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Titel
Planeten
[* 3] (v. griech. planetes, umherwandelnd; Wandel- oder
Irrsterne), diejenigen Himmelskörper, welche in nahezu kreisförmigen
Bahnen um die
Sonne
[* 4] laufen und,
an sich dunkel, von dieser
beleuchtet werden.
Ihren
Namen verdanken sie dem Umstand, daß sie, von der
Erde aus gesehen, unter den in ihren relativen
Stellungen
verharrenden
Fixsternen verhältnismäßig rasche und ziemlich verwickelte
Bewegungen zu machen scheinen.
An Helligkeit lassen sich die dem bloßen
Auge
[* 5] sichtbaren
Planeten nur den hellsten
Fixsternen vergleichen; nach
Zöllner erreicht
Venus die 18fache Helligkeit des
Sirius,
Jupiter die dreifache und
Mars
[* 6] in mittlerer
Opposition die 2⅓fache; selbst
Merkur
[* 7] kann
unter günstigen Umständen fast ebenso hell erscheinen wie dieser hellste
Fixstern, während das bleiche
Licht
[* 8] des
Saturn nur etwa ein Achtel der
Intensität des
Sirius erreicht.
Mit Ausnahme von
Merkur und
Venus zeigen die
Planeten nicht den funkelnden
Glanz der
Fixsterne,
[* 9] sondern ein ruhiges
Licht. Dasselbe
ist polarisiert infolge der
Reflexion.
[* 10] Im
Spektroskop
[* 11] zeigt das
Licht der
Planeten die charakteristischen dunkeln
Linien des Sonnenspektrums; außerdem aber treten in den Spektren des
Mars,
Jupiter und
Saturn, besonders aber in denen des
Uranus
und
Neptun, noch andre dunkle
Streifen auf, welche für die Anwesenheit einer
Atmosphäre auf diesen Himmelskörper sprechen.
Auch auf der
Venus wird durch Refraktionserscheinungen eine
Atmosphäre nachgewiesen. Im
Fernrohr
[* 12] erscheinen
die größern
Planeten nicht, wie die
Fixsterne, als bloße Lichtpunkte, sondern als bestimmt begrenzte kreisförmige
Scheiben mit
meßbaren
Durchmessern, deren scheinbare
Größe mit ihrer
Entfernung von uns zum Teil innerhalb ziemlich weiter
Grenzen
[* 13] schwankt
(beim
Merkur zwischen 4,4 und 12''; bei
Venus von 9,5 bis 62'', beim
Mars von 3,3 bis 23'', beim
Jupiter
von 30 bis 46'', beim
Saturn von 15 bis 20''). Auf einigen derselben nimmt man
Flecke oder
Streifen wahr, aus deren regelmäßiger
Bewegung man die
Rotation dieser
Körper um bestimmte
Achsen erkennt; zum Teil wird diese
Rotation auch durch eine
Abplattung
an den
Polen angedeutet.
Ferner bemerkt man bei
Merkur und
Venus und in geringerm
Grad auch beim
Mars einen
Wechsel der
Lichtgestalt, ähnlich wie beim
Mond
[* 14] (s.
Phasen). Mehrere
Planeten werden auch von kleinern Weltkörpern umkreist, welche man
Nebenplaneten im
Gegensatz zu den Haupt
planeten,
auch
Monde,
Trabanten oder
Satelliten nennt. Es haben nämlich
Erde und
Neptun je 1,
Mars 2,
Jupiter und
Uranus
je 4,
Saturn 8
Monde; der letztgenannte wird außerdem noch von einem Ringsystem umgeben.
Vgl. beifolgende
Karte »
Planetensystem«.
[* 15]
Die Alten kannten nur die fünf dem bloßen Auge sichtbaren Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn; außer diesen sternartigen Körpern findet man vereinzelt auch Sonne und Mond als Planeten bezeichnet, die mit jenen die scheinbare Bewegung am Fixsternhimmel gemein haben. Die planetarische Natur der Erde war noch unbekannt. Erst Kopernikus ordnete sie der Reihe der Planeten ein. Die Erfindung des Fernrohrs führte zunächst auf die Entdeckung der Jupitermonde durch Simon Marius in Ansbach [* 16] und Galilei in Padua [* 17] 7.-10. Jan. 1610. Galilei erblickte auch im November 1610 den Saturn »dreifach«, aber erst Huygens erkannte die wahre Gestalt des Saturnrings.
