Der Bau des Himmels
Der großartige Aufschwung, den die Astronomie gegen Ende des 18. Jahrhunderts nahm, ist durch mehrere Faktoren bedingt, die sowohl im Stand der Entwicklung der Astronomie selbst als auch in der Bedeutung der Sternforschung für die Gesellschaft zu suchen sind. Praktische Forderungen, neue Ideen und Entdeckungen, neue technische Möglichkeiten, alles dies führte zu einer merklichen Beschleunigung des Entwicklungstempos der astronomischen Forschung.
Zu den Entdeckungen, die das Interesse für bestimmte Fragen neu belebten, gehört auch der Fund eines neuen großen Planeten des Sonnensystems, der dem aus Hannover stammenden und seit 1759 in England wirkenden Astronomen F. W. Herschel zufällig bei seinen Sterndurchmusterungen am Abend des 13. März 1781 glückte. Herschel entdeckte bei seinem Versuch, Fixsternparallaxen mit starken Vergrößerungen zu messen, im Sternbild Zwillinge ein Objekt, das im Vergleich zu den Fixsternen eine größere Ausdehnung besaß und von Herschel zunächst für einen Kometen gehalten wurde. Später stellte sich aber heraus, daß es sich unzweifelhaft um einen Planeten handelte — Uranus war entdeckt. Der Eindruck dieser Entdeckung in der Öffentlichkeit war stark — zum erstenmal seit den Anfängen der Astronomie in grauer Vorzeit war ein neuer Planet gefunden worden. Alle anderen Planeten waren seit eh und je bekannt. Beinahe doppelt so weit wie Saturn stand der neue Himmelskörper von der Sonne entfernt. Neue Weiten taten sich damit vor den Augen der Menschen auf. Noch bedeutender als die Entdeckung selbst, die früher oder später auch anderen Astronomen geglückt wäre1, war die Tatsache, daß Herschel — durch diesen Erfolg ermutigt — den Entschluß faßte, sich fortan ausschließlich der Astronomie zu widmen und seinen eigentlichen Beruf als Musiker aufzugeben. Herschel wurde eine der überragenden Forscherpersönlichkeiten um die Wende zum 19. Jahrhundert. Sein Wirkenauf nahezu allen Gebieten der Astronomie hat den weiteren Fortgang der Forschungen entscheidend beeinflußt. Er studierte mit großem Erfolg die Planetenoberflächen, widmete sich den Kometen und der Sonne, war zugleich ein genialer Fernrohrerbauer. Aber am bedeutungsvollsten für die Entwicklung der Astronomie waren seine kühnen, weit über seine Zeit hinausweisenden Ideen und Forschungen über den „Bau des Himmels” (Construction of the heavens) und die Entwicklungsprozesse im Weltall. Nach der Anordnung der Sterne im Raum zu fragen war zur damaligen Zeit durchaus keine Selbstverständlichkeit. Für Copemicus waren die Fixsterne bekanntlich noch in einer Sphäre angeordnet, über die man nur sagen konnte, daß sie sehr weit entfernt stehen mußten. Auch Kepler betrachtete die Fixsterne noch als Objekte an einer dünnen Kugelschale.
Das astronomische Fernrohr hatte nun aber eine frühere Vermutung zur Gewißheit werden lassen, die zu neuer Untersuchung aufforderte: zu Galileis teleskopischen Entdeckungen gehörte nämlich auch die Feststellung, daß die Milchstraße aus einzelnen Sternen besteht. Damit ergab sich zwangsläufig die Frage, warum sich längs eines Großkreises, der um den ganzen Himmel verläuft und durch das Band der Milchstraße repräsentiert wird, so viele Sterne befinden und an anderen Stellen des Himmels nicht. Nachdem über den räumlichen Aufbau des Planetensystems Klarheit bestand, war dies die Frage nach der Struktur der weiteren kosmischen Umgebung des Planetensystems.
Die ersten tastenden Ideen über die Anordnung der Sterne im Raum publizierte der Engländer Th. Wright im Jahre 1750. Hier wird zum erstenmal der Gedanke ausgesprochen, daß der Eindruck, den wir von der Verteilung der Sterne am Himmel gewinnen, durch eine bestimmte räumliche Anordnung der Sterne einerseits und durch den Standort des Menschen als Betrachter des Kosmos andererseits bedingt ist. Die Sonne mit den sie umgebenden Planeten sollte sich nach Th. Wright in einer ausgedehnten Schicht von Sternen befinden, die aber nur eine relativ geringe Dicke aufweist. Ein Beobachter, der sich innerhalb dieser Schicht befindet, müßte dann die Sterne tatsächlich entlang eines Großkreises in besonders großer Anzahl wahrnehmen. Schaut er dagegen senkrecht zu dieser Ebene gen Himmel, so erblickt er wegen der geringen Dicke der Schicht eine wesentlich kleinere Anzahl Sterne.
Diese Arbeit von Wright hat zur Entstehung eines anderen bedeutenden Werkes beigetragen: zu der genialen Jugendschrift des deutschen Philosophen Immanuel Kant „Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels” (1755). Dort äußert sich Kant in demselben Sinne wie Wright über das Phänomen der Milchstraße: „Die Gestalt des Himmels der Fixsterne hat also keine andere Ursache, als eben eine dergleichen systematische Verfassung im Großen, als der planetische Weltbau im Kleinen hat, indem alle Sonnen ein System ausmachen, dessen allgemeine Beziehungsfläche die Milchstraße ist.”
