Die Welt der Planeten

by M. W. Meyer

Der nächste große Planet jenseits des Mars ist der Jupiter, der in einem Abstande von mehr als 5 Einheiten des Sonnensystems umkreist gegen 1½ beim Mars. Diese große Lücke zwischen den beiden Planeten war um so auffälliger, als man eine gewisse merkwürdige, zwar ursächlich noch nicht erklärte Regel in den Abständen aller Planeten herausgefunden hatte, von der wir schon Seite 13 sprachen. Wir sahen dort, wie die Abweichungen dieser Bode-Titiusschen Regel von der Wahrheit, mit Ausnahme der für Neptun gefundenen Entfernung, merkwürdig gering sind, daß aber für die Zahl 8 in der angeführten Reihe der zugehörige Planet überhaupt fehlt. Ein mit bloßem Auge sichtbarer Planet war hier sicher nicht vorhanden, und auch mit den optischen Mitteln, die bis zum Ende des achtzehnten Jahrhunderts zur Verfügung standen, ließ sich die Lücke nicht ausfüllen. Aber gerade an der Jahrhundertwende, am 1. Januar 1801, fand Piazzi in Palermo ein an der Grenze der Sichtbarkeit mit dem bloßen Auge gelegenes Sternchen 6. Größe, das seinen Ort am Himmel beständig veränderte, also notwendig ein Angehöriger unseres Sonnensystems sein mußte, weil alle übrigen Sterne, wenigstens in so kurzen Zeiträumen, unveränderlich am Himmel stehenbleiben. Daß es sich aber um einen Planeten handeln könne, der jene empfindliche Lücke ausfüllte, daran dachte man zunächst doch noch nicht. Es war vielleicht einer von den Kometen des Sonnensystems, die alle erdenklichen Formen annehmen und darum auch wohl als ungeschweifte Sterne erscheinen können. Erst als der junge Gauß in Braunschweig nach einer von ihm erdachten Methode die Bahn des Neulings um die Sonne berechnet hatte, zeigte es sich, daß diese Bahn gerade in der Lücke zwischen Mars und Jupiter lag, die die oben angegebene Regel bei 2,8 der Sonnenentfernung angab. Die mittlere Entfernung des neuen Planeten fand sich zu 2,77. Die Bahn ist einem Kreise ähnlicher wie die Bahnen von Merkur und Mars, zeigt also in dieser Hinsicht durchaus planetarischen Charakter, aber die Abweichung der Bahnlage von der Ekliptik, um die sich, wie schon oben (S. 18) dargestellt, alle Bahnen der großen Planeten in einer flachen Linse ordnen, war größer als bei Merkur, der mit 7° Neigungswinkel seiner Bahn von den großen Planeten am meisten von der Ebene der Erdbahn abweicht. Der neue Planet kann sich bis zu etwa 10½° über diese Fundamentalebene erheben. Man gab ihm den Namen Ceres. Nicht viel mehr als ein Jahr nach dieser epochemachenden Entdeckung fand – wieder zufällig – Olbers, ein Arzt in Bremen, der, ursprünglich nur Liebhaber der Sternkunde, doch sowohl als Beobachter wie namentlich auch als Rechner und Theoretiker einen bedeutenden Namen unter den Astronomen seiner Zeit gewann, am 28. März 1802 einen zweiten kleinen Planeten in dieser Lücke, der Pallas genannt wurde. Auch sein Sonnenabstand ist gleich 2,77, aber seine Bahn erwies sich sowohl stark von einem Kreise wie von der Ekliptik abweichend. Die Exzentrizität beträgt 0,24 und die Neigung nicht weniger als 35°. Pallas ist noch etwas lichtschwächer wie Ceres. Zwei weitere ähnliche Körper wurden dann noch 1804 von Harding und 1807 wieder von Olbers in derselben Lücke gefunden und Juno und Vesta getauft. Juno ist noch etwas kleiner als die beiden vorher entdeckten, Vesta dagegen tritt zuweilen an die Grenze der Sichtbarkeit mit dem freien Auge.

