, wenn die vorhergehenden Betrachtungen auf eine Abſicht der Natur, ihr Werk zu erhalten, deuten, wie viele andere Er - ſcheinungen ließen ſich dagegen aufführen, die dieſen unſeren Wün - ſchen und Hoffnungen widerſprechen.

Wir ſehen, daß allen Dingen dieſer Erde nur eine, oft ſehr kurze Periode ihres Daſeyns angewieſen iſt, nach welcher ſie alle verſchwinden, und, wenigſtens in dieſer Geſtalt, nicht mehr wieder kommen. Jeder kommende Winter zerſtört die ſchönen Gebilde unſerer Fluren. Zahlreiche Familien und ganze Geſchlechter von Thieren ſind bis auf die letzten Reſte derſelben verſchwunden, und ſelbſt ganze Völkerſchaften, weltbeherrſchende Nationen ziehen vor uns vorüber wie die Bilder eines Schattenſpieles an der Wand, und Alles, Alles was uns hier unten umgibt, wird von dem Strome der Zeit fortgeriſſen, und eilt unaufhaltſam ſeinem Endzuſtande der Auflöſung und Zerſtörung entgegen. Die Erde, die wir betreten, iſt mit den Ruinen der Vorzeit und mit dem Staube von Pflanzen und Thieren bedeckt, und es wird eine Zeit kom - men, wo man über die Pyramiden, wie jetzt über Karthago, hin - gehen wird, ohne eine Spur derſelben zu erblicken.

Von dieſem, wie es ſcheint, nicht minder allgemeinen Geſetze der Natur, deren zerſtörende Wirkungen uns von allen Seiten in der Nähe umgeben ſoll davon dieſe Erde ſelbſt und der über ſie ausgeſpannte Himmel eine Ausnahme machen? Welches Recht hätten ſie zu ſolchen Anſprüchen? Oder welches Recht haben wir, ſelbſt nur von geſtern her, und morgen ſchon nicht mehr, die ewige Exiſtenz dieſes unſeres Wohnortes zu fordern? Haben wir nicht Sterne am Himmel verſchwinden, und ganze Sonnenſyſteme daſelbſt auflodern ſehen? Welche ſchreckliche Schau - ſpiele, gegen die unſere Waſſerfluthen und Erdbeben, gegen die der Tod von Tauſenden in einer wüthenden Schlacht nur als Poſſenſpiele erſcheinen. Der Untergang einer Sonne mit allen ihren Planeten und Kometen! Dieß erregt unſer Entſetzen. Aber der bloß uns ſo groß erſcheinende Unfall kann keine Ausnahme von einem allgemeinen Naturgeſetze begründen. Er ſcheint uns nur groß, weil wir ſelbſt ſo klein ſind. Dort oben wird mit einem217Dauer des Weltſyſtems.Maaße gemeſſen, gegen welches unſere größten noch viel zu klein ſind, und unſer ganzes Planetenſyſtem, ſo ungeheuer es uns er - ſcheint, iſt doch nur ein unmerklicher Punkt des Ganzen.

Wenn daher dieſe, gegen das ganze Sonnenſyſtem ſo viel kleinere Erde, gleich den Früchten ihrer Fluren, auch allmählig ihrer Beſtimmung entgegen reift und altert, wenn ſie vielleicht von denſelben Kräften, die ſie erzeugt, und ſo lange erhalten haben, auch einmal wieder zerſtört werden ſollte wollen wir uns auflehnen gegen das ewige Geſetz der Natur? Sind wir denn nicht uns ſelbſt und alles das Unſrige, dieſe Erde ſelbſt nicht ausgenommen, den Elementen ſchuldig? Wenn dieſe nun wieder aufwachen und das ihrige zurückfordern; wenn Feuer und Waſſer und Winde, die unſere Erde bewohnbar und fruchtbar ge - macht haben, in ihrem Laufe fortſchreiten, und ſie auch wieder zu zerſtören beginnen; wenn dieſe Sonne, die uns ſo lange er - leuchtete und erwärmte, die alles Lebende ſo viele Jahrtauſende auferzog und an goldenen Seilen um ihr erfreuendes Antlitz lenkte, wenn ſie die alternde Kraft der Erde, die ſich nicht mehr zu er - halten vermag, nun endlich wieder herab zieht in ihren brennenden Schooß ja wenn ſie ſelbſt, die Königin unſerer Tage, wenn ſie ihre Zeit gelebt und ihre Beſtimmung erfüllt hat, wenn endlich ſie ſelbſt erliſcht und verſchwindet aus der Reihe der erſchaffenen Weſen ſo entſetzlich dieß auch uns ſcheinen mag was ge - ſchähe dann anders, als was nach dem ewigen Geſetze der Natur geſchehen muß?

Denn überall, wo wir in dem Weltraume Entſtehen, Wachs - thum und Zunahme bemerken, da muß auch Abnahme und Tod ſeyn, und wo immer im Wechſel der Dinge Fortgang iſt, da iſt auch Untergang, ſcheinbarer Untergang wenigſtens, Ab - wechslung von Geſtalten und Formen. Alles, was Körper, das heißt, was ſterblich iſt, eilt ſeiner Auflöſung entgegen, und kann von keiner Kraft davon zurück gehalten werden. Und wie auf den Gipfeln unſerer Berge, und in den Abgründen der Erde die Verſteinerungen und Ueberreſte der Pflanzen und Thiere einer längſt verſchwundenen Vorwelt zerſtreut liegen, ſo werden auch einſt die morſchen Trümmer des großen, himmliſchen Baues über uns, in dem Weltenraume zerſtreut werden. Dieſe Sonne, dieſe Sterne218Dauer des Weltſyſtems.werden erlöſchen, und von ihnen wird dort oben, wie von den Denk - mälern der Vorzeit hier unten auf unſerer Erde keine Spur mehr ſeyn. Auch dieſe Blumen des Himmels werden verblühen und abfallen, wie welke Blätter, mit denen die Winde ſpielen, und dieſelbe Welle, die ſie ſo lange getragen hat, wird ſie dereinſt auch her - abziehen in die Tiefe des Weltmeers, in den Abgrund der ewigen Nacht. Nur Einer, den kein Name nennt, Einer nur wird bleiben hoch über dem Ocean der Welten, der zu den Füßen ſeines Thrones rauſcht, und deſſen Wogen immer wechſelnd vor ihm auf und nieder ziehen, während Er allein unwandelbar und ewig bleibt.

[219]

Zweiter Abſchnitt. Beobachtende Aſtronomie oder Beſchreibung und Gebrauch der aſtronomiſchen Inſtrumente.

[220][221]