Der letztere entdeckte auch den 6. Saturnmond (Titan); Dom. Cassini fand nachher den äußersten (Japetus) im Oktober 1671, den 5. (Rhea) [* 18] den 3. und 4. (Tethys und Dione) Ende März 1684. Fast ein Jahrhundert verging noch bis zur Auffindung eines neuen Hauptplaneten; erst entdeckte Wilh. Herschel in Bath den Uranus. Ihm verdanken wir auch die Auffindung der beiden äußersten Uranusmonde (Titania und Oberon) sowie des 1. und 2. Saturntrabanten (Mimas und Enceladus) 28. Aug. und während der 7. Saturnmond (Hyperion) erst im September 1848 von W. Lassell zu Starfield bei Liverpool [* 19] und Bond in Cambridge (Vereinigte Staaten) entdeckt wurde.
Lassell hat auch durch die 1851 mit seinem großen Reflektor auf Malta angestellten Beobachtungen die Zahl der Uranusmonde auf vier festgestellt, während W. Herschel außer den zwei bereits oben erwähnten in den Jahren 1790-94 noch vier beobachtet zu haben glaubte, deren Umlaufszeit er aber nicht bestimmen konnte. Auch mit dem großen Refraktor der Sternwarte [* 20] in Washington [* 21] haben Newcomb und Holden nur vier Uranusmonde gesehen. Eine neue Periode planetarischer Entdeckungen beginnt mit der Auffindung der Ceres durch Piazzi in Palermo; [* 22] es folgte dann die Entdeckung der Pallas durch Olbers in Bremen [* 23] der Juno durch Harding in Lilienthal und der Vesta durch Olbers Damit waren die ersten Glieder [* 24] aus der Gruppe der kleinen Planeten, Planetoiden oder Asteroiden, zwischen Mars und Jupiter gefunden; aber erst fand Hencke in Driesen einen neuen Planetoiden, die Asträa.
Seitdem hat sich die Zahl dieser Himmelskörper bis Mitte 1888 auf 279 vergrößert. Aus den Unregelmäßigkeiten der Uranusbewegung hatten die Astronomen schon längere Zeit auf die Existenz eines noch unbekannten Planeten jenseit des Uranus geschlossen; durch eine umgekehrte Störungsrechnung (s. Störungen) gelang es Leverrier in Paris, [* 25] den Ort desselben zu bestimmen, und auf Grund dieser Angabe fand Galle in Berlin [* 26] den äußersten Planeten, Neptun. Lassell hat im November 1846 und August 1850 zwei Monde desselben beobachtet, von denen aber nur der eine konstatiert worden ist.
Durch das Studium der Merkurbewegung ist Leverrier auch auf die Vermutung gekommen, daß es innerhalb der Merkurbahn noch einen oder mehrere Planeten gibt. Doch konnte bis jetzt die Existenz eines intermerkurialen Planeten noch nicht nachgewiesen werden. Dagegen wurden 11. und durch Hall [* 27] in Washington zwei Marsmonde entdeckt. Es betrug hiernach Mitte 1888 die Zahl der Hauptplaneten nebst den Planetoiden 287, die der Nebenplaneten 20. Über die herkömmlichen Bezeichnungen dieser Himmelskörper vgl. unten (S. 110).
Übersicht des Planetensystems.
In umstehender Tabelle ist die mittlere Entfernung der Planeten von der Sonne in Erdbahnhalbmessern angegeben; will man diese Entfernung in Millionen geographische Meilen oder in Millionen Kilometer wissen, so hat man die gegebenen Zahlen mit der mittlern Entfernung der Erde von der Sonne zu multipliziert. Nimmt man die Parallaxe [* 28] (s. d.) der Sonne zu 8,85 Sekunden an, so ist diese Entfernung = 20,036 Mill. geogr. Meilen oder 148,67 Mill. km. Für die größern Planeten ergeben sich also folgende mittlere Abstände von der Sonne:
|Mill. geogr. M.||Mill. Kilom.|
|Merkur||7.7||57.5|
|Venus||14.5||107.5|
|Erde||20.0||148.7|
|Mars||30.5||226.5|
|Jupiter||104.0||778.5|
|Saturn||190.7||1418.1|
|Uranus||383.6||2851.8|
|Neptun||600.1||4468.3|
¶
Wahre Grösse der Planeten im Verhältnis zur Sonne.