Erst nach 38jähriger Zwischenzeit seit der Entdeckung der Vesta ist, wieder durch einen Liebhaber der Sternkunde, Hencke in Driesen, ein äußerst kleines, bewegliches Sternchen gefunden worden, das sich gleichfalls als ein in diese Lücke gehöriger kleiner Planet erwies. Dieser fünfte Planetoid, wie man die Glieder dieser Gruppe nunmehr unterbenannte, war nur 10. Größe; man gab ihm den Namen Asträa. Nachdem dann derselbe Hencke zwei Jahre später noch einen sechsten Planetoiden, Hebe, entdeckt hatte, ging es nun an eine allgemeine »Planetenjagd«, deren Erfolge bald alle Erwartungen überstiegen, so daß man wegen der Überfülle von Entdeckungen auf diesem Gebiete bald von einer »Kleinen Planetenplage« zu sprechen begann. Bis 1850 waren zu den vier anfangs des Jahrhunderts entdeckten zunächst nur noch 9 neue hinzugekommen; dann wurden bis 1870 jährlich etwa fünf hinzuentdeckt. Von dieser Zeit an begann die Photographie sich in den Dienst der Astronomie zu stellen, und mit ihrer Hilfe mehrten sich nun die Planetenentdeckungen in wirklich beängstigender Weise. In den fünf Jahren von 1891 bis 1895 wurden beispielsweise nicht weniger als 107 davon neu entdeckt. Heute kennt man mehr als sechshundert. Es hat wenig Sinn, die genaue Zahl der in unserer Kenntnis zu einer bestimmten Zeit vorhandenen genauer anzugeben, weil man diese Zahl mit völliger Gewißheit überhaupt nicht mehr zu ermitteln vermag. Es ist zu schwer geworden, die zunächst als neu hinzugekommenen wirklich als solche festzustellen. Sie unterscheiden sich ja äußerlich nicht von längst bekannten. Nur eine für alle durchgeführte Rechnung kann die Frage entscheiden, ob an dem Orte, wo der Neuling gefunden wurde, nicht zu der betreffenden Zeit ein bekannter Planet stehen mußte. Diese Rechnungen, also die Bahnbestimmung der neu entdeckten und die dauernde Vorausberechnung der wechselnden Orte der bekannten Planetoiden, hatte das Rechenbureau der Berliner Sternwarte übernommen, es konnte aber schließlich der Riesenaufgabe nicht mehr gerecht werden und ließ deshalb von 1890 ab nur noch die Ephemeriden, das heißt die scheinbaren Orte, von einer Auswahl erscheinen, von den andern dagegen nur Angaben über ihre günstige Beobachtungszeit (Opposition) sowie über ihren Ort und ihre Bewegung zu dieser Zeit. Es war nun viel schwieriger geworden, einen aufgefundenen Planeten als einen wirklich neuen zu erkennen, und der ziemlich wohlfeil gewordene Ruhm, einen solchen herauszufinden, der vordem den Namen des Entdeckers durch alle Zeitungen trug, verminderte sich noch weiter. Die Folge war eine wesentliche Verminderung der Zahl der Entdeckungen selbst. Die Befürchtung, daß dadurch wichtige Aufschlüsse von allgemeinem Interesse auf diesem Gebiete nicht erfolgen könnten, hat sich durch diese Einschränkung glücklicherweise nicht bestätigt. Den Rechnern bleibt mehr Muße, sich mit besonderen Fragen eifriger zu befassen, die einzelne Individuen in diesem wahren Ameisengewimmel von Weltkörpern im Duodezformat stellen.

Es mag hier inzwischen noch interessieren zu erfahren, wie man einstmals diese »Planetenjagd« betrieb, und wie man heute unter all den vielen Millionen von andern Sternen selbst die kleinsten Planeten auf der photographischen Platte herausfindet.