Thomas Wrights und Immanuel Kants Äußerungen über die Anordnung der Sterne sind jedoch nicht auf der Analyse eines hinreichenden Beobachtungsmaterials entstanden. Ähnliches trifft auch auf den deutschen Gelehrten J.H. Lambert zu, der in seinen „Kosmologischen Briefen” (1761) ebenfalls die Frage der räumlichen Anordnung der Sterne aufgriff. Für ihn gibt es im Kosmos Systeme verschiedener Ordnung, die ihrer Struktur nach bedeutende Ähnlichkeiten aufweisen. Aus der Existenz von Planeten mit ihren Monden und der Sonne mit ihren Planeten schließt Lambert durch Analogieüberlegungen, daß die Sonnen in riesigen kugelförmigen Sternhaufen angeordnet sind, die ihrerseits wieder ein höheres System bilden. Darin schließlich seien alle diese Haufen von Sternen in einem Raum verhältnismäßig geringer Dicke angeordnet. Lambert hielt es auf Grund seiner Analogiebetrachtungen für möglich, daß auch noch weitere Systeme höherer Ordnung existieren und sie alle einen Zentralkörper besitzen wie die Planeten oder die Monde. Haben alle diese Arbeiten ihre spekulative Grundlage gemeinsam, so kommt F. W. Herschel das bedeutende Verdienst zu, als erster mit systematischen empirischen Studien zu diesen Fragen begonnen zu haben. Seine zahlreichen Abhandlungen über den „Bau des Himmels”, mit denen er 1784 begann, wurden unvergängliche Denkmale der Naturforschung.
Zunächst versuchte Herschel, sich ein möglichst genaues Bild von der Verteilung der Sterne am Himmel zu verschaffen, das über die schon vorhandenen qualitativen Kenntnisse hinausging. Aber die Materialfülle der späteren Positionskataloge stand ihm noch nicht zur Verfügung. Die Unterlagen, auf die er zurückgreifen konnte, waren für den beabsichtigten Zweck nur ungenügend geeignet. So begann Herschel mit umfangreichen eigenen Durchmusterungen des Himmels, wobei ihm sein 20-Fuß-Spiegelteleskop hervorragende Dienste leistete. Das Gesichtsfeld seines Instrumentes hatte einen Durchmesser von 15 Bogenminuten («= 1/2 Vollmonddurchmesser). Selbstverständlich war es unmöglich, mit diesem Fernrohr den gesamten Himmel lückenlos zu inventarisieren. Herschel beschränkte seine Zählungen deshalb auf insgesamt 3400 Gesichtsfelder, und selbst dies war ein äußerst mühseliges und anstrengendes Unterfangen. In sternreichen Gegenden des Himmeis galt es, ein schier kaum übersehbares Gewimmel von Lichtpünktchen zu zählen. Zwischen zwei Sternen im Sternbild Schwan wanderten einmal in knapp drei viertel Stunden Zehntausende von Sternen durch das Gesichtsfeld des feststehenden Fernrohrs. Doch die mühselige Arbeit dieses „Sterneichens” (Star gauges), wie Herschel sein Verfahren nannte, zahlte sich aus: setzt man nämlich mit Herschel voraus, daß in jeder Raumeinheit des Weltalls im Mittel gleich viele Sterne enthalten sind, so kann man aus den Zählergebnissen den räumlichen Aufbau des Systems erschließen, zu dem die Fixsterne zusammengefügt sind. Ein Beobachter, dessen Blick durch ein Fernrohr in das Weltall dringt, schaut dabei in einen kegelförmigen Raum. Die Spitze des Kegels liegt im Brennpunkt des Fernrohrs, und seine Basis in der Entfernung, die das Fernrohr gerade noch erreicht. Das Volumen dieses Kegels wächst mit der dritten Potenz der Entfernung und demnach auch die Anzahl der im Gesichtsfeld erscheinenden Sterne. Auf diese Weise schloß Herschel aus der jeweils gezählten Sternanzahl auf die relativen Entfernungen und entwarf ein Bild von der räumlichen Verteilung der Sterne, das in seinen Grundzügen den Tatsachen entspricht und mit den von Kant und Lambert entwickelten Vorstellungen prinzipiell übereinstimmt. Die Sonne hatte allerdings unweit des Zentrums dieser Sterninsel ihren Platz erhalten — ein Resultat, das sich später als irrig erwies. Herschel fand jedenfalls bestätigt, daß die Sonne eine von vielen anderen Sonnen war, die gemeinsam in einer Ebene oder Sternschicht angeordnet sind, so daß die irdischen Beobachter „sämtliche längs den Ebenen der Schicht geordneten Sterne in einem großen Kreise perspektivisch entworfen sehen, welcher nach Maßgabe der Anhäufung der Sterne mehr oder weniger hell sich zeigen wird; mittlerweile die übrigen Gegenden des Himmels an den Seiten nur mit Sternbildern bestreuet zu sein scheinen werden, die mehr oder weniger zusammengedrängt aussehen, …je nachdem die Anzahl der Sterne, die in der Dicke oder in den Seiten der Schicht enthalten sind, mehr oder weniger groß ist”. Mit diesem Ergebnis gab sich Herschel aber noch nicht zufrieden, denn damit war noch nichts über die Dimensionen des Sternsystems ausgesagt. So kam ihm nun die