Fünftes Kapitel — Die Planeten
§ 28 Zahl und Bewegungen der Planeten
1. Wesen. Wir wissen schon, daß die meisten Sterne ihre Lage zueinander nicht verändern. Beobachtet man jedoch längere Zeit, etwa mehrere Monate nacheinander, die Sternbilder des Tierkreises, so wird man vereinzelt auch Sterne wahrnehmen, die ihre Lage zu den Sternen der Sternbilder verändern. Diese Sterne müssen also nicht nur an der scheinbaren Rotation der Himmelskugel teilnehmen, sondern außerdem noch eine eigene, wirkliche Bewegung haben. Weitere Beobachtungen haben ergeben, daß diese Sterne die Sonne umkreisen, Licht und Wärme von ihr erhalten, nicht funkeln (szintillieren) und uns in Scheibenform erscheinen. Man nennt sie Planeten oder Wandelsterne. Auch die Erde ist ein solcher Planet, der, von anderen Planeten gesehen, als leuchtender Stern erscheinen wird.
2. Haupt-und Nebenplaneten. Die meisten uns bekannten Planeten bewegen sich nur um die Sonne, 24 bewegen sich um einen von jenen Planeten und mit ihm um die Sonne. Jene heißen Hauptplaneten, diese Nebenplaneten, auch Satelliten, Trabanten, Monde. Einer davon ist der Mond unserer Erde.
3. Zahl. Vor Erfindung des Fernrohres durch Galilei (1609) kannte man nur 6 Planeten und einen Nebenplaneten, den Mond der Erde. Seitdem sind viele hundert neue Planeten und 26 Nebenplaneten entdeckt worden. Von Nebenplaneten umkreisen die Erde einer, den Mars 2, den Jupiter 8, den Saturn 10, den Uranus 4, den Neptun einer. Sie führen diese Bewegung von Westen nach Osten aus, bis auf je einen Mond des Jupiter, des Saturn und den Mond des Neptun, die von Osten nach Westen kreisen.
Die Entdeckung des 6., 7. und 8. Jupitermondes und des 8., 9. und 10. Saturnmondes stammt aus den Jahren 1902–1908 und ist der Himmelsphotographie zu verdanken; der 9. Mond des Saturn kann in keinem der besten Fernrohre der Welt gesehen werden.
4. Namen und Entfernungen. Die Namen der Planeten, die vor der Erfindung des Fernrohres bekannt waren, sind: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn. Dazu kam, im Jahre 1781 von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckt, der Uranus. Die Entfernung des Merkur von der Sonne beträgt rund 60, die des Uranus rund 3000 Millionen km. Für die Entfernungen der sechs ersten von diesen Planeten von der Sonne hatte man ein merkwürdiges Zahlenverhältnis gefunden. In möglichst runden Zahlen sind diese Größen nämlich folgendermaßen darzustellen:
| Merkur | 60 + | 0 · 45 | = | 60 | Millionen Kilometer |
| Venus | 60 + | 1 · 45 | = | 105 | Millionen Kilometer |
| Erde | 60 + | 2 · 45 | = | 150 | Millionen Kilometer |
| Mars | 60 + | 4 · 45 | = | 240 | Millionen Kilometer |
| Jupiter | 60 + | 16 · 45 | = | 780 | Millionen Kilometer |
| Saturn | 60 + | 32 · 45 | = | 1500 | Millionen Kilometer |
Das sah so gesetzmäßig aus, daß man früh auf die Vermutung kam, zwischen Mars und Jupiter, wo die Stufe 60 + 8 · 45 fehlte, müsse noch ein Planet vorhanden sein. Diese Vermutung wurde bestärkt, als sich die Entfernung für den Uranus = 60 + 64 · 45 = 2940 Millionen km herausstellte. Durch einen Zufall wurde wirklich 1801 zwischen Mars und Jupiter ein neuer, aber im Vergleich zu den anderen sehr kleiner Planet entdeckt. In wenigen Jahren folgte die Entdeckung noch mehrerer solcher kleinen Planeten zwischen Mars und Jupiter. Heute ist die Zahl der bekannten Planeten dieser Art nicht mehr weit von 1000 entfernt; eine genaue Zahl anzugeben, ist zwecklos, da in jedem Jahr eine große Anzahl neuer entdeckt wird. Ihre Entfernungen von der Sonne sind zwar sehr verschieden (zwischen 300 000 000 und 600 000 000 km), aber fast alle bewegen sich zwischen Mars und Jupiter. Man nennt sie kleine Planeten oder Planetoiden.
Eigentümliche Unregelmäßigkeiten im Laufe des Uranus legten den Astronomen die Vermutung nahe, daß in noch weiterer Entfernung von der Sonne noch ein Planet sich befinde, und der Franzose Leverrier berechnete 1846 aus jenen Unregelmäßigkeiten den Ort, wo man ihn suchen müsse. Es war ein gewaltiger Triumph der Astronomie, daß noch in demselben Jahre Galle in Berlin den Planeten wirklich auffand, und zwar am Abend des Tages, an dem er Leverriers briefliche Aufforderung zum Aufsuchen des Sternes erhalten hatte. Dieser Planet heißt Neptun; er ist rund 4 500 000 000 km von der Sonne entfernt.