Wie schon oben gesagt, unterscheiden sich diese Körper von den Fixsternen nur durch ihre Bewegung. Nur bei den vier größten hat man in den stärksten Fernrohren erkannt, daß sie kleine Scheibchen besitzen, und hat ihre Durchmesser zu bestimmen versucht. Alle andern sind durchmesserlose Lichtpunkte, die sich zunächst im Fernrohr von jener Unzahl von kleinen Fixsternen nicht unterscheiden. Diese kleineren Fixsterne sind nur zum geringen Teil derart in Karten festgehalten, daß es möglich wäre, durch eine Vergleichung dieser Karten mit dem Himmel ein neu hinzugekommenes Objekt zu erkennen. Eine fortgesetzte Mappierung des Himmels konnte deshalb wohl in der ersten Zeit der Planetenentdeckung, wo noch hellere unter diesen Körpern aufzufinden waren, wertvolle Hilfe leisten. Später aber mußten die Planetenjäger für ihre Zwecke die vorhandenen Karten durch Eintragung der in ihrem Fernrohre noch mehr gesehenen Sterne vervollständigen, was, wie man leicht versteht, eine recht mühsame Arbeit war, um dann diese so hergestellte Karte eines kleinen Teiles des Himmels nach einiger Zeit, meist schon nach wenigen Stunden, abermals mit dem Himmel, Sternchen für Sternchen, zu vergleichen. Dann konnte man gelegentlich das Glück haben, einen unter ihnen herauszufinden, der in der Zwischenzeit seinen Ort unter den anderen geändert hatte. Dieser Ort wird nun durch genauere Messungen festgelegt, und man kann dann am nächsten Tage durch Vergleichung mit den Ephemeriden der bekannten Planeten feststellen, ob man wirklich eine neue Entdeckung gemacht hatte. Da die meisten dieser Weltkörperchen sich in der Nähe der Ekliptik aufhielten, so suchte man auch nur in ihrer Nähe nach ihnen, und es entstanden die sogenannten »Ekliptikal-Karten«, die namentlich von Palisa in Wien, der allein 83 kleine Planeten entdeckte, hergestellt wurden und in ihrer Sternfülle die vorhandenen Karten des übrigen Himmels weit übertrafen.

Aber all diese Arbeit zur Auffindung eines beweglichen Sternes unter den festen Himmelskörpern wurde durch die Photographie plötzlich zu einer rein mechanischen, die in einer halben Stunde erledigt werden konnte, und zwar von jedem, der nur über die nötige instrumentelle Ausrüstung verfügte. Es ist wohl bekannt, daß man heute imstande ist, eine Stelle des Himmels stundenlang der lichtempfindlichen Platte auszusetzen, indem man das photographische Fernrohr der scheinbaren täglichen Bewegung nachführt. Dadurch zeichnen sich schließlich so feine Lichtpünktchen auf, wie man sie im Fernrohr selbst gar nicht mehr zu erkennen vermag. Befindet sich nun an der aufgenommenen Stelle unter den festen Sternen ein bewegliches, so wird dieses in der Zeit, die zur Belichtung erforderlich war, einen Weg beschrieben haben, und es unterscheidet sich also sofort von den Tausenden von Lichtpunkten auf der Platte durch einen feinen Strich, den der Planet darauf erzeugt hat. Die ganze Arbeit besteht also nur noch in der Belichtung, der Entwicklung der Platte und endlich in ihrer Durchsuchung in einem geeigneten Apparate. Häufig genug findet man mehrere Striche auf einer solchen Platte, und es läßt sich, wie ich schon sagte, heute erst nach sorgfältiger Prüfung entscheiden, ob sich ein wirklich bisher noch nicht gesehener Planet darunter befindet. Auf diese Art hat Wolf in Heidelberg mit seinen dortigen Schülern bereits mehr als hundert kleine Planeten entdeckt. In [Abb. 16] ist eine solche Himmelsaufnahme mit einem Planetenstrich abgebildet.

Abb. 16. Photographische Aufnahme eines kleinen Planeten (Eros).