(Die Sonnenscheibe [* 30] gleich 1 Fuss Durchmesser angenommen).
♆ Neptun
♅ Uranus
♄ Saturn
♃ Jupiter
^ Ceres
^ Pallas
^ Juno
^ Vesta
♂ Mars
☾ Mond ♁ Erde
♀ Venus
☿ Merkur
Innere Planetengruppe.
P-Perihelium
(Sonnennähe)
A-Aphelium
(Sonneferne)
☊ aufsteigender Knoten und ☋ absteigender Knoten.
Verhältnissmässige Grösse und Entfernung der Erde zum Mond.
Erde 1720 Meil. Durchm. 51822 Meilen mittl. Entfernung. Apogäum (Erdferne) Mond 454 Meil. Durchm. Perigäum (Erdnähe) ^[Berichtigung: Apo- und Perigäum sind vertauscht]
Die mittlere Entfernung der Planeten von der Sonne und ihre Banhstrecke in 88 Tagen oder einem Merkurumlaufe.
☿ Merkur, 360°
♀ Venus, 141° 22'
♁ Erde, 86° 44'
♂ Mars, 46° 7'
^ Vesta, 23° 55'
^ Juno, 19° 54'
^ Pallas, 18° 52'
^ Ceres, 18° 50'
♃ Jupiter, 7° 19'
♄ Saturn, 2° 57'
♅ Uranus, 1° 8'
♆ Neptun, 31'
Zum Artikel »Planeten«. ¶
mehr
Übersicht des Planetensystems.
|Name und Zeichen des Planeten||Mittlere Entfernung von der Sonne||Siderische Umlaufszeit Tage||Exzentrizität der Bahn||Neigung der Bahn||Äquatordurchmesser Kilometer||Abplattung||Rotationsdauer St.||Min.||Verhältnis zur Sonnenmasse||Mittlere Dichte (Wasser = 1)|
|I. Innere Planeten.|
|Merkur ☿||0.38710||87.96926||0.20560||7° 0,1'||4900||-||24||5||1:4348000||7.9|
|Venus ♀||0.72333||224.70079||0.00684||3° 23,6'||-||-||23||21||1:412150||5.4|
|Erde ♁||1.00000||365.25636||0.01677||-||-||1/299||23||56||1:319455||5.6|
|Mars ♂||1.52369||686.97979||0.09326||1° 51,0'||-||-||24||37||1:2994800||4.2|
|II. Äußere Planeten.|
|Jupiter ♃||5.20280||4332.5848||0.04825||1° 18,7'||143800||1/17.1||9||55||1:1047.8||1.32|
|Saturn ♄||9.53885||10759.2198||0.05600||2° 29,5'||118700||1/9||10||14||1:3501.6||0.66|
|Uranus ♅||19.19209||30688,510||0.04636||0° 46,3'||60000||1/10||-||-||1:12000||0.98|
|Neptun ♆||30.05508||60181,113||0.00850||1° 47,0'||55000||-||-||-||1:19700||1.12|