§. 1. (Ueber die Mittel und die unvermeidlichen Fehler der Beobachtungen.) Wir haben bisher das Vorzüglichſte von Dem - jenigen angezeigt, was uns die Aſtronomen von den Körpern des Himmels und von den Bewegungen derſelben kennen gelehrt haben, und unſere Leſer werden, wie wir glauben, oft genug Ge - legenheit gehabt haben, ſich über die Genauigkeit jener Angaben von Gegenſtänden zu verwundern, die ſo ungemein weit von uns entfernt ſind, daß ſie ſich unſeren Unterſuchungen beinahe ganz zu entziehen ſcheinen. In der That kennen wir von den meiſten Dingen, die uns in unſerer nächſten Nähe umgeben, ihren gegen - wärtigen Standpunkt und die Veränderungen, welche mit ihnen vorgegangen ſind und in der Folge noch vorgehen werden, viel weniger, als uns die Orte der himmliſchen Körper, und ihre Be - wegungen in der Vor - und Folgezeit bekannt geworden ſind. Die Aſtronomen pflegen die Orte der Geſtirne am Himmel mit der Genauigkeit von einer Sekunde anzugeben. Allein ein gewöhn - liches Menſchenhaar bedeckt mit ſeiner Dicke, wenn es in der Entfernung von dem Auge gehalten wird, wo es am reinſten und dunkelſten erſcheint, ſchon 15 bis 20 Sekunden am Himmel, ſo daß man alſo jene Orte der Geſtirne an der Sphäre des Himmels mit einer Schärfe angeben kann, welche die Dicke eines ſolchen Haares weit übertrifft. Eben ſo haben wir geſehen, daß man die Entfernung des Mondes und mehrerer Planeten von der Erde, ſo ſchwierig dieſelbe auch anfangs zu beſtimmen ſchien, im Ver - hältniſſe zu der Größe dieſer Entfernungen, genauer angeben kann, als man dieß bei den meiſten größeren Städten der Erde, ſelbſt unſeres Welttheiles, zu thun im Stande iſt (I. S. 154). Die Finſterniſſe der Sonne und des Mondes, die man mit derſelben222Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Leichtigkeit und Sicherheit für das nächſte Jahr, als für irgend ein anderes der nächſt vorhergegangenen oder der nächſtfolgenden Jahrhunderte berechnen kann, und die, wie jeder Kalender be - zeugt, auf das genaueſte zutreffen ſind nicht ſie allein ſchon ein hinreichender Beweis von der in der That bewunderungs - würdigen Schärfe, mit welcher die Aſtronomen die Bewegungen und alle die mannigfaltigen Veränderungen kennen müſſen, welche mit dieſen beiden Geſtirnen in der Folge der Zeiten vorgehen? Gränzt es nicht an das Unglaubliche, wenn uns die ferne Wie - derkunft von Kometen vorausgeſagt wird, die nur wenige Wochen in unſerer Nähe ſichtbar waren, und die dann, in ihren wei - ten Bahnen jenſeits unſeres Planetenſyſtems volle ſiebenzig und mehr Jahre unſeren Blicken unſichtbar, die fernſten Räume des Himmels durchwandern, bis ſie endlich wieder, nach ihren langen Reiſen, zu uns hernieder ſteigen, um ſich zum zweitenmale unſeren erſtaunten Augen zu zeigen? Und doch haben die Aſtro - nomen dieſe Wiederkehr der Kometen vorher zu ſagen gewagt, und mit Glück gewagt. Sie ſind, folgſam dem Rufe, an dem be - ſtimmten Tage zu uns herab gekommen, und ſie werden, ſo lange ſie denſelben Geſetzen gehorchen, auch in der Folge der Zeiten wieder kommen, und zwar auf derſelben Straße wieder kommen, welche ihnen die Aſtronomen durch ihre Berechnungen vorzeich - nen. Und was ſoll man endlich von denjenigen nicht minder gewiſſen Vorherbeſtimmungen ſagen, mit welchen uns die Geſtalt und die gegenſeitige Lage der Planetenbahnen, eine Folge ihrer Störungen unter einander, verkündet wird, Veränderungen, die zu einer Zeit ſtatt gehabt haben, die dem Anfange unſerer Men - ſchengeſchichte weit vorhergeht, oder die, erſt nach neuen Jahr - tauſenden, unſere ſpäten Enkel ſehen, und durch eigene Anſchauung beſtätiget finden werden?

Aber wie iſt man zu allen dieſen Kenntniſſen gekommen? Wie iſt es dem menſchlichen Geiſte möglich geworden, ſich bis zu dieſer Höhe zu erheben, und in dieſer Wiſſenſchaft, der ſchwer - ſten unter allen, eine Genauigkeit zu erreichen, die ihm, in beinahe allen andern, für immer verſagt zu ſeyn ſcheint? Welches ſind die Mittel, deren er ſich bediente? Welches ſind die In - ſtrumente, und welcher Art iſt ihr Gebrauch, um damit223Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.dieſen Zweck, dieſe in allen andern Wiſſenſchaften unübertroffene Schärfe in ihren Beobachtungen zu erreichen? Denn auf Beob - achtungen muß am Ende alles beruhen, und von ihnen alles ausgehen, was uns zur Kenntniß der Dinge außer uns, was uns zur Kenntniß der Natur führen ſoll.

Es wird nicht unintereſſant, ja es wird nothwendig ſeyn, dieſe Inſtrumente und die Art ihres Gebrauches kennen zu lernen, weil es nur dadurch möglich wird, die Wahrheit der Theorien, welche auf den mit dieſen Inſtrumenten gemachten Beobachtungen erbaut wurden, zu erkennen, und den Grad der Verläßlich - keit zu beurtheilen, der ihnen zukömmt. In der That iſt wohl jede unſerer Beobachtungen, welcher Art ſie auch ſeyn mag, wie überhaupt jedes Menſchenwerk, Fehlern unterworfen; dieſe Fehler mögen ihre Quelle in der Beſchränktheit unſeres Geiſtes oder unſerer Aufmerkſamkeit, in der Unvollkommenheit unſerer eigenen Sinne oder auch derjenigen Werkzeuge haben, deren wir uns bei dieſen Beobachtungen bedienen. Was uns, bei dieſer Lage der Dinge, übrig bleibt, iſt nur, zuzuſehen, daß dieſe, an ſich unver - meidlichen Fehler ſo klein werden, als es unter dieſen Umſtänden eben ſeyn kann, und daß wir uns von dem größtmöglichen Fehler, den wir bei jeder beſtimmten Beobachtung und unter jeden gege - benen Verhältniſſen noch begehen können, eine deutliche Rechen - ſchaft zu geben wiſſen. Denn nur dann ſind wir mit Beſtimmt - heit anzugeben im Stande, ob eine aus unſeren Beobachtungen abgeleitete Hypotheſe oder eine darauf erbaute Theorie mit den Erſcheinungen der Natur, welche wir dadurch darſtellen oder er - klären wollen, ſo weit übereinſtimmt, daß wir ſie als ein wahres Geſetz der Natur betrachten dürfen.

Wir werden uns daher in dem Folgenden mit der Beſchrei - bung der vorzüglichſten aſtronomiſchen Inſtrumente, und mit der Art, ſie zu gebrauchen, beſchäftigen, um dadurch die Leſer in den Stand zu ſetzen, die Mittel, welche man bei jenen Beobachtungen anwendet, näher kennen zu lernen, und ſich von der hohen Ge - nauigkeit, welche man dabei erreichen kann, gleichſam durch eigene Anſicht zu überzeugen.

§. 2. (Schwierigkeit der Verfertigung genauer Inſtrumente.) Unter allen unſern mechaniſchen Künſtlern haben es die Verfertiger224Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.der aſtronomiſchen Inſtrumente wohl am weiteſten gebracht, und die Genauigkeit, mit welcher in unſeren Tagen dieſe Inſtrumente gearbeitet werden, kömmt der zum Sprüchworte gewordenen geo - metriſchen Schärfe am nächſten. Wer mit dem Zwecke, um den es ſich hier handelt, nicht näher bekannt iſt, mag es wohl für etwas ſehr Leichtes halten, auf der Drehbank ein Stück Metall kreisförmig abzudrehen, und die Peripherie deſſelben in 360 gleiche und jeden dieſer Intervalle wieder in eine Anzahl kleinerer, unter ſich ebenfalls gleicher Intervalle einzutheilen, dann das Ganze in ſeinem Mittelpunkte aufzuſtellen, und in irgend einer geforderten Lage zu befeſtigen. Allein die praktiſche Ausführung dieſer Auf - gaben gehört zu den ſchwierigſten der geſammten Mechanik, wie ſich ſchon daraus ſchließen läßt, daß man, aller Bemühungen und ſelbſt aller von Monarchen darauf verwendeten Koſten ungeachtet, doch erſt in der zweiten Hälfte des vergangenen achtzehnten Jahr - hunderts dahin gekommen iſt, ſich dieſer Auflöſung ſo weit zu nähern, als es das Bedürfniß der Wiſſenſchaft in dieſer Zeit er - forderte. Die Alten, ſowohl die Griechen in der alexandriniſchen Schule, als auch die Araber, ſo viel Fleiß und Mühe ſie auch auf ihre oft ſehr großen und koſtbaren Inſtrumente verwendet hatten, konnten doch Fehler von fünf und oft ſelbſt von zehn Minuten in ihren Beobachtungen nicht vermeiden, und ſie mußten mit dieſen Fehlern zufrieden ſeyn, da ſie, mit unbewaffneten Augen, am Himmel eben nicht mehr oder nicht genauer ſehen konnten, als an ihren Inſtrumenten. Was würde es ihnen ge - nützt haben, an den letzten ſelbſt die einzelnen Sekunden noch mit Genauigkeit zu leſen, während ſie am Himmel Winkel von mehreren Minuten nicht mehr unterſcheiden konnten.