wegweisende Idee, die Helligkeiten der Sterne in seine Eichungen miteinzubeziehen, und er wurde damit zum Begründer der Stellarstatistik, die sich im 20. Jahrhundert auf dem fortgeschrittenen Stand der Kenntnisse mit ganz ähnlichen Methoden den von ihm aufgeworfenen Fragen erneut zuwendete. Herschel ging davon aus, daß in den scheinbaren Helligkeiten der Sterne eine Information über ihre Entfernung enthalten sei. „Der Grundsatz…, daß die lichtschwächsten Sterne im Durchschnitt am weitesten von uns entfernt sind, scheint mir so zwingend”, schreibt er, „daß er als Grundlage einer experimentierenden Untersuchung dienen kann.” Um die Helligkeit mit hinreichender Genauigkeit messen zu können, entwickelte er nun „das Prinzip der Lichtgleichstellung”: die verschiedenen Sterne wurden mit zwei Spiegelteleskopen beobachtet, von denen zuvor erwiesen war, daß sie einen bestimmten Stern gleich hell abbilden. Bei definierter Abbiendung des einen Spiegels suchte Herschel dann Sterne, deren Helligkeit mit der anderer im unabgeblendeten Spiegel übereinstimmte. So konnte er Intensitätsbestimmungen durchführen. War z. B. der eine Spiegel um die Hälfte seines Durchmessers, d. h. auf ein Viertel seiner Fläche abgeblendet, so mußte ein Stern, der in diesem Instrument dieselbe Helligkeit aufwies wie ein anderer im offenen Spiegel, die vierfache Lichtintensität besitzen. Dieses fotometrische Verfahren war verständlicherweise noch weitaus aufwendiger als das bloße Abzählen der Sterne.
Aus diesen umfangreichen Messungen schätzte Herschel die Dimensionen des Milchstraßensystems ab. Als Einheitsentfernung benutzte er dabei die Siriusweite, denn absolute Fixsternentfernungen waren noch unbekannt. Das System der Fixsterne, dem unsere Sonne angehört, sollte nach seinen Forschungen einen Durchmesser von 850 Siriusweiten und eine Dicke von 155 Siriusweiten haben. So gewann Herschel als erster beobachtender Astronom einen Überblick über die Anordnung der Sterne im Raum; er war sich durchaus darüber im klaren, daß die Voraussetzungen, von denen er ausging, nicht unbedingt streng erfüllt sein mußten. Ein Stern der nächsthöheren Größenklasse mußte nicht zwangsläufig auch die doppelte Lichtintensität besitzen. Die wissenschaftliche Fotometrie des Himmels hat diesen Verdacht später bestätigt und einen anderen Zusammenhang zwischen den Größenklassen und den Lichtintensitäten nachgewiesen . Daß alle Sterne dieselbe absolute Helligkeit besitzen, ist ebenfalls nur in sehr grober Näherung erfüllt. Da jedoch keine Sternparallaxen bekannt waren, konnte auch diese Frage nicht entschieden werden. Schließlich hatte Herschel bei seinen Himmelsdurchmusterungen eine Reihe von Phänomenen entdeckt, die ihn vermuten ließen, daß weite Teile des Weltalls mit einer lichtabsorbierenden Materie erfüllt sind; jedoch auch hier konnte er nicht zu völliger Klarheit gelangen. Die Existenz einer solchen zwischen den Sternen befindlichen Materie mußte aber gleichfalls auf Entfernungsbestimmungen nach der fotometrischen Methode einen systematisch verfälschenden Einfluß haben. Trotz dieser Mängel bleibt es ein historisches Verdienst Herschels, erstmals die Wege zur Erforschung der Struktur des Milchstraßensystems gewiesen zu haben. Daß aber auf diesem Gebiet noch viel zu tun übrigblieb, erkannte auch Herschel: „Sollten auch meine vereinzelten Bemühungen zur Vollendung eines Werks, das die vereinigten Anstrengungen aller Astronomen zu erfordern scheint, nicht gelingen, so darf man doch hoffen, daß, wenn man mit aller Macht an der Vervollkommnung der Teleskope… arbeiten und sie zur Erforschung des Himmels anwenden wird, mit der Zeit unsere Kenntnis sich erweitern, oder wir vielleicht gar zu einem Abriß gelangen werden von dem innern Bau des Himmels.” Während des gesamten 19. Jahrhunderts gab es nur wenige Astronomen, die Herschels Spuren auf diesem Wege gefolgt sind. Eine direkte Weiterführung der Sterneichungen für den südlichen Sternhimmel nahm sein Sohn, J. Herschel, in Angriff. Auf der Grundlage besseren Beobachtungsmaterials führte der russische Astronom W. Struve umfangreiche Untersuchungen über den Bau des Himmels nach F. W. Herschels Methode durch. Er stellte unter anderem fest, daß die Zahl der lichtschwächeren Sterne mit der Annäherung an die Milchstraßenebene langsamer zunimmt als die der helleren. Daraus schloß auch W. Struve auf die Existenz von feinverteilten Gas- oder Staubmassen zwischen den Sternen.
Eine wirkliche Fortsetzung der Forschungen Herschels wurde aber erst gegen Ende des 19. Jahrhunderts in größerem Umfang begonnen.