III. Nebenplaneten.
|Name der Monde||Mittlere Entfernung vom Hauptplaneten||Siderische Umlaufszeit||Exzentrizität der Bahn||Durchmesser||Masse in Teilen der Masse des Hauptplaneten|
|in Halbmessern des Hauptplaneten||in Kilometern||Tage||St.||Min||Sek.||Kilometer|
|Mond der Erde||60,273||384420||27||7||43||11.5||0.05491||3465||1/81|
|Mars: 1) Deimos||5,830||23420||1||6||18||-||-||-||-|
|2) Phobos||2,334||9370||-||7||19||-||-||-||-|
|Jupiter: I.||6,049||419250||1||18||27||30||0.00000||3799||0.0000169|
|II.||9,623||666360||3||13||13||42||0.00000||3405||0.0000232|
|III.||15,350||1063320||7||3||42||30||0.00135||5557||0.0000884|
|IV.||26,998||1870690||16||16||32||12||0.00724||4748||0.0000425|
|Saturn: 1) Mimas||3.35||184000||0||22||37||-||-||-||-|
|2) Enceladus||4.30||236700||1||8||53||-||-||-||-|
|3) Thetis||5.28||293100||1||21||18||-||0.01086||-||-|
|4) Dione||6.82||377700||2||17||41||-||0.00310||-||-|
|5) Rhea||9.52||522900||4||12||25||-||0.00080||-||-|
|6) Titan||22.08||1214700||15||22||41||-||0.02922||-||-|
|7) Hyperion||26.78||1470700||21||6||49||-||0.1150||-||-|
|8) Japetus||64.36||3464600||79||7||54||-||0.02844||-||-|
|Uranus: 1) Ariel||7,134||205500||2||12||29||-||-||-||-|
|2) Umbriel||9,938||285700||4||3||28||-||-||-||-|
|3) Titania||16,301||468200||8||16||56||-||-||-||-|
|4) Oberon||21,797||624100||13||11||7||-||-||-||-|
|Mond des Neptun||12.45||352500||5||21||4||-||-||-||-|
Von den kleinen Planeten hat den kleinsten Abstand von der Sonne Medusa (149), nämlich 42,7 Mill. Meilen oder 316,7 Mill. km, den größten aber Hilda (153), nämlich 79 Mill. Meilen oder 586 Mill. km.
Gruppierung der Hauptplaneten. Man teilt von alters her die Planeten in zwei Gruppen: untere oder innere, welche der Sonne näher stehen als die Erde, und obere oder äußere, welche von der Sonne entfernter sind. Zur ersten Gruppe gehören Merkur und Venus, zur zweiten alle vom Mars bis Neptun, von denen im Altertum nur Mars, Jupiter und Saturn bekannt waren. Zweckmäßiger erscheint die von Mädler empfohlene Scheidung in drei Gruppen: innere, mittlere und äußere Planeten. Zur innern Gruppe, deren Verhältnisse die beifolgende Tafel veranschaulicht, gehören Merkur, Venus, Erde, Mars, alle mittelgroß, von beträchtlicher Dichte, wenig abgeplattet, in beiläufig 24 Stunden um ihre Achse rotierend, mit Ausnahme der Erde und des Mars mondlos. Die mittlere Gruppe bilden die Planetoiden; zur äußern Gruppe endlich zählen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun, alle sehr groß, wenig dicht, rasch (in 10-11) Stunden um ihre Achse rotierend, stark abgeplattet, mondreich (bis auf Neptun). Diese Gruppe enthält 17 Monde, während in der erstern in deutlichem Gegensatz deren nur drei vorhanden sind.
Scheinbare Bewegung der Planeten.
Hinsichtlich der scheinbaren Bewegung besteht ein wesentlicher Unterschied zwischen den untern Planeten, Merkur und Venus, und den obern. Während nämlich erstere sich nie weit von der Sonne entfernen und daher nur bald nach Sonnenuntergang am Westhimmel als Abendstern oder kurz vor Sonnenaufgang am Osthimmel als Morgenstern, [* 32] aber nie durch die ganze Nacht sichtbar sind, kann man die obern Planeten zu verschiedenen Zeiten in den verschiedensten Stunden der Nacht, in allen möglichen scheinbaren Abständen von der Sonne auch in der der Sonne gerade entgegengesetzten Gegend des Himmels oder, wie man sagt, in Opposition zur Sonne beobachten.
Betrachten wir zunächst die Erscheinungen, welche uns die untern Planeten in ihrer scheinbaren Bewegung darbieten, so finden wir, daß Venus höchstens 3-4 Stunden vor der Sonne auf- und ebenso lange nach derselben untergeht; ihre Elongation, d. h. ihr größter Abstand von der Sonne nach O. oder W., beträgt 46½°. Wenn sie zur Zeit ihrer östlichen Elongation als Abendstern am Westhimmel steht, so erscheint sie im Fernrohr als halbe Kreisscheibe, die beleuchtet Seite rechts. Von da an nähert sie sich der Sonne, sie geht immer früher nach Sonnenuntergang unter, die Lichtgestalt ¶
mehr
wird mehr und mehr sichelförmig, bis ganz in der Nähe der Sonne der Planet unsichtbar wird, teils wegen der Nähe der Sonne, teils weil er der Erde seine dunkle Seite zukehrt, wie der Mond beim Neumond. Während dieser ganzen Zeit nimmt der scheinbare Durchmesser der Venus beständig zu, eine Folge ihrer Annäherung an die Erde. Bei der Sonne angelangt, befindet sie sich zwischen uns und der Sonne; man sagt dann, sie stehe in der untern Konjunktion (s. d.) mit der Sonne.