Allein dieß änderte ſich, ſobald das Fernrohr und das mit ihm ſo nahe verwandte Mikroſcop erfunden war, und ſobald man auf die glückliche Idee gerieth, dieſe beiden wunderbaren optiſchen Werkzeuge mit den aſtronomiſchen Inſtrumenten in eine unmittelbare Verbindung zu bringen. Dieſe Erfindung, vielleicht die ſchönſte und nützlichſte, deren der menſchliche Geiſt ſich rühmen kann, erweiterte unſere Kenntniß der ſichtbaren Welt, zu beiden Gränzen derſelben, beinahe in’s Unendliche, und brachte Gegen - ſtände, die uns zuvor durch ihre zu große Entfernung, oder durch225Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.ihre Kleinheit für immer unſichtbar geblieben wären, in den Be - reich unſerer Sinne, und dadurch in den Kreis unſerer Beobach - tungen. Beſonders aber war es in der Aſtronomie, daß dieſe Erfindung eine für alle Zeiten merkwürdige Epoche conſtituirte. Fortan konnte man an dem geſtirnten Himmel, durch Hülfe des Fernrohrs, die den Alten ganz unmerkbaren Winkel von einer, oder doch von einigen wenigen Sekunden deutlich unterſcheiden, während man zugleich, durch das Mikroſcop, auf der Oberfläche der aſtronomiſchen Inſtrumente dieſelben kleinen Winkel klar zu erkennen vermochte. Jetzt drängte ſich daher auch das Bedürfniß auf, dieſe Inſtrumente ſo einzurichten, ſie ſo genau einzutheilen, daß man auf ihnen dieſe kleinen, früher ganz unkennbaren Winkel auch mit Sicherheit zu meſſen im Stande ſeyn könnte. Jeder Fehler in dieſer Eintheilung, jede Unvollkommenheit in der Aus - arbeitung dieſer Inſtrumente, auch jene kleinen, welche unſere Vorgänger mit Recht übergehen konnten, und ſogar, da ſie die - ſelben nicht weiter bemerken konnten, übergehen mußten, wurden jetzt fühlbar und wirkten ſtörend auf die Beobachtungen ein. Die geringſte Unſicherheit der Hand des Künſtlers, der dieſe Inſtru - mente verfertigen ſollte, jede noch ſo kleine Unvollkommenheit ſeiner Werkzeuge, deren er ſich zur Verfertigung jener Inſtrumente bediente, konnte die letzten ſchon unbrauchbar machen, da ſie mit jener Genauigkeit, welche uns, bei dem vorgerückten Zuſtande der Wiſſenſchaft, das Fernrohr an dem geſtirnten Himmel ge - währte, nicht mehr gleichen Schritt halten konnte. Dazu kamen noch die ungleiche Ausdehnung jener metalliſchen Maſſen durch Veränderungen der Temperatur, die unvermeidliche Biegung der einzelnen Theile dieſer Inſtrumente durch ihr eigenes Gewicht und mehrere andere Rückſichten und Fehlerquellen, die jetzt den prak - tiſchen Aſtronomen plagen, und von denen ihre Vorgänger nicht einmal eine Ahnung hatten.