Entwicklung im Weltall
Ungeachtet aller Fortschritte, die durch die Naturwissenschaft nach der Renaissance erzielt worden waren, ungeachtet der großen Fülle neu erforschter Fakten war die Wissenschaft in einer Gesamtanschauung befangen geblieben, die alle Erscheinungen der Natur als etwas einmal Gegebenes, Unveränderliches betrachtete. Dies galt für die Biologie ebenso wie für die Chemie und für die Geologie wie für die Astronomie. „Die Planeten und ihre Satelliten, einmal in Bewegung gesetzt von dem geheimnisvollen ,ersten Anstoß’, kreisten fort und fort in ihren vorgeschriebnen Ellipsen in alle Ewigkeit oder doch bis zum Ende aller Dinge. Die Sterne ruhten für immer fest und unbeweglich auf ihren Plätzen”, so charakterisierte Friedrich Engels diese Naturauffassung.
Doch gerade das intensive und fortgesetzte Studium der Erscheinungen förderte bald in verschiedenen Wissenschaften Phänomene zutage, die an der Richtigkeit dieser metaphysischen Sicht Zweifel aufkommen lassen mußten. In der Astronomie erregte das Auftauchen eines neuen Sternes, der im Spätherbst 1572 unvermittelt hellstrahlend am Himmel stand, allgemeine Aufmerksamkeit und bei den Fachastronomen tiefe Nachdenklichkeit. Dieser Stern, so schlußfolgerte Tycho Brahe aus dem Fehlen einer meßbaren Parallaxe, mußte in jener Region entstanden sein, die nach Aristoteles dem Unveränderlichen zugehört. Als 1604 wiederum ein neuer Stern auftauchte, meinte einer seiner berühmtesten Beobachter, Johannes Kepler, der Stern könne ein Werk der bildnerischen Fähigkeit der Natur sein und man solle alles versuchen, sein Erscheinen auf natürliche Weise zu erklären, ehe man zur göttlichen Schöpfung Zuflucht nehme, denn damit höre jede wissenschaftliche Erörterung auf. Andere Fakten waren mit der Unveränderlichkeit der Sternenwelt nicht weniger unverträglich: die seit alters bekannten Kometen schienen ebenfalls aus dem Nichts aufzutauchen und nach einer kurzen Periode der Sichtbarkeit wieder ins Nichts zu verschwinden. Besonders beunruhigend mußten den Metaphysikern auch jene Sterne erscheinen, die ihre Helligkeit innerhalb kurzer Zeit verändern. Dies alles waren Beobachtungshinweise, die darauf schließen ließen, daß auch in der aristotelischen supralunaren Region Veränderungen vorkommen. Den ersten konsequenten Einbruch in die „versteinerte Naturanschauung” von der Unveränderlichkeit des Himmels wagte Immanuel Kant, wobei er an die Arbeiten der Franzosen Descartes und Button anknüpfte. Kant entwickelte in seiner bereits erwähnten Frühschrift „Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels” unter Anwendung des Newtonschen Gravitationsgesetzes die Ansicht, daß sowohl die Planeten und deren Monde als auch die fernen Fixsterne und Fixsternsysteme in einem natürlichen Entwicklungsprozeß aus einem chaotischen Urnebel entstanden seien. Damit entwirft Kant erstmals eine Entwicklungstheorie der kosmischen Körper, die konsequent auf einen göttlichen Schöpfungsakt verzichtet. Ihm gebührt damit das historisch bedeutsame Verdienst, den Evolutionsgedanken auf fundierte Weise in die neuere Naturwissenschaft getragen zu haben. Auf Copernicus fußend, steht Kant demzufolge am Beginn jener Kette von Erkenntnissen, die noch während des 19. Jahrhunderts zur philosophischen Verallgemeinerung der Entwicklungskonzeption in der materialistischen Dialektik durch Karl Marx und Friedrich Engels führten.
Weltanschaulich bedeutsam war vor allem die Tatsache, daß in der „Allgemeinen Naturgeschichte” Entwicklungsvorgänge auf das Wirken von Naturgesetzen zurückgeführt werden, als deren Prototyp Kant die mechanischen Gesetze betrachtet. Entwicklung erscheint bei ihm also als Selbstentwicklung der Materie. Kant hat diesen Sachverhalt in die kühnen Worte gekleidet: „Gebet mir Materie, ich will eine Welt daraus bauen.” Die „Allgemeine Naturgeschichte”, gemeinsam mit den anderen sogenannten Frühschriften von der bürgerlichen Philosophiegeschichtsschreibung zu Randerscheinungen in Kants Gesamtwerk degradiert, wurde von den Klassikern des Marxismus hoch geschätzt. Engels feierte die „Naturgeschichte” als den „Angriff auf die Ewigkeit des Sonnensystems” und bezeichnete sie als den „Springpunkt alles ferneren Fortschritts”. Die gesamte Entwicklung der Naturwissenschaft hat diese Einschätzung vollauf bestätigt.