Manchmal, aber selten, sieht man sie dann als kleine dunkle Scheibe von O. nach W. vor der Sonne vorübergehen, was man als Durchgang der Venus durch die Sonne bezeichnet. Bald nach der untern Konjunktion wird der Planet als Morgenstern kurz vor Sonnenaufgang sichtbar; im Fernrohr zeigt er sich dann als eine schmale, der Sonne die konvexe Seite zukehrende Sichel. Von Tag zu Tag steht er nun früher vor der Sonne am Himmel, [* 34] die Lichtgestalt nimmt zu, bis man endlich, wenn die größte Abweichung von der Sonne nach W. erreicht ist, die ganze linke Hälfte der Planetenscheibe beleuchtet sieht, wie beim Mond im letzten Viertel.
Der Durchmesser des Planeten ist in dieser Zeit immer kleiner geworden, derselbe entfernt sich von der Erde. Diese Abnahme des scheinbaren Durchmessers dauert auch noch fort, wenn die Venus sich wieder der Sonne nähert, also früh immer kürzere Zeit vor der Sonne aufgeht, bis sie endlich in den Strahlen der aufgehenden Sonne unsichtbar wird. Während dieser Annäherung an die Sonne hat die Lichtgestalt beständig zugenommen; doch vermögen wir die vollständig beleuchtete Scheibe, die uns der Planet zukehrt, wenn er bei der Sonne steht, eben wegen der Nähe der Sonne nicht zu sehen.
Venus ist jetzt am weitesten von uns entfernt, ihr Durchmesser erscheint uns am kleinsten; wir sagen, sie stehe in der obern Konjunktion mit der Sonne; beide Gestirne haben gleiche Länge. Einige Zeit nachher bemerken wir den Planeten wieder am Abendhimmel; er geht kurz nach Sonnenuntergang unter und zeigt eine beinahe vollständig beleuchtete Kreisscheibe. Immer weiter entfernt sich jetzt Venus auf der Ostseite von der Sonne, immer länger steht sie am Abendhimmel; dabei nimmt ihr scheinbare Durchmesser beständig zu, die Lichtgestalt aber ab, bis endlich in der größten östlichen Abweichung von der Sonne nur noch die rechte Hälfte der Kreisscheibe beleuchtet ist.
Von da an beginnt derselbe Wechsel der Erscheinungen von neuem. Die Venus zeigt also Phasen wie der Mond; doch ist, abweichend von diesem, die Sichel bei der Zunahme der Lichtgestalt auf der linken, bei der Abnahme auf der rechten Seite, wenn der Planet aus der östlichen Elongation in die westliche übergeht. Nach der wechselnden Stellung gegen die Sonne betrachten wir nun die Bewegung unter den Fixsternen. Wird Venus kurz nach der obern Konjunktion als Abendstern sichtbar, so ist ihre scheinbare Bewegung schnell und zwar rechtläufig oder direkt, d. h. in der Reihenfolge der Zeichen des Tierkreises von W. nach O. Je weiter sie sich aber von der Sonne nach O. entfernt, desto langsamer wird ihre Bewegung, und wenn sie den Abstand von 46½° von der Sonne erreicht hat, so nähert sie sich dieser wieder langsam, wobei sie aber gegen die Zeichen immer noch rechtläufig ist.