Es wird der Mühe werth ſeyn, die erſte dieſer Fehlerquel - len, die Eintheilung der aſtronomiſchen Kreiſe etwas näher zu betrachten. Wenn die Peripherie eines Kreiſes in einzelne Sekunden getheilt werden ſollte, ſo müßte ſie 1296000 feine Striche oder Punkte erhalten, deren Abſtände unter einander alle gleich groß ſind. In jedem Kreiſe beträgt aber eine Sekunde derLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 15226Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Peripherie deſſelben nur 0,000004848 ſeines Halbmeſſers, oder jeder Abſtand zwiſchen zwei nächſten jener Punkte iſt nur der 206200ſte Theil ſeines Halbmeſſers. Bei einem Kreiſe von drei Fuß (432 Linien) im Durchmeſſer, und größere hat Reichenbach, der größte deutſche Mechaniker, aus guten Gründen nie verfertiget, nimmt eine Minute der Peripherie nur mehr in ihre Länge 0,063 oder nahe 1 / 16 einer Linie ein, alſo eine Größe, die man mit freien Augen nicht mehr gut unterſcheiden, und die man ohne Mikroſcop nicht mehr mit Sicherheit auftragen kann. Aber ein Fehler von einer ganzen Minute iſt ſchon ſo groß, daß er, bei dem gegenwärtigen Zuſtande der praktiſchen Aſtronomie durchaus nicht mehr zugelaſſen werden darf. Mit den beſſeren, jetzt ge - bräuchlichen Inſtrumenten pflegt man die einzelne Sekunde noch anzugeben. Bei einem Kreiſe von drei Fuß im Durchmeſſer be - trägt aber eine Sekunde nur 0,00105 Linie, alſo nahe nur den tauſendſten Theil einer Linie. Eine ſo geringe Größe kann man aber nur mit ſehr ſtarken Mikroſcopen unſern Augen ſichtbar machen. Welche Aufgabe iſt es daher, auf der Peripherie eines ſolchen Kreiſes dreihundert und ſechszig feine Striche oder Punkte ſo anzubringen, daß keiner von ihnen um den tauſendſten Theil einer Linie verſetzt, oder außer dem genau für ihn beſtimmten Orte ſteht, nichts zu ſagen von den 3600 anderen Strichen, die zwiſchen je zweien der erſten in den Diſtanzen von dem tauſendſten Theile einer Linie eingeſchaltet werden ſollen, um dadurch die einzelnen Sekunden des Kreiſes anzuzeigen. Ein ſolches Kunſt - werk, das den hier aufgeſtellten Forderungen genau entſpricht, iſt wohl noch nie aus der Hand eines Menſchen hervorgegangen, und wird auch in aller Folgezeit für ſo gut, als ganz unmöglich gehalten werden können. Auch würde ein ſolches Inſtrument, wenn es durch irgend einen glücklichen Zufall einmal entſtünde, ſeiner Natur nach auf keine Dauer Anſpruch machen, und ſchon in den nächſten Augenblicken nicht mehr ſeyn, was es, im Zu - ſtande ſeiner größten Vollkommenheit, geweſen iſt. Die immer wechſelnden Aenderungen der Temperatur der Luft, welche dieſe Inſtrumente umgeben, werden in der Lage und Geſtalt ſeiner Theile nicht bloß vorübergehende, und ſich wieder herſtellende, ſondern ſelbſt conſtante und bleibende Verziehungen derjenigen227Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Metalle hervorbringen, aus welchen allein dieſe Inſtrumente ver - fertiget werden können. Auch wird, wie bereits erwähnt, das eigene Gewicht dieſer Theile Biegungen und Krümmungen erzeu - gen, die weder durch den ſymmetriſchen Bau des Inſtruments, noch durch Gegengewichte vermieden werden können, ſo ſorgfältig auch jener ausgeführt, ſo ſinnreich auch dieſe angebracht ſeyn mögen. Ja ſelbſt wenn es möglich wäre, auch dieſe Uebel zu vermeiden oder durch Vorſicht zu umgehen und unſchädlich zu machen, welche Mittel haben wir, dieſe Kreiſe an ihrer Säule zu befeſtigen, oder um ihre Axe zu bewegen, ohne Anwendung einer äußeren Kraft, d. h. ohne die einzelnen Theile des Inſtrumen - tes, wenn auch noch ſo vorſichtig, doch immer mit einer gewiſſen Kraft zu preſſen und zu ziehen, wodurch die Geſtalt und Lage derſelben nicht anders, als verändert werden kann? *)Die nähere Bekanntſchaft mit den neueren aſtronomiſchen In - ſtrumenten hat uns gelehrt, daß man die Ideen, die man von der Feſtigkeit und Stabilität der uns umgebenden Körper aus dem gemeinen Leben mitgebracht hat, als ungegründete und falſche Anſichten, als wahre Vorurtheile ganz aufgeben muß. Die maſſive metallene Säule FB, Fig. 20, des Multiplications - kreiſes z. B., die in ihrer Größe und Maſſe einer kleinen Ka - none zu vergleichen iſt, ſoll, zum gehörigen Gebrauche des In - ſtruments, vollkommen ſenkrecht auf dem Horizonte ſtehen. Die Waſſerwage gibt uns, wie wir ſpäter ſehen werden, die Mittel, dieſe Verticalität zu unterſuchen, und die Fußſchrauben K, K ', K' 'des Inſtruments geben die Mittel, die Fehler dieſer Verticalität wegzubringen. Wenn nun, durch wiederholte Verſuche, dieſe Fehler ſchon ſehr klein gemacht ſind, und man bloß den letzten Reſt derſelben wegzuſchaffen ſucht, ſo kann man dieß, nach Rei - chenbach’s Rathe, nicht mehr mit jenen Fußſchrauben, deren Windungen zu dieſem Zwecke nicht mehr fein genug ſind, ſon - dern man wird dieſe Abſicht viel beſſer dadurch erreichen, daß man die Säule an ihrem obern Ende bei B mit der Spitze des Fingers[ſanft] von der Stelle weg drückt, wohin ſie noch eine kleine Neigung gegen den Horizont hat, wo ſie dann in der neuen, durch den Druck der Hand erzeugten, verticalen Lage verbleibt, ſo daß alſo dieſe ſolide Metallſäule von mehreren Zollen im Durchmeſſer nicht mehr als ein rigider, unbiegſamer Körper, ſondern nur als eine feine Stange von weichem, bieg - ſamem Wachſe anzuſehen iſt, der man, durch einen ſanften Druck der Fingerſpitze, jede beliebige Lage geben kann. Demun -15 *228Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.geachtet haben unſere Künſtler, in Verbindung mit den Aſtrono - men, für welche ſie arbeiten, Mittel gefunden, die einzelnen Se -*)Mit Hülfe des bekannten Fühlhebels kann man die Bie - gungen, welche durch äußere Kräfte hervorgebracht werden, an denjenigen Körpern noch deutlich leſen, die man ſonſt für ganz unbiegſam gehalten hat. Wenn man zum Beiſpiel eine Kanone an ihren beiden Enden auf Stützen legt, ſo krümmt ſich, wie der Fühlhebel zeigt, der nicht unterſtützte, mittlere Theil der Kanone durch die Wirkung der Schwere, gleich einem dünnen, biegſamen Stabe zur Erde. Wird aber die Kanone bloß in ihrer Mitte auf eine einzige Stütze gelegt, ſo ſieht man dafür die beiden Enden derſelben, gleich einem in der Mitte gehaltenen Fiſchbeine, ſich abwärts biegen. Man könnte dieß der größern Maſſe oder dem bedeutenden Gewichte der Kanone zuſchreiben. Aber dieſelbe Erſcheinung wiederholt ſich auch bei den leichteſten Körpern, mit welchen wir noch Ver - ſuche dieſer Art anſtellen können. Die horizontalen Fäden, welche man in dem Brennpunkte der aſtronomiſchen Fernröhre ausgeſpannt findet, gehören zu den feinſten, welche die Natur oder auch die Kunſt hervorbringen kann. Man pflegt ſie häufig von dem feinen Geſpinnſte zu nehmen, welches im Herbſte unſere Gärten und Wieſen überzieht, und das unter der Benennung des fliegenden Sommers bekannt iſt. Dieſe Fäden, welche von einer eigenen Gattung ſehr kleiner Spinnen geſponnen werden, ſind ſo fein, daß man ſie mit freien Augen nur mehr an ihrer Spiegelung erkennt, wenn ſie gegen die Sonne gehalten werden. Obſchon daher ihr Gewicht ohne Zweifel ganz ungemein klein iſt, ſo ſieht man doch durch die ſtarke Vergrößerung des Fern - rohrs, daß ſie, wenn ſie an ihren beiden Enden in dem Fern - rohre befeſtigt, und auf das beſte horizontal geſpannt werden, in ihrer Mitte ſich krümmen, und daher keine gerade, ſondern eine krumme, gegen den Horizont convexe Linie bilden, nicht anders, als ein dickes Seil oder eine ſchwere Kette von beträchtlicher Länge, die auch bekanntlich keine Kraft an ihren Enden ſo ſtark ſpannen kann, daß ſie eine vollkommen gerade Linie bildet. Ein anderes Mittel, die Veränderlichkeit der Körper, die man gewöhnlich für unveränderlich hält, zu unter - ſuchen, geben unſere äußerſt empfindlichen Waſſerwagen. Legt man eine ſolche Wage auf die Fenſterbrüſtung eines Hauſes, ſelbſt im erſten Stockwerke, ſelbſt von dem ſolideſten Mauerwerke, und drückt man dann mit der Hand ſtark gegen die Wand des Fenſters, ſo ſieht man augenblicklich die Lage der Blaſe ſich verändern, und wenn der Druck nachläßt, ſich wieder herſtellen, zum Zeichen, daß auch unſere ſtärkſte Mauer, wie jene Säule an dem Multiplicationskreiſe, gleich einer weichen Wachstafel,229Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.kunden auf ihren Inſtrumenten mit Sicherheit anzugeben, und erſt ſeit einigen Decennien hat unſere Inſtrumental-Aſtronomie, vorzüglich durch engliſche und deutſche Künſtler, Fortſchritte ge - macht, an deren Möglichkeit man vor Kurzem noch zweifeln mußte. Nicht bloß die großen Inſtrumente dieſer Art, die ſoge - nannten Meiſterſtücke, ſondern auch die kleineren, die ſich jeder mit geringen Koſten anſchaffen kann, ſind mit einer Präciſion, mit einer Vollendung gearbeitet, die wohl nur wenig mehr zu wünſchen übrig laſſen kann. Nur wenig aber nicht nichts! Denn am Ende iſt doch alles, was Menſchenhände machen kön - nen, nur Menſchenwerk, und ſo vortrefflich es uns auch erſcheinen mag, noch immer unvollkommen. Auch werden wohl die Forde - rungen des Aſtronomen an den Künſtler, die Leiſtungen des letz - teren immer hinter ſich zurücklaſſen, und es wird daher auch immer der erſte bemüht ſeyn müſſen, durch Geſchicklichkeit in der Anwendung dieſer Inſtrumente, durch Umſicht und Scharfſinn in dem Gebrauche derſelben, ſich von den noch übrig bleibenden Un - vollkommenheiten der Werkzeuge, die ihm der Künſtler in die Hände liefert, ſo viel als möglich unabhängig zu machen. Der Aſtronom wird daher darauf bedacht ſeyn müſſen, die Umſtände und Verhältniſſe ſeiner Beobachtungen ſo zu wählen, die Fehler ſeines Inſtruments kennen zu lernen, um ſie entweder zu umgehen oder durch Nachhülfe der Rechnung unſchädlich zu machen, ſeine Operationen mit dieſen Inſtrumenten ſo zu combiniren, und die damit erhaltenen Reſultate ſo zu behandeln, daß er daraus, ſo ſehr es nur von ihm ſelbſt abhängen kann, alles Unvollkommene entfernt, und ſich dadurch der geſuchten Wahrheit ſo weit nähert, als es überhaupt den Menſchen erlaubt iſt, dieſes nur für höhere Weſen, wie es ſcheint, beſtimmte Gut zu erreichen.

In dieſen wenigen Zügen iſt das eigentliche Geſchäft des praktiſchen Aſtronomen gezeichnet, ein ſchwieriges, mühevolles,*)jedem Drucke nachgibt, wie denn überhaupt jede auf einen Kör - per ausgeübte Kraft auch eine Wirkung auf denſelben hervor - bringen muß, obſchon dieſe Wirkung in vielen Fällen ſo klein ſeyn wird, daß wir ſie, mit unſeren Sinnen, nicht mehr be - merken können.230Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.aber auch durch den erhabenen Gegenſtand, auf den es gerichtet iſt, und durch die Genüſſe, die ein glücklicher Erfolg deſſelben gewährt, ein edles und in hohem Grade beglückendes Geſchäft, um welches ihn der größte Theil der übrigen Menſchen beneiden würde, wenn ſie die Annehmlichkeiten deſſelben näher kennen möchten.

Wir wollen nun dieſe Inſtrumente und die Art, ſie anzuwen - den, ſo weit dieſes mit dem Zwecke der gegenwärtigen Schrift vereinbar iſt, näher betrachten.

§. 3. (Inſtrumente der Alten: Gnomon.) Das älteſte und zugleich einfachſte Inſtrument, welches wir kennen, iſt der Gno - mon, von dem wir bereits früher (I. S. 209) geſprochen haben. Er beſteht in einer auf den Horizont vertical ſtehenden Säule, und iſt vorzüglich zu Sonnenbeobachtungen beſtimmt. Indem man nämlich die Länge des Schattens mißt, welche dieſe von der Sonne beſchienene Säule auf den horizontalen Boden wirft, auf welchem ſie ſteht, kann man daraus und aus der bekannten Länge der Säule ſelbſt die Höhe der Sonne finden, wie an dem erwähnten Orte gezeigt worden iſt. Wenn man nämlich die Länge der Säule durch die des Schattens dividirt, ſo erhält man die Tangente der Höhe der Sonne.

Die Alten beobachteten die Sonne am Gnomon vorzüglich zur Zeit der beiden Solſtitien (I. S. 103) oder im Anfange des Sommers und des Winters, wo die Sonne im Mittage am höchſten oder am tiefſten ſteht, um daraus die wahre Größe der Schiefe der Ecliptik (I. S. 107) abzuleiten. Wir haben bereits an dem angeführten Orte die älteſte Beobachtung an den Gnomon, und überhaupt die älteſte aller aſtronomiſchen Beobachtungen, die auf uns gekommen iſt, angeführt, die in dem Jahre 1100 vor Chr. G. in China gemacht, und uns von dem Jeſuiten Gaubil mitgetheilt worden iſt. Verbinden wir damit noch eine andere, die ebenfalls durch ihr hohes Alterthum ausgezeichnet iſt. Der Grieche Pytheas, der durch ſeine aſtronomiſchen Kenntniſſe, und durch ſeine zur Verbeſſerung der Geographie unternommenen großen Reiſen bei den Alten in hohem Anſehen ſtand, beobachtete in Marſeille im231Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Jahre 320 vor Chr. G. (drei Jahre vor dem Tode Alexanders des Großen) zur Zeit des Sommerſolſtitiums die Sonne an einem Gnomon, deſſen Höhe 120 und deſſen mittägige Schattenlänge 41⅘ Fuß betrug. Daraus folgt die Höhe der Sonne gleich 70° 48′ oder genauer 70° 32′, da man den Schatten des Gno - mons, wegen dem Halbmeſſer der Sonne, der 26′ beträgt, zu kurz beobachtet hat. Nimmt man davon die ſchon aus anderen Beob - achtungen (I. S. 105) bekannte Aequatorhöhe von Marſeille, die gleich 46° 42′ iſt, weg, ſo erhält man für die geſuchte Schiefe der Ecliptik zur Zeit des Pytheas 23° 50′, während ſie in unſern Tagen 23° 28′ beträgt, ſo daß ſie alſo ſeit 2150 Jahren um 22 Minuten abgenommen hat, übereinſtimmend mit dem was früher (I. S. 112) von dieſer Abnahme geſagt worden iſt.

Statt bloß das Ende des Schattens zu beobachten, der wegen der ihn umgebenden Halbſchatten immer ſchlecht begränzt iſt, wird man beſſer an der höchſten Spitze des Gnomons eine auf die Mittagslinie (I. S. 29) ſenkrechte Metallplatte mit einer kleinen runden Oeffnung anbringen, und dann, ſtatt jenen Schatten, die Entfernung des Fußpunktes des Gnomons von dem durch dieſe Oeffnung auf dem Boden projicirten Bilde der Sonne meſſen. Die alexandriniſchen Griechen, unter ihnen beſonders Eratoſthenes, ſo wie auch früher ſchon die Aegyptier und Chineſer bedienten ſich häufig dieſes einfachen Inſtruments, zu welchem ſie gleichſam ſchon von der Natur ſelbſt angewieſen wurden, wenn ſie die ab - wechſelnde Schattenlänge der Berge, Bäume oder Thürme be - merkten.

Unter der Regierung des Kaiſer Auguſtus wurde der große Obelisk, von 117 röm. Fuß Länge, den Seſoſtris im Jahr 967 vor Chr. G. in Aegypten errichten ließ, nach Rom gebracht, und daſelbſt, unter der Anleitung des Manlius, auf dem Marsfelde aufgeſtellt, um daran, wie Plinius H. N. Lib. 36 ſagt, die Be - wegungen der Sonne zu beobachten, ſo daß er alſo mehr als eine Art von Sonnenuhr gebraucht wurde, um daran wenigſtens den Augenblick des wahren Mittags zu erkennen. Coſchuking errichtete i. J. 1278 einen Gnomon von 40 Fuß in Peking und Ulug Beigh i. J. 1430 einen andern in Samarkand von 165 Fuß.

232Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.

In den letzten Jahrhunderten unſerer Zeitrechnung haben ſich beſonders die Italiener bemüht Gnomone von bedeutender Größe zu errichten. Sie bedienten ſich dazu ihrer hohen Kirchen, deren Wände ſie an ihren höchſten Theilen durchbohrten, wo ſie dann durch dieſe Oeffnung das Bild der Sonne auf den gegenüberlie - genden Fußboden der Kirche fallen ließen. Einen ſolchen Gno - mon errichtete Paul Toſcanelli im Jahre 1467 in der berühmten Kuppel der Kathedrale zu Florenz. Die erwähnte Oeffnung war in der Höhe von 277 Fuß über dem Fußboden der Kirche ange - bracht. Dieß iſt der größte aller bisher bekannten Gnomone. Einen anderen von 51 Fuß errichtete Gaſſendi i. J. 1636 in der Kirche des Oratoriums zu Marſeille; Ignatio Danti einen andern von 67 Fuß in der Kirche des heil. Petronius zu Bologna, der ſpäter von Caſſini wiederhergeſtellt wurde; Bianchini erbaute in der Karthäuſerkirche zu Rom (den ehemaligen Bädern des Diocletians) zwei ſehr ſchöne Gnomone von 62 und 75 Fuß; Sully und le Monnier errichteten einen Gnomon von 80 Fuß in der Kirche des heil. Sulpitius zu Paris, an welchem der letzte viele Jahre durch die Solſtitialhöhe der Sonne beobachtete, und auf einer gegenüberſtehenden Marmorplatte eingrub. Einer der Letzten endlich wurde von den Aſtronomen Ceſaris und Reggio in der Kathedrale zu Mailand i. J. 1786 errichtet. Auf den ältern Sternwarten findet man ſie noch oft genug, aber in den neueren Zeiten hat man ſie größtentheils verlaſſen und mit Recht, da ſie lange nicht die Genauigkeit gewähren, welche man mit unſern andern Inſtrumenten erreichen kann. Die Urſache davon liegt größtentheils in der Unſicherheit der Meſſung der wahren Schat - tenlänge, und in der Veränderlichkeit der Lage hoher Gebäude. Wir haben ſchon, in der vorhergehenden Note, Gelegenheit ge - habt, von der Leichtigkeit zu ſprechen, mit welcher auch die ſtärk - ſten Mauern jedem Drucke nachgeben. Aber die Wirkung der Sonne, wenn ſie dieſe Mauern beſcheint, und die Folgen des Froſtes und des Wiederaufthauens dieſer Mauern ſowohl, als auch des Bodens, auf dem ſie ſtehen, iſt noch viel bedeutender. Schon Bouguer hat darüber eigene Beobachtungen angeſtellt. Er hatte in der durchbrochenen Wand des Doms der Invaliden zu Paris ein Fernrohr eingemauert, um ihm zu beſonderen Un -233Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.terſuchungen eine, wie er glaubte, fixe und unveränderliche Stel - lung zu geben. Allein er bemerkte bald, daß die Lage dieſes Fernrohrs ſich änderte, wenn das Gebäude von der einen oder der andern Seite von der Sonne beſchienen war. Durch einge - mauerte Libellen, die nie von dem Sonnenlichte unmittelbar ge - troffen werden konnten, beobachteten die Mailänder Aſtronomen an dem ſehr ſoliden Gebäude ihrer Sternwarte regelmäßige, tägliche Schwankungen, die ſich nach dem Stande der Sonne gegen das Gebäude richteten. Die Sternwarte Piazzi’s in Pa - lermo, ein Thurm eines ehemaligen arabiſchen Emirs, iſt äußerſt ſolid, und die Dicke der Wände derſelben beträgt gegen ſechs Fuß. Auf dieſer Sternwarte beobachtete Piazzi durch mehrere Jahre den Polarſtern, in der Hoffnung, in der Bewegung deſſelben eine jährliche Parallaxe (I. S. 159) dieſes Sterns zu entdecken. Er fand auch in der That ſolche Veränderungen der Lage derſel - ben, die mit den Jahreszeiten periodiſch wiederkehrten, und ſich mit einer parallactiſchen Bewegung des Sterns nahe genug in Uebereinſtimmung bringen ließen. Allein da alle andern Beob - achter nichts Aehnliches an dem Polarſtern finden konnten, ſo konnte man nicht umhin, an der Richtigkeit der Vorausſetzung Piazzi’s zu zweifeln, bis endlich er ſelbſt auf die Erklärung ver - fiel, daß nicht der Stern, ſondern ſeine Sternwarte, ihrer Soli - dität ungeachtet, ſolchen periodiſchen, von der Jahreszeit abhän - gigen Schwankungen unterworfen ſey, eine Idee, die ſich bald darauf vollkommen beſtätiget fand, und die wahrſcheinlich auch andere Aſtronomen, die höhere gebaute Sternwarten bewohnen, für richtig erkennen würden, wenn ſie darauf mehr aufmerkſam wären.

§. 4. (Inſtrumente der Alten: Triquetrum, Aſtrolabium, Ar - millen.) Die Griechen der alexandriniſchen Schule bedienten ſich zum Höhenmeſſen der Geſtirne eines Inſtrumentes, das aus drei Linialen zuſammen geſetzt war, und das ſie deßhalb Triquetrum nannten. Es iſt in Fig. 7 ſo abgebildet, wie es Ptolemäus in ſeinem Almageſt (Lib. V. 12) beſchreibt. Es beſteht aus einer verticalen Säule AB, an welcher ſich zwei Regeln BC und AC in Gewinden auf und ab bewegen. Die Regel BC trägt zwei auf ſie ſenkrecht geſtellte Abſehen m und n, deren jede mit einer234Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.kleinen Oeffnung verſehen iſt. Man erhebt die Regel BC ſo lange, bis das Auge hinter m das Geſtirn durch die beiden Oeff - nungen der Abſehen erblickt, in welcher Lage der BC dann die dritte Regel AC ſo auf BC gelegt wird, daß die Diſtanzen BA und BC einander gleich ſind. Zu dieſem Zwecke theilte man die Linie BA ſowohl, als auch die ihr gleiche BC in 60 gleiche Theile, und trug dann dieſelben Theile, nur in einer größeren Anzahl, auf die dritte Regel von A nach D auf. Dieſem gemäß erhielt man in jeder Beobachtung, durch die erwähnte Stellung der drei Regeln, ein gleichſchenkliges Dreieck ABC, in welcher die beiden gleichen Seiten BA, BC die Halbmeſſer eines Kreiſes, deſſen Mittelpunkt B, und in welchem die dritte Seite AC die Sehne des ihr gegenüberſtehenden Winkels ABC vorſtellte. Die Größe dieſer Sehne erhielt man für jede Stellung der Regeln durch eine einfache Zählung der auf der Regel AD aufgetragenen Theile von A bis C und aus dieſer Sehne AC fand man den ihr entſprechenden Winkel ABC durch eine zu dieſem Zwecke eigens be - rechnete Tafel, welche in einem Kreis des Halbmeſſers 60 für jeden Winkel die zu ihm gehörende Sehne gab, ganz eben ſo, wie man jetzt aus unſern Sinustafeln für jeden Winkel den ihm entſpre - chenden Sinus findet, wie denn auch in der That der Sinus eines Winkels nichts anders als die Sehne eines doppelt ſo großen Winkels iſt. Der hier gefundene Winkel ABC iſt aber, wie man leicht ſieht, nichts anderes, als eben die geſuchte Zenithdiſtanz der Sonne. Hat man z. B. in irgend einer Beobachtung die Länge der Sehne AC gleich 40 ſolcher Theile gefunden, von denen jeder der beiden Halbmeſſer 60 hatte, ſo war die Zenithdiſtanz ABC der Sonne gleich 38° 56′ 33″ und daher ihre Höhe gleich 51° 3′ 27″.

Zur Verſicherung der Verticalität der Säule AB diente ein ſogenanntes Loth pq oder ein an einem Faden in p aufgehängtes Gewicht, der von ſelbſt eine verticale Lage annahm, und mit dem daher die Säule AB parallel geſtellt werden mußte.

Man ſieht, daß ein Inſtrument dieſer Art, ſelbſt wenn es mit aller Sorgfalt der neueren Mechanik conſtruirt würde, keine große Genauigkeit in den Beobachtungen gewähren könnte. Auch bedienten ſich deſſelben die den Griechen folgenden Araber nur235Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.im Anfange ihrer aſtronomiſchen Arbeiten, und erſetzten es bald durch den bereits oben (I. S. 104) erwähnten Quadranten, deſſen Einrichtung aus der dort gegebenen Beſchreibung hinlänglich klar ſeyn wird, ſo daß wir ihn hier um ſo mehr übergehen können, da er nun auch ſchon außer Gebrauch iſt, etwa den ſogenannten Mauerquadranten ausgenommen, von welchem wir ſpäter ſprechen werden. Wir bemerken hier nur noch, daß der größte Quadrant, deſſen man ſich je zu den aſtronomiſchen Beobachtungen be - diente, der des Ulug Beigh geweſen iſt. Dieſer berühmte Aſtronom war gegen das Jahr 1430 Beherrſcher der Länder an dem Fluſſe Oxus (des heutigen Amu in der großen Bucharei und in Khowaresm) ſoll in ſeiner Hauptſtadt Samarkand einen Quadranten von einer ſolchen Größe errichtet haben, daß der Halbmeſſer derſelben, nach der Erzählung der türkiſchen Geſchichtſchreiber, der Höhe des Gipfels der Kuppel der Sophien - kirche in Konſtantinopel gleich, d. h. daß er 180 römiſche Fuß groß geweſen iſt. Allein es iſt wahrſcheinlich, daß dieſe Erzählung auf einem Mißverſtändniſſe beruht, und daß dieſes Inſtrument kein Quadrant, ſondern nur ein Gnomon geweſen iſt.

Das Aſtrolabium oder der aſtronomiſche Ring beſteht in einem in einzelne Grade eingetheilten Ring ABCD (Fig. 8), um deſſen Mittelpunkt E ſich eine Alhidade (Linial) SS, bewegt, das mit zwei darauf ſenkrecht ſtehenden durchlöcherten Abſehen m und n verſehen iſt. Bei der Beobachtung wird es an dem kleinen Ringe A aufgehängt, wo dann der Halbmeſſer BD hori - zontal ſtehen ſoll. Wird in dieſer Lage des Inſtruments die Alhidade SS 'ſo geſtellt, daß das Auge bei S' durch die beiden Oeffnungen der Abſehen das Geſtirn z. B. die Sonne erblickt, ſo gibt der Winkel S'ED der Alhidade mit dem Halbmeſſer BD oder auch der jenem gleiche Winkel SEB die geſuchte Höhe der Sonne an. Man ſieht, wie vielen Unvollkommenheiten ein In - ſtrument dieſer Art unterworfen iſt, auch wurde es nicht lange gebraucht, und bloß in der Marine, wo man gewöhnlich mit einer geringern Genauigkeit zufrieden iſt, erhielt ſich daſſelbe bis in das vorige Jahrhundert. Jetzt iſt es, auch unter den Schiffern, durch den viel genaueren Sextanten ſchon längſt verdrängt. Uebri - gens bezeichnet man in unſeren Tagen mit dem Namen Aſtrolab236Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.einen auf einem Fußgeſtelle horizontal liegenden Kreis mit einer Alhidade, deren Abſehen höher ſind, als die in Fig. 8 er - wähnten, um durch die Oeffnungen derſelben die Spitzen hoher terreſtriſcher Objekte und ſelbſt der Geſtirne zu ſehen. Wir wer - den weiter unten ein dieſem ähnliches, aber viel vollkommener gebautes Inſtrument unter dem Artikel Theodolik kennen lernen.

Armillarſphären oder Armillen nannte man verſchie - dene Verbindungen von Kreiſen, durch welche man den Aequator, die Ecliptik und die darauf ſenkrechten Kreiſe darſtellte. In Fig. 9 iſt ein ſolches Inſtrument abgebildet, deſſen ſich ſchon Hipparch und Ptolemäus bediente, und an welchem noch Tycho Brahe den größten Theil ſeiner Planeten-Beobachtungen machte. Der äußere Kreis HZR ſtellt den Meridian vor, und bei den Beobachtungen wurde dieſer Kreis auch in der That in der Ebene des Meridians aufgeſtellt, ſo daß von den Punkten H und R des Horizonts der erſte nach Süd und der zweite genau nach Nord, und daß die Endpunkte der Axe PP 'nach dem Nord - und Südpole gerichtet waren. Der Faden ZZ' mit ſeinem Gewichte bei Z 'zeigte das Zenith an. Der Mittelpunkt jener Axe PP' war mit einem kleinen Cylinder m verſehen, und durch ihn ging, ſenkrecht auf die Axe, die Ebene des Rings AB, die daher den Aequator vorſtellte. Dieſer Ring war an dem äußern Ringe HZR feſt, und mit Ab - ſehen a und b verſehen. Senkrecht auf die Ebene dieſes Ringes AB war ein anderer, um die Axe PP 'beweglicher, und ebenfalls mit Abſehen verſehener Ring CD angebracht, der daher den Decli - nations - oder Stundenkreis (I. S. 28) vorſtellte. Das ganze Inſtrument ſtand auf einem feſten Fußgeſtelle bei Z'.