5. Arten. Die Planeten, die näher an der Sonne stehen als die Erde, nennt man untere, die entfernteren obere Planeten. Jene können nie in Opposition mit der Sonne stehen, d. h. so, daß die Erde zwischen ihnen und der Sonne steht, sondern nur in oberer oder unterer Konjunktion, d. h. so, daß entweder die Sonne zwischen ihnen und der Erde oder sie zwischen der Sonne und Erde erscheinen. Die oberen Planeten können in Opposition oder oberer Konjunktion mit der Sonne stehen. – Man scheidet auch wohl die Planeten zwischen Sonne und Planetoidenzone als innere, die jenseits der Planetoidenzone gelegenen als äußere Planeten.
6. Umlaufszeit. Die Umlaufszeiten der Planeten sind folgende:
| Merkur | 88 Tage, |
| Venus | 225 Tage, |
| Erde | 1 Jahr, |
| Mars | 1 Jahr, 322 Tage, |
| Jupiter | 11 Jahre, 315 Tage, |
| Saturn | 29 Jahre, 167 Tage, |
| Uranus | 84 Jahre, 7 Tage, |
| Neptun | 164 Jahre, 285 Tage. |
Die Umlaufszeiten der Planetoiden liegen zwischen 3 und 8 Jahren.
7. Bahnen. Alle Planeten bewegen sich um die Sonne von Westen über Süden nach Osten in Ellipsen, in deren einem Brennpunkte die Sonne steht. Für alle gibt es also ein Perihel und ein Aphel. Die vorher angegebenen Entfernungen von der Sonne sind stark abgerundete mittlere Entfernungen.
Keine Planetenbahn fällt mit irgend einer zweiten in dieselbe Ebene. Daher sind also auch alle Planetenbahnen gegen die Ekliptik geneigt. Die Neigungswinkel sind aber so klein, daß die Bahnen sämtlich innerhalb des Tierkreises liegen. Nur einige Planetoiden machen eine Ausnahme.
8. Rückläufigkeit. Nach dem Augenschein sollte man meinen, daß die Bahnen der Planeten viel verwickeltere krumme Linien seien. Beachten wir z. B. eine Zeitlang die Venus und zeichnen täglich in eine Sternkarte den Ort ein, wo sie am Fixsternhimmel beobachtet wurde, so wird sich nicht nur finden, daß die Bewegung des Planeten mit sehr ungleichen Geschwindigkeiten zu erfolgen scheint; vielmehr wird es sogar den Eindruck machen, als stehe der Stern, nachdem er anfangs von Westen nach Osten fortgeschritten, einige Tage fast still und bewege sich höchstens etwas von Norden nach Süden, um dann plötzlich von Osten nach Westen weiter zu wandern, nach einiger Zeit wieder stillzustehen und endlich den Weg von Westen nach Osten fortzusetzen. Der Stern wird so scheinbar eine ganze Schleife durchlaufen. Die Bewegung von Westen nach Osten nennt man rechtläufig (recht = richtig), die von Osten nach Westen rückläufig. Ähnliche Beobachtungen kann man auch an den Bahnen der oberen Planeten machen. Fig. 42 soll uns diese merkwürdige Erscheinung erklären. In S stehe die Sonne, die Kreisbogen E, M, F seien Stücke der Erdbahn, der Marsbahn und des Fixsternhimmels. Die Planetenbahnen sind also der Einfachheit wegen kreisförmig angenommen. Wir beobachten die Bewegungen des Mars einige Zeit vor und nach der Opposition. Den Stellungen der Erde in I, II, III … IX entsprechen die gleichzeitigen Stellungen des Mars in a, b, c … i; die Stellung V–e ist die der Opposition. Steht die Erde in I, so sieht der Beobachter den Stern in der Verlängerung von I–a, also in 1 am Fixsternhimmel. Ist die Erde bis II fortgerückt, so erscheint dem Beobachter der Mars in 2, er ist also rechtläufig fortgewandert. Diese Wanderung setzt er fort bis 3. Dort aber scheint er einige Zeit stillzustehen; denn auch von IV aus sieht ihn der Beobachter noch an dieser Stelle. Von nun an zieht er offenbar rückläufig weiter über 5 bis 6, steht hier wieder scheinbar still und schlägt nun wieder die rechtläufige Bewegung ein. Zum völligen Verständnis ist noch zu beachten, daß E und M nicht in derselben Ebene liegen, sondern daß ihre Ebenen etwas gegeneinander geneigt sind; daher wird die rückläufige Bewegung von 4 nach 5 nicht an denselben Fixsternen vorübergehen, wie vorher die rechtläufige auf dieser Strecke, sondern es werden Schleifen entstehen.
9. Rotation. Bei einigen Planeten ist auch eine Rotation um ihre Achse nachgewiesen durch Beobachtung von Flecken auf ihrer Oberfläche. Der Merkur braucht zu einer Rotation wahrscheinlich so viel Zeit, wie zu einer Revolution, 88 Tage, würde sich also zur Sonne wie der Mond zur Erde verhalten. Von der Venus glaubte der berühmte italienische Astronom Schiaparelli 1892 dasselbe nachgewiesen zu haben; doch haben noch neuere Forschungen die ältere Annahme wahrscheinlicher gemacht, daß die Rotation der Venus etwa 24 Stunden währe; ungefähr ebensolange dauert eine Rotation des Mars. Jupiter rotiert in ca. 10 Stunden. Bedenkt man, daß dieser Stern 310mal so groß wie Erde ist, so ergibt sich, daß ein Punkt seines Äquators mit rasender Geschwindigkeit rotieren muß. Auch die Rotation des Saturn dauert ca. 10 Stunden. Von den übrigen Planeten ist eine Rotation noch nicht erwiesen, aber wahrscheinlich.