Es war selbstverständlich nicht leicht, in diesem Gewimmel Gesetz und Regel zu erkennen und uns über das Wesen, die Eigentümlichkeiten und die Bedeutung dieser Kleinbürger im Sonnenreiche einigen Aufschluß zu verschaffen. Wir können hier davon nur ein allgemeines Charakterbild geben.

Was zunächst ihre wirkliche Größe anbetrifft, so kann man sich davon wenigstens eine Vorstellung machen, wenn man annimmt, ihre Oberflächen strahlten das Sonnenlicht ebenso stark zurück wie irgendein dafür ausgewählter Planet von bekannter Oberfläche, wenn man also eine bestimmte »Albedo« für sie voraussetzt. Nimmt man zum Vergleich die Albedo von Mars, so ergibt sich der Durchmesser der Vesta mit etwa 400 km als der größte; Ceres wird ungefähr ebenso groß, Pallas dagegen nur zu 300 km gefunden. Die direkten Messungen, von denen schon weiter oben die Rede war, weichen hiervon aber zum Teil recht bedeutend ab, Barnard fand danach Ceres bedeutend größer als Vesta, 770 gegen 380 km, woraus folgen würde, daß Vesta das Licht viel stärker reflektiert als Ceres, letztere etwa so wie der wahrscheinlich atmosphärenlose Merkur, Vesta dagegen wie der beständig mit undurchdringlichen Wolken überlagerte Jupiter. Man muß jedoch bedenken, daß die direkten Messungen wegen der zu geringen Größe der zu messenden Scheibe noch sehr unsicher bleiben. Die kleinsten unter den in neuerer Zeit entdeckten Planeten werden kaum mehr als 5 km im Durchmesser haben. Selbst der größte unter den Planetoiden ist immer noch mindestens 17mal im Durchmesser kleiner als unsere Erde. Die Oberfläche dieser ganzen Welt könnte das Deutsche Reich ohne seine Schutzgebiete etwa viermal tragen, während die letzteren allein auf diesem Planeten schon nicht mehr Platz genug hätten. Ein so kleines Ländchen aber, wie es auf dem kleinsten dieser Weltkörper Platz hätte, gibt es überhaupt nicht auf der Erde, denn er faßt nur noch etwa 80 qkm; höchstens könnte sich noch eine größere Stadt auf ihm einrichten. Es ist aber gar kein Grund vorhanden, weshalb in diesem Gürtel nicht noch viel kleinere Welten um die Sonne kreisen sollten, die wir nicht mehr mit unsern Fernrohren erreichen können. Man hat geschätzt, daß selbst noch mit den uns gegenwärtig zur Verfügung stehenden optischen Mitteln an 5000 gefunden werden könnten, wenn wir sie voll ausnützen, wovor der Himmel die Rechner bewahren möge. Ihre wirkliche Zahl aber mag sich nach Hunderttausenden bemessen.

Macht man, wieder nur um einen ungefähren Überschlag zu erhalten, die Annahme, die Massen dieser Körperchen hätten die durchschnittliche Dichtigkeit der größeren Planeten, so kann man etwas über die Gesamtmasse erfahren, welche höchstens alle diese Körper zusammengenommen besitzen würden, wenn man sie zu nur einem zusammenschmelzte. Nimmt man hierfür die photometrischen Messungen als Grundlage, so kommt für alle bekannten Planetoiden ein Körper heraus, der im Durchmesser etwa 20mal kleiner ist als die Erde. Aber selbst bei den größtmöglichen Annahmen, auch über die unserer Kenntnis noch nicht erschlossenen Planetoiden, kann man sicher voraussetzen, daß sich in diesem Ringe zwischen Mars und Jupiter nicht mehr Masse befindet, als etwa der kleinste unter den anderen Planeten, Merkur, besitzt. Sie spielen also in dem Organismus des Sonnensystems selbst in ihrer Vereinigung nur eine untergeordnete Rolle.