Wenn man mit dieſem Inſtrumente eine Beobachtung ma - chen wollte, ſo wurde zuerſt der äußere Ring HZR in den Me - ridian und mittels des Lothes, der Punkt Z in das Zenith, alſo auch P in den Nordpol des Aeauators gebracht, und dann der bewegliche Declinationskreis CD ſo weit verſchoben, bis man durch die Abſehen deſſelben das zu beobachtende Geſtirn bemerkte, wo dann der Kreis CD auf dem Aequator AB den Stunden - winkel, und wo die Abſehen des Kreiſes CD auf ihm ſelbſt die Declination des Geſtirns anzeigten. Hatte man zuvor die Ab -237Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.ſehen a und b des Aequators, mittels eines ſchon bekannten Ge - ſtirns, ſo geſtellt, daß ſie den Frühlings - und Herbſt-Nachtgleichen - punkt (I. S. 33) bezeichneten, ſo konnte man auf dieſe Weiſe zugleich die Rectaſcenſion des zu beobachtenden Geſtirns finden, und daher auch die Sternzeit (I. S. 306 u. 316) der Beobach - tung angeben.

§. 5. (Zeitbeſtimmung durch Inſtrumente der älteren Aſtrono - men.) Gewöhnlich brauchte Tycho dieſe Inſtrumente zur Beſtim - mung der Zeit ſeiner anderen Beobachtungen, die er an ſeinen großen Quadranten (I. S. 104) oder Sextanten gemacht hatte, indem er nämlich an ſeiner in dem Meridian aufgeſtellten Armil - larſphäre den Declinationskreis CD derſelben auf irgend einen größern, in ſeiner Rectaſcenſion ſchon bekannten Fixſtern ſtellte, wodurch er ſofort den Stundenwinkel dieſes Sterns auf ſeinem Aequatorialring AB ableſen konnte. Die Summe des ſo er - haltenen Stundenwinkels und der ſchon bekannten Rectaſcenſion des Sterns gab ihm dann ſofort die Sternzeit der Beobach - tung, woraus er dann leicht (I. S. 315) auch die mittlere Sonnenzeit derſelben Beobachtung finden konnte. Am ein - fachſten war dieſes Verfahren, wenn er ſtatt irgend eines bekann - ten Fixſterns, unmittelbar die Sonne wählte, weil dann der an dem Aequatorringe AB abgeleſene Stundenkreis der Sonne auch ſofort ſchon die wahre Sonnenzeit der Beobachtung gab, wie bereits oben (I. §. 155) erklärt worden iſt.

Dieſe Zeitbeſtimmung iſt, wie man ſieht, eines der wichtigſten Geſchäfte des praktiſchen Aſtronomen. Er unterſcheidet ſich da - durch weſentlich von dem bloßen Geometer, dem es ſchon genügt, wenn er den Winkel, welchen zwei irdiſche Gegenſtände, z. B. zwei Thürme oder zwei Bergſpitzen, in ſeinem Auge bilden, mit Genauigkeit angeben kann, da dieſer Winkel immer derſelbe bleibt, ſo oft er aus demſelben Standpunkte des Auges geſehen wird. Nicht ſo bei den Gegenſtänden des Himmels. Die Geſtirne än - dern, ſowohl durch die tägliche Bewegung des Himmels, die allen Sternen gemeinſchaftlich iſt, als auch durch die ihnen eigene Be - wegung, ihre Lage gegen das Auge des Beobachters un - aufhörlich, und es iſt daher nicht genug, daß der Aſtronom von einem dieſer Geſtirne, z. B. die Höhe auch mit der größten238Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Genauigkeit angibt, ſondern er muß auch zugleich oben ſo genau die Zeit angeben, in welcher er jene Höhe beobachtet hat, wie dieß für ſich klar iſt, weil dieſe Höhe ſich jeden Augenblick ändert.

Da aber die Armillarſphäre, wie man aus der vorhergehenden Beſchreibung derſelben ohne meine Erinnerung bemerkt haben wird, weder in ihrer Konſtruction durch den Künſtler, noch in ihrer Aufſtellung durch den Aſtronomen eine große Genauigkeit gewähren kann, ſo wird auch das erwähnte Verfahren, durch dieſes Inſtrument die Zeit zu beſtimmen, keiner großen Schärfe fähig ſeyn. Aus dieſem Grunde war man ſchon in den älteren Zeiten auf andere Mittel bedacht, die Zeit der Beobachtung, dieſes wichtigſte Element der geſammten praktiſchen Aſtronomie, für jeden Augenblick mit mehr Verläßlichkeit zu beſtimmen. Das beſte Mittel zu dieſem Zwecke gab aber dieſelbe Veränderlichkeit der Höhe der Geſtirne, von welcher wir nur ſo eben geſprochen haben. Während des täglichen Umlaufes jedes Sterns um die Erde kömmt derſelbe in alle die verſchiedenen Höhen, in die er überhaupt, nach der Lage ſeines Parallelkreiſes gegen den Hori - zont des Beobachters, kommen kann, und ſo, wie zu jeder Zeit nach der Kulmination des Sterns, d. h. wie zu jedem Stunden - winkel deſſelben eine beſtimmte Höhe gehört, ſo wird auch um - gekehrt jeder gegebenen Höhe ein beſtimmter Stundenwinkel, d. h. eine beſtimmte Zeit entſprechen, ſo daß man daher die letzte finden kann, wenn die erſte durch irgend eine Beobachtung ge - geben iſt.

Dieſem gemäß, pflegten alſo die älteren Aſtronomen in dem Augenblicke einer jeden Beobachtung, z. B. in dem Augenblicke des Anfangs oder des Endes einer Finſterniß, mittels des oben (I. S. 104) erwähnten Quadranten die Höhe der Sonne oder irgend eines anderen bekannten Geſtirns zu meſſen, woraus ſie dann die Zeit jener Beobachtung auf folgende Art ableiteten.

Sey (I. Thl. Fig. 2) S' die Sonne für den Augenblick des Anfangs jener Beobachtung, deren Zeit man beſtimmen will; ſey ferner Z das Zenith und N der Nordpol des Aequators. Wenn man mit dem Sextanten die Höhe S'R 'der Sonne über dem Horizonte HR beobachtet hat, ſo kennt man auch die Zenith - diſtanz ZS' derſelben, die nämlich gleich 90° weniger jener Höhe239Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.iſt. Eben ſo iſt aber auch, aus den Sonnentafeln oder aus den aſtronomiſchen Ephemeriden, die Poldiſtanz NS 'der Sonne für dieſen Tag bekannt, ſo wie die Polhöhe HN des Beobachtungs - ortes, die (nach I. S. 30. II. ) gleich der geographiſchen Breite des Beobachters, und überdieß auch gleich 90° weniger ZN iſt. Man kennt daher in dem ſphäriſchen Dreiecke NZS' alle drei Seiten, und wird daher, mittels der bekannten Formeln, der ſphä - riſchen Trigonometrie, auch den Winkel ZNS 'dieſes Dreiecks mit aller Schärfe berechnen können. Dieſer Winkel iſt aber der Stundenwinkel der Sonne, d. h. die geſuchte wahre Son - nenzeit (I. S. 307).

Dieſes an ſich, wie man ſieht, ſehr einfache Verfahren wird etwas zuſammen geſetzter, wenn man, zur Beſtimmung der Zeit, nicht die Sonne, die ſich dazu vorzüglich eignet, ſondern wenn man die Höhe irgend eines bekannten Sterns beobachtet, eine Beobachtung zu welcher man öfter gezwungen iſt, z. B. wenn man den Augenblick einer zur Nachtzeit angeſtellten Beobachtung, wo man die Sonne nicht ſehen kann, beſtimmen will.

Sey alſo S' der gewählte Stern deſſen Rectaſcenſion VQ 'und Poldiſtanz NS' bekannt ſeyn ſoll. Nehmen wir an, daß zur Zeit der Beobachtung dieſes Sterns in S' die Sonne in der Ecliptik VL den Punkt S einnehme, ſo daß alſo VS die Länge der Sonne für dieſen Augenblick vorſtellt. Läßt man von S auf den Aequator VQ einen ſenkrechten Kreisbogen ST herab, ſo wird VT die Rectaſcenſion der Sonne für denſelben Augenblick bezeich - nen, und wir wollen daher vorausſetzen, daß man, aus den aſtro - nomiſchen Ephemeriden, auch dieſe Rectaſcenſion VT der Sonne bereits kenne.

Wenn man daher mit dem Quadranten die Höhe S'R 'des Sterns oder, was daſſelbe iſt, die Zenithdiſtanz ZS' deſſelben beobachtet, ſo wird man in dem Dreiecke NZS ', in welchem wie - der alle drei Seiten gegeben ſind, ganz wie zuvor, den Stunden - winkel ZNS' des Sterns, d. h. mit andern Worten: den Bogen QQ des Aequators durch Rechnung finden. Da man aber offen - bar hat TQ = VQ VT oder TQ = QQ '+ VQ' VT240Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.ſo wird man auch die geſuchte wahre Sonnenzeit durch folgende einfache Gleichung erhalten:

  • Wahre Zeit = Stundenwinkel des Sterns, mehr Rectaſcen - ſion des Sterns, weniger Rectaſcenſion der Sonne.

Setzt man, was für die Berechnung bequemer iſt, in dem letzten Gliede dieſer Gleichung nicht, wie bisher vorausgeſetzt wurde, die Rectaſcenſion der wahren, ſondern die Rectaſcen - ſion der mittleren Sonne (I. S. 309), ſo erhält man auch, ſtatt der wahren Sonnenzeit unmittelbar die mittlere Zeit, und dieſe letzte iſt es, in welcher die Aſtronomen ihre Beobachtungen vorzugsweiſe anzugeben pflegen.

Auf dieſe Weiſe alſo verfuhren die älteren Aſtronomen, um für jede ihrer Beobachtungen die Zeit derſelben zu beſtimmen. Tycho beſonders, welcher der erſte auf eine größere Schärfe in der Zeitbeſtimmung drang, bediente ſich zu dieſem Zwecke ſeiner großen und für ſeine Zeit, ſehr genauen Quadranten, durch welche er die Höhen der Sterne, alſo auch die Zeit ſelbſt, bei jeder wich - tigen Beobachtung mit viel größerer Präciſion beſtimmte, als es durch Hülfe der Armillarſphären möglich geweſen wäre.

§. 6. (Zeitbeſtimmung der neueren Aſtronomen.) Man ſieht, wie beſchwerlich und zeitraubend dieſes Geſchäft der älteren Aſtro - nomen geweſen iſt. Jede Beobachtung, die ſie machten, war eigentlich eine doppelte, nämlich zuerſt die eigentliche Beobach - tung ſelbſt, z. B. die Finſterniß an einem Inſtrumente, und dann, an dem anderen, die Beſtimmung der Zeit dieſer Beobachtung, welche letztere, wenn ſie genau ſeyn ſollte, umſtändliche Rechnun - gen erforderte, und überdieß noch zu gleicher Zeit mit jener angeſtellt werden ſollte, wodurch nicht nur zwei Inſtrumente, ſondern auch zwei Beobachter nothwendig wurden.

Und dieſes Uebel konnte ſo lange nicht vermieden werden, als man kein Mittel hatte, größere Intervalle der Zeit in kleinere und gleiche Theile zu theilen. Ein ſolches Mittel konnte man aber nur in einer anderen Gattung von Inſtrumenten finden, welche, ſo wie die Zeit ſelbſt, eine regelmäßige und völlig gleich - förmige Bewegung zeigten. Solche Inſtrumente ſind aber unſere Uhren, von welchen wir ſpäter umſtändlich ſprechen werden. 241Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.Hier wollen wir nur vorausſetzen, daß eine ſolche Uhr von einem Mittag zum anderen durch einige Tage regelmäßig fortgehe, und den Ablauf jeder Stunde, Minute und Sekunde genau anzeige.

Mit Hülfe eines ſolchen Inſtrumentes war es nun nicht mehr nothwendig, bei jeder Finſterniß oder bei der Beobachtung jeder anderen Erſcheinung des Himmels auch zugleich die Zeit dieſer Beobachtung zu beſtimmen, ſondern es war ſchon genug, dieſe Uhr nur jeden Mittag mit der Sonne oder mit der großen Himmelsuhr zu vergleichen, und dann bloß den Stand der Uhr im Augenblicke jener Beobachtung abzuleſen, um daraus auch ſofort die wahre Zeit jener Beobachtung zu finden.

Ein einfaches Beiſpiel wird dieß ſogleich deutlich machen. Geſetzt, man habe aus einer der vorerwähnten Beobachtungen ge - funden, daß die Uhr im Mittage des 3ten März 12h 1′ gegeben habe, daß ſie alſo gegen die rechte Zeit um eine Minute voraus - gegangen ſey. An dem folgenden Tage, im Mittage des 4ten März aber wurde auf eine ähnliche Art der Stand der Uhr 12h 4′ gefunden, ſo daß ſie alſo, in einem ganzen Tage, d. h. daß ſie während der Zeit, wo die Uhr 24h und 3′ zurücklegte, um volle drei Minuten gegen die rechte Zeit voraus gegangen ſey. Kann man nun, wie bei jeder guten Uhr vorausgeſetzt wird, mit Sicher - heit annehmen, daß ſie während des Laufes dieſes Tags immer gleichförmig fortgegangen ſey, ohne etwa bald geſchwinder und bald wieder langſamer zu gehen, ſo kann man auch annehmen, daß ſie in der Mitte zwiſchen jenen zwei Tagen, d. h. daß ſie am 3ten März um Mitternacht um Minuten mehr, als am Mittage dieſes Tages voraus gegangen ſey, oder daß ſie 12h 2′ 30″ Abends zeigte, als ſie genau 12h Abends zeigen ſollte, und daß ſie eben ſo, als ſie 6h Abends zeigen ſollte, 6h 2′ 15″ zeigte u. ſ. w., ſo daß man alſo immer aus dem, was die Uhr zeigte, das finden kann, was ſie in demſelben Augenblicke zeigen ſollte und umgekehrt.

Nehmen wir nun an, daß man z. B. am 3ten März Abends in dem Augenblicke, als dieſe Uhr 3h 10′ 36″ zeigte, den Anfang einer Finſterniß beobachtet habe, und daß man die wahre Zeit dieſer Beobachtung finden wolle. Da dieſer Augenblick von dem des erſten Mittags um 5h 9′ 36″ der Uhrzeit entfernt iſt, undLittrow’s Himmel u. ſ. Wunder. III. 16242Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.da die Uhr, wie wir geſehen haben, in einem Tage, d. h. in 24h 3′ Uhrzeit um volle 3 Minuten vorausgeht, ſo findet man leicht, daß die Uhr in jener Zeit von 5h 9′ 36″ um 38 5 / 10 Se - kunden mehr, als am erſten Mittag vorausgehen werde. Denn man hat die einfache Proportion 24h 3′: 3′ = 5h 9′ 36″: x 'woraus man x = 0,644 Minuten oder x = 38 6 / 10 Sekunden findet. Die Uhr ging alſo am erſten Mittag um eine Minute, und zur Zeit jener Beobachtung noch um 38 6 / 10 Sekunden mehr, d. h. ſie ging zur Zeit jener Beobachtung im 1′ 38 6 / 10″ gegen die wahre Zeit voraus, und dieſe Zahl wird man daher von der - jenigen Zeit 5h 10′ 36″, welche die Uhr in der That zeigte, abzieben müſſen, um die geſuchte wahre Zeit jener Beobachtung zu erhalten, die demnach gleich 5h 8′ 57 4 / 10″ iſt.

Auf dieſe Weiſe wird man in allen ähnlichen Fällen verfah - ren, um die wahre Zeit jeder Beobachtung durch eine, wie man ſieht, ſehr einfache Rechnung zu erhalten.

§. 7. (Correſpondirende Höhen zu Zeitbeſtimmungen.) Wie findet man aber den Augenblick des Mittags eines jeden Tages, damit man, wie in §. 6 vorausgeſetzt wurde, den Fehler der Uhr für jeden Mittag beſtimmen kann?

Man könnte dazu das oben gegebene Verfahren, die Zeit überhaupt zu beſtimmen, auch hier wieder benützen, und mit dem Fernrohre des Quadranten die Sonne ſo lange verfolgen, bis ſie ihre größte Höhe über dem Horizonte erreicht, wo ſie alſo in dem Felde des Fernrohrs nicht mehr ſteigt, ſondern eben zu fallen anfängt. Aber dieſes Verfahren würde ſehr unverläßlich ſeyn, und man würde dadurch wohl nie die Zeit auch nur auf eine halbe Minute genau beſtimmen, da man ſie doch, nach den Be - dürfniſſen der neuern Aſtronomie, bis auf eine Sekunde, ja ſelbſt