Dem Kantschen „Angriff” waren aber andere vorausgegangen und folgten weitere nach: Die natürliche Deutung der Fossilien begründete den Entwicklungsgedanken in der Geologie, wobei besonders die Arbeiten von N. Stensen, R. Hooke und G. W. Leibniz hervorzuheben sind. In der Betrachtung der Arten der Pflanzenwelt brach sich ebenfalls der Entwickiungsgedanke Bahn; später folgte Ch. Darwin mit seiner Evolutionstheorie in der Biologie. Die Konsequenzen dieser kühnen Gedanken waren im Bereich der Geologie und Astronomie unübersehbar: sie forderten nämlich Entwicklungszeiträume, die mit dem aus der Bibel berechneten Weltalter in offenkundigem Widerspruch standen. Noch Kepler bestätigte die auf der biblischen Geschichte gegründeten Vorstellungen über das Alter der Welt. Demnach war das Jahr 1595 mit dem Jahr 5572 seit der Erschaffung der Welt identisch. Kant benötigte jedoch bereits „ganze Gebirge von Millionen Jahrhunderten” für die Entstehung der Fixsternsysteme und befand sich damit in krassem Widerspruch zum „Buch der Bücher”, von dem der große Vertreter der deutschen Aufklärung, Kants Zeitgenosse G. Ch. Lichtenberg, zu sagen wagte, es sei — wie andere Bücher auch — von Menschen geschrieben. Die Erforschung der Struktur des Kosmos hing mit einer wissenschaftlichen Entwicklungstheorie der kosmischen Objekte aufs engste zusammen; denn die Vertreter des Entwicklungsgedankens stellten sich kein abstraktes Ziel, sondern versuchten zu klären, durch welche’ Prozesse die vorhandenen Strukturen entstanden. So ist es auch nicht zufällig, daß Struktur und Entwicklung bei Kant in einem Werk in enger gegenseitiger Bezugnahme untersucht werden; und es ist nur folgerichtig, wenn der erste Empiriker der Struktur des Weltalls, F. W. Herschel, gleichzeitig auch als der erste Empiriker des Entwicklungsgedankens in der Astronomie auftritt. Bis dahin war auch dieses Gebiet im wesentlichen eine Domäne der Naturphilosophie gewesen. Sie hatte Gesamtbilder der Natur oder einzelner Bereiche der Natur zu geben versucht, indem sie „die noch unbekannten wirklichen Zusammenhänge durch ideelle, phantastische ersetzte, die fehlenden Tatsachen durch Gedankenbilder ergänzte”". Herschels Verdienst besteht auch auf diesem Gebiet darin, daß er als erster Astronom den Versuch wagte, solche Gesamtbilder auf Grund von Beobachtungsmaterial zu gewinnen. Er zählte damit zu jenen progressiven Gelehrten, die Kants Hypothese allmählich zu Ehren brachten.
Herschel begann die Folge seiner Abhandlungen über den Bau des Himmels bereits 1784 und beschäftigte sich noch in einer seiner letzten Arbeiten (1811) mit der Entwicklung der kosmischen Körper. Das Material, das ihm hierfür zur Verfügung stand, war außerordentlich reichhaltig, verglichen mit den spärlichen Daten, mit denen seine Vorgänger auskommen mußten. Die eigenartigen, nicht sternförmigen Objekte, die man in der Astronomie als „Nebelflecke” bezeichnete, wurden vor Herschel kaum katalogisiert. Der von dem Franzosen Ch. Messier aufgestellte Katalog umfaßte nur 103 solcher Objekte. Als Herschel seine Riesenteleskope zur systematischen Durchmusterung des Himmels nach solchen Nebeln einsetzte, konnte er bis zum Jahre 1802 die erstaunliche Fülle von 2508 Objekten in seine Verzeichnisse eintragen. Dabei machte er die Feststellung, daß sich die nebligen Objekte in einer außerordentlich beeindruckenden Mannigfaltigkeit der Formen präsentieren. Über den Charakter der verschiedenen Nebel war wenig auszumachen: ein Teil stellte mit Sicherheit Sternansammlungen dar, ein anderer Teil war gewiß nicht zu Sternen vereinigte, formlos verteilte Materie, deren Natur nicht näher zu bezeichnen war. Herschel blieb aber nicht bei diesen allgemeinen Feststellungen stehen, sondern versuchte, die Objekte nach morphologischen Merkmalen zu klassifizieren, ein Verfahren, das auch in der zeitgenössischen Biologie Anwendung fand.
Die Klassifikation hat Herschel im Laufe der Zeit mehrmals abgeändert, und zwar immer mit dem Ziel, eine Anordnung entsprechend einer möglichen natürlichen Entwicklungsfolge der Objekte zu treffen. Er war nämlich der festen Überzeugung, daß es sich bei den verschiedenen Objekten nicht einfach um Repräsentanten einer „Scala naturae” handelt, einer Anordnung der Körper in der Rangfolge ihrer Kompliziertheit, also um eine Widerspiegelung der natürlichen Hierarchie, sondern um Phasen von Entwicklungsprozessen. Während die Scala naturae eine statische Ordnung darstellt, die den Plan der Schöpfung zum Ausdruck bringt, sollten Herschels Klassen der Objekte jeweils Stufen einer Entwicklungsreihe ausmachen. Herschel ging also davon aus, daß dem räumlichen Nebeneinander verschiedener Objekte ein zeitliches Nacheinander entspricht, und trug damit das Grundprinzip der wissenschaftlichen Kosmogonie in die Astronomie hinein, wodurch der kosmischen Zeitskala gewissermaßen ein Schnippchen geschlagen wird; denn die unmittelbare Fortentwicklung kosmischer Objekte kann infolge der sehr langsam ablaufenden Veränderungen nicht beobachtet werden. In nicht übersehbarer Anlehnung an die Biologie formuliert er das Prinzip durch Analogiebetrachtung. Es sei doch beinahe einerlei, ob wir während unseres Lebens nacheinander das Aussprossen, Blühen, Belauben, Fruchttragen, Verwelken, Verdorren und Verwesen einer Pflanze mit ansehen oder ob wir gleichzeitig eine große Anzahl von Exemplaren vor Augen hätten, die den jeweiligen Stadien des Pflanzenlebens entsprechen.