Hat sie sich der Sonne bis auf 28° genähert, so tritt ein Stillstand in ihrer Bewegung gegen den Fixsternhimmel ein: sie ist stationär geworden. Nach diesem Stillstand aber fängt sie an, sich der Sonne mit retrograder oder rückläufiger Bewegung, d. h. gegen die Reihenfolge der Zeichen des Tierkreises oder von O. nach W., mit zunehmender Geschwindigkeit zu nähern. Zur Zeit ihrer schnellsten retrograden Bewegung, bei ihrer untern Konjunktion, verschwindet sie in den Strahlen der Sonne, um einige Zeit nachher als schmale Sichel westlich von der Sonne als Morgenstern zu erscheinen, entfernt sich dann von der Sonne mit abnehmender Geschwindigkeit bis auf 28° und wird in diesem Abstand zum zweitenmal stationär.
Die Zeit der retrograden Bewegung der Venus vom östlichen bis zum westlichen Stillstand beträgt 41 Tage. Von dem Punkt ihres westlichen Stillstandes beginnt wieder langsam ihre rechtläufige Bewegung, wobei sie, weil ihre Bewegung anfangs langsamer als die der Sonne ist, hinter dieser allmählich bis auf 46½° zurückbleibt. Von da beginnt sie bei immer geschwinder werdender rechtläufiger Bewegung sich der Sonne wieder zu nähern, bis sie dieselbe in ihrer obern Konjunktion erreicht, um dann ihren Lauf in der angegebenen Weise von neuem zu beginnen.
Der Zeitraum, innerhalb dessen der Verlauf der besprochenen Erscheinungen vor sich geht, beträgt 582 Tage; der Bogen [* 35] aber, um welchen sich die Venus gegen die Fixsterne rückläufig bewegt, mißt 16°. Ganz ähnliche Erscheinungen bietet der Merkur dar, nur entfernt er sich höchstens 23° östlich und westlich von der Sonne, wird schon in 18° Entfernung von ihr stationär und vollendet den ganzen Wechsel der Erscheinungen in 116 Tagen, wovon auf die Zeit seiner rückläufigen Bewegung 17½ Tage kommen, während der bei letzterer durchlaufene Bogen 12½° beträgt.
Andre Erscheinungen bieten die obern Planeten in ihrer scheinbaren Bewegung dar. Der uns nächste von diesen ist Mars. Wie Merkur und Venus, steht auch er zuweilen in Konjunktion mit der Sonne und verschwindet dann in ihren Strahlen, um einige Zeit nachher rechts oder westlich von ihr wieder sichtbar zu werden. Er geht kurz vor der Sonne auf und erscheint dann in seiner kleinsten sichtbaren Größe. In Beziehung auf die Fixsterne ist Mars bei diesem Stand rechtläufig und zwar mit der größten Geschwindigkeit, doch entfernt er sich dessen ungeachtet immer weiter von der schneller nach O. vorrückenden Sonne und geht immer früher vor ihr auf.
Nach und nach aber wird seine Geschwindigkeit geringer und seine Entfernung von der Sonne immer größer, bis er bei einem westlichen Abstand von ungefähr 137° von der Sonne stationär wird. Setzt er sich dann wieder in Bewegung, so ist diese etwa 70 Tage lang rückläufig und erscheint dann am geschwindesten, wenn er 180° von der Sonne entfernt, ihr also gerade gegenüber oder in Opposition mit ihr steht. Indem die westliche Entfernung des Planeten von der Sonne über 180° wächst, findet von O. her eine Annäherung beider Himmelskörper statt, und wenn der Planet 137° östlich von der Sonne steht, so wird er zum zweitenmal stationär und nähert sich nun bei rechtläufiger Bewegung der Sonne bis zur Konjunktion mit derselben, um dann in der angegebenen Weise seinen Lauf von neuem zu beginnen.
Derselbe wird in einem Zeitraum von 780 Tagen vollendet. Mit dem Fernrohr betrachtet, erscheint Mars zwar nicht immer als vollkommene Scheibe; doch fehlt nur wenig daran, und sichelförmig wird er nie gesehen. Ähnlich wie Mars verhalten sich auch die andern obern Planeten. Dieselben kommen also mit den untern darin überein, daß sie sich ebenfalls mit ungleichförmiger Geschwindigkeit zu bewegen scheinen, recht- und rückläufig und dazwischen stationär werden; es kommen aber die obern nie in untere, sondern nur in obere Konjunktion mit der Sonne, dafür aber auch ¶