In dem 1802 veröffentlichten Nebelkatalog teilte Herschel die beobachteten Objekte in zwölf Klassen. Am Anfang stehen die Einzelsterne, dann folgen die Doppel- und Mehrfachsterne, die Sterngruppen in der Reihenfolge fortschreitender Verdichtung, dann die Nebel, die möglicherweise ebenfalls aus Sternen bestehend zu denken sind, und zum Schluß die „Planetary Nebulae” (Planetarische Nebel), die noch heute diesen von Herschel geprägten Namen tragen. Diese Reihung deutet Herschel nun unter Benutzung des Gravitationsgesetzes, dessen universelle Gültigkeit er ebenso wie Kant voraussetzt, als Stadien fortschreitender Entwicklung: die Einzelsterne schlössen sich unter der Wirkung der Gravitation zuerst mit wenigen anderen Sternen zu lockeren Gruppen und später zu Sternhaufen mit zunehmender Verdichtung zusammen. Die eigentlichen Nebel seien wahrscheinlich auch nichts anderes als zu Gruppen vereinigte Einzelsterne, doch stünden sie möglicherweise so weit im kosmischen Raum, daß ihre Auflösung in Einzelsterne mit den zur Verfügung stehenden Instrumenten nicht mehr möglich sei. Später modifizierte Herschel das Schema noch verschiedentlich, änderte es aber unter dem Eindruck neuer Entdeckungen in einem wesentlichen Punkt vollkommen ab und gelangte so zu einer noch weiter reichenden Auffassung über die Entwicklung, indem er die Sternentstehung mit einbezog: am 13. November 1790 fand er nämlich ein höchst sonderbares Phänomen — einen Stern, der von einer schwachen Nebelhülle umgeben war. Stern und Nebelhülle waren so innig miteinander verbunden, daß der Gedanke an einen physischen Zusammenhang auftauchen mußte. Dazu kam die Feststellung der Existenz einer leuchtenden Materie, die offenbar nicht aus Einzelsternen bestand und isoliert von Sternen im Raum vor- zukommen schien. Als Beispiel für diese selbstleuchtende Materie führt Herschel den Orionnebel an. Alle Überlegungen führten ihn nun zu dem interessanten Schluß, daß ein Stern aus der Verdichtung solcher Nebel hervorginge und die fein verteilten Nebelmassen den Urstoff bilden, aus dem die Sterne entstehen. Die Summe all dieser unermüdlich gemachten Beobachtungen, die durch so viele interessante Entdeckungen gekrönt wurden, vereinigte Herschel schließlich im Jahre 1811 zu einem Klassifikationsschema mit 32 Typen von Nebeln, die eine Entwicklungsfolge repräsentieren sollten.
Entwicklungsprozesse im Kosmos gehören zu den kompliziertesten Fragen der naturwissenschaftlichen Forschung. Ihre wissenschaftliche Erforschung verlangt tiefe Kenntnisse über das Wesen der Objekte und insofern eine möglichst vollständige Kenntnis aller Parameter, die ihre Eigenschaften bestimmen. Davon war die Astronomie zur Zeit Herschels noch weit entfernt. Es ist deshalb auch nicht verwunderlich, wenn es Herschel trotz des Einsatzes seiner großen Instrumente und seiner unermüdlichen Tätigkeit nicht gelang, bleibende wissenschaftliche Erkenntnisse über die Entwicklung der Sterne zu gewinnen. Mit seinen wegweisenden Untersuchungen hat Herschel aber dazu beigetragen, die metaphysische Betrachtungsweise auch in der Astronomie zu überwinden, den Entwicklungsgedanken auf die wissenschaftliche Tagesordnung zu setzen und damit ein neues großes Forschungsprogramm zu verkünden, das weit in die Zukunft der Erforschung des Kosmos wies. Noch während Herschel seine Untersuchungen fortsetzte, publizierte der Franzose P. S. Laplace in seinem Lehrbuch „Exposition du Systeme du Monde” 1796 ebenfalls eine Kosmogonie, die konsequent auf den Schöpfungsakt verzichtete und insoweit in ihrer allgemeinen historischen Bedeutung mit dem Werk von Kant durchaus zu vergleichen ist. Allerdings nahm Laplaces Theorie ihren Ausgang von. einer schon existierenden Zentralsonne, bei deren Rotation sich Ringe aus der Atmosphäre ablösen, die sich dann zu den Planeten verdichten. Es ist interessant, daß in dieser Arbeit Laplaces bereits Resultate F. W. Herschels verarbeitet und verallgemeinert werden. Wie stand die zeitgenössische Forschung zu all diesen kühnen Ideen? Wie schon betont, haben die meisten Gelehrten Herschels Ansichten nicht geteilt. Dabei darf man nicht vergessen, daß es sich bei dieser Frage – ebenso wie seinerzeit beim Weltbild des Copernicus – keineswegs um ein nur wissenschaftliches Problem gehandelt hat. Vielmehr war die Einführung des Entwicklungsgedankens ein sehr progressiver Schritt von viel allgemeinerer Bedeutung. Schon Kant versuchte in der Vorrede zu seiner Schrift über die Naturgeschichte des Himmels Frieden zu stiften zwischen der herrschenden Ideologie und seiner Hypothese und setzte sich mit der Frage auseinander, ob seine Hypothese nicht letztlich die Unabhängigkeit der Natur von der göttlichen Vorsehung beweise. Unbestreitbar gab es in der Gesellschaft des 18. Jahrhunderts noch kein allgemeines Interesse an der Durchsetzung des Entwicklungsgedankens. Überall wo der Feudaladel herrschte, versuchte er seine Machtpositionen mit dem Hinweis auf die einmal geschaffene, ewig unveränderliche „beste aller Welten” zu zementieren. Nun sollte sogar die göttliche Weltschöpfung im Großen durch natürliche Kräfte entstanden sein und sich unter dem Einfluß dieser Gesetze in einem ständigen Entwicklungsprozeß befinden?
In dieser historischen Situation und angesichts der Tatsache, daß die kühne Entwicklungskonzeption der kosmischen Körper auch naturwissenschaftlich nicht unwiderlegbar bewiesen werden konnte, setzt sich der Entwicklungsgedanke in der Astronomie nur zögernd und gegen den Widerstand wissenschaftlicher und anderer Kräfte durch. Was sicherlich viele Astronomen dachten, sprach der Deutsche W. Olbers aus, als er fragte: „Aber ist denn diese Idee auch begründet oder erwiesen?” Und er gab auch gleich selbst die Antwort: „Nein, keineswegs. Wenn wir Herschein auch alles zugeben, so folgt aus seinen Beobachtungen an sich weiter nichts, als es gibt Nebelsterne, es gibt Fixsternsysteme, worin die Sonnen unter sich viel näher beieinander stehn als in anderen. Weiter hat er nichts beobachtet, alles übrige ist nur Schluß, und, wie ich glaube, etwas übereilter, gewagter Schluß aus seinen Beobachtungen. Eben die Abwechselung, die auch die Natur hier im kleinen auf unserer Erde zu lieben scheint, wird auch im großen am Himmel herrschen und wir dürfen uns also nicht wundern, wenn nicht alle Fixsternsysteme nach einem Modell. .. gebildet scheinen.” Himmelsmechanische Argumente, die für Veränderungen des Planetensystems sprachen, lehnte er mit dem Hinweis auf mögliche Rechenfehler ab. Im Hinblick auf die Entwicklungstheorie nahm er also eine ausgesprochen konservative Haltung ein. Die bereits gewonnenen Resultate der astronomischen Forschung hielt er für vollkommen ausreichend, um daraus endgültige Schlüsse abzuleiten. Angesichts der Autorität, die Olbers in weiten Kreisen genoß, wirkten diese Äußerungen, die er wiederholt auch in populären Vorträgen verbreitete, objektiv der Durchsetzung des Entwicklungsgedankens entgegen.
Anders der bedeutende Vertreter der deutschen Aufklärung G. Ch. Lichtenberg in Göttingen. Er vertrat das Entwicklungsprinzip mit lebhafter Überzeugung, schrieb selbst eine Abhandlung „Ueber das Weltgebäude” und meinte über Herschels Entwicklungskonzeption: „Obwohl in diesen Gedanken manches gewagt zu sein scheint, so wird doch nicht leicht jemand sein, der das unermeßliche Große in denselben nicht bewundern sollte, denn Wahrscheinlichkeit ist zur Unterstützung der Bewunderung genug da.” Insgesamt hat Herschel mit seinen Ideen zur Entwicklung im Weltall nur wenig uneingeschränkten Beifall seiner Zeitgenossen erhalten, und wenn man ihn bewunderte, so eher wegen seines unermüdlichen Fleißes, wegen zahlreicher Erfolge auf traditionellen Forschungsgebieten und wohl auch, weil man sich der Faszination seiner Resultate schlecht entziehen konnte; Nachahmer fand er kaum und begeisterte Jünger, die seinen Spuren enthusiastisch gefolgt wären, ebenfalls nicht. So blieb Herschel gerade in seinen genialsten Arbeiten ein Einzelgänger. Sein Gedankenflug war freilich den Möglichkeiten der Forschung weit vorausgeeilt. Die Wissenschaft greift selten Probleme mit aller zu Gebote stehenden Intensität an, wenn eine Lösungsmöglichkeit noch nicht gegeben ist. Andererseits steckte die zeitgenössische Astronomie tief in umfangreichen anderen Unternehmungen. Die Gesetzmäßigkeiten der Bewegung der Himmelskörper waren bedeutend naheliegender. Diese Forschungen verhießen glänzende Entdeckungen. Vor allem aber bestand dafür ein ausgeprägtes gesellschaftliches Bedürfnis. Dadurch genoß dieser Zweig der Astronomie staatliche Förderung. So wurden Himmelsmechanik und Positionsastronomie zu den beherrschenden Teildisziplinen der Astronomie an der Wende zum 19. Jahrhundert, während die Fragen der Struktur und Entwicklung des Weltalls einstweilen noch Randprobleme blieben.
Die Bewegung der Himmelskörper
Die praktische und theoretische Erfassung von Ortsveränderungen der Objekte am Himmel und die Festlegung eines astronomischen Koordinatensystems in Gestalt präziser Sternörter prägte die Entwicklung der Astronomie in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. In dieser Zeit wurde das von Newton begründete Gebäude der Himmelsmechanik zur Vollendung geführt. Der Himmelsmechanik und der mit hochverfeinerten Methoden immer besseren Ermittlung der Sternörter verdankt die Astronomie in dieser Epoche ihre größten Erfolge, während Aussagen über die physische Konstitution der Himmelskörper mit den zu dieser Zeit vorhandenen Beobachtungsinstrumenten kaum möglich waren. Allerdings bargen gerade die unbestreitbaren Triumphe dieses Zweiges der Astronomie auch Gefahren in sich: sie führten zur Verabsolutierung der Bedeutung der Mechanik und wurden damit später zu einem schwer überwindbaren Hindernis bei der Weiterentwicklung der Astronomie. Die theoretische Ausarbeitung der mathematischen Beziehungen, denen die Bewegung der Himmelskörper folgt, ist in engster Symbiose mit praktischen Problemen erfolgt; immer wieder waren es die praktischen Bedürfnisse, die zu theoretischen Verfeinerungen zwangen, und umgekehrt stimulierte die gesteigerte Genauigkeit der Theorie die Entwicklung höherer Meßgenauigkeiten. Der deutsche Astronom F. W. Bessel hat diesen dialektischen Zusammenhang zwischen Theorie und Messung so formuliert: „Es fehlt wirklich an Veranlassung, die Theorie einer Erscheinung über die Grenzen hinaus auszubilden, auf welche unsere Wahrnehmung der Erscheinung beschränkt ist; und es ist ebensowenig Veranlassung vorhanden, die Wahrnehmung zu schärfen, wenn die Theorie, womit man sie vergleichen kann, noch nicht einmal bis an die ungeschärfte Wahrnehmung reicht. Die Theorie war nun durch die Keplerschen Gesetze für die Bewegung der Planeten in befriedigender Weise gelöst. Mit Hilfe der „Rudolphinischen Tafeln” war es möglich, die genäherten Elemente der Planetenbahnen und die künftigen Planetenpositionen mit hinreichender Genauigkeit zu berechnen. Die Massen der Planeten konnten als sehr klein im Vergleich zur Sonnenmasse angesehen und die Bahnformen infolge der sehr geringen Exzentrizitäten der Ellipsen als Kreise betrachtet werden.
Theoretisch war es natürlich klar, daß die Planeten sich auch gegenseitig beeinflussen und daß die Bewegung dadurch bestimmte Störungen erfährt. Dieses Problem hatte jedoch zunächst nur einen geringen praktischen Wert; für die Astronomie spielte die Berücksichtigung von mehr als zwei Massen lediglich bei der Behandlung der Satellitenbewegung eine Rolle. Die Entwicklung der Störungsrechnung, die Untersuchung des Drei- und Mehrkörperproblems besaß jedoch ein hohes theoretisches Interesse, und deshalb beschäftigten sich alle großen Mathematiker nach Newton sehr intensiv mit diesen Fragen und schufen so einen wichtigen theoretischen Vorlauf, auf den die Astronomie später zurückgreifen konnte. Hauptwerke dieser Epoche sind J. L. Lagranges „Mocanique analytique” (Analytische Mechanik, 1788) und vor allem La-places „Möcanique Celeste” (Himmelsmechanik; 1799—1825). Dieses Buch von Laplace war geradezu eine zweite, aber um viele neue Resultate bereicherte und verfeinerte Ausgabe des berühmten Newtonschen Hauptwerks. Sie umfaßte insgesamt 5 Bände, in denen der Stand der Mechanik, ihre geschichtliche Entwicklung und Anwendung auf die Himmelskörper bis zum Zeitpunkt des Erscheinens dieses Werks detailliert dargestellt ist.
Die komplizierten Rechnungen über die gegenseitigen Störungen der Mitglieder des Sonnensystems, die Lagrange und Laplace ausführten, erbrachten einen außerordentlich wichtigen Befund: Sie bewiesen die Stabilität des Sonnensystems. Hatte man zuvor allgemein geglaubt, daß die gegenseitigen Störungen der Planeten — so klein sie auch sein mochten — schließlich zu irreversiblen Folgen für das gesamte System führen würden, zeigten nun Lagrange und Laplace, daß diese Einwirkungen in bestimmten Grenzen bleiben und das gesamte System stabil ist.
Zu den interessantesten Erfolgen der Theorie der Bewegung von Himmelskörpern gehört auch die strenge analytische Lösung des Dreikörperproblems durch den französischen Mathematiker J. L. Lagrange für einen speziellen Fall: Lagrange konnte zeigen, daß eine strenge Lösung des Problems existiert, wenn sich der eine der drei Körper in ganz bestimmter geometrischer Anordnung gegenüber den beiden anderen befindet, wenn er sich in einem der fünf Librationspunkte der anderen bewegt. Als diese Arbeit 1772 publiziert wurde, machte sie zwar dem Scharfsinn ihres Autors alle Ehre, schien jedoch keine praktische Bedeutung zu besitzen. Später fand man jedoch, daß es innerhalb des Planetensystems tatsächlich Himmelskörper gibt, die der genannten Bedingung sehr genau genügen, die Gruppe der „Trojaner” aus der Familie der Kleinen Planeten. Dabei handelt es sich um insgesamt 16 Planetoiden, deren erster 1906 von M. Wolf entdeckt wurde.
Daß sich ausschließlich Theoretiker mit den Problemen der Störungsrechnung beschäftigten, hatte für die praktische Astronomie eine unerwünschte Folge: Die Mathematiker entwickelten die Methoden der Bahnberechnung von Himmelskörpern zwar in großer Allgemeinheit, berücksichtigten jedoch bei ihren Arbeiten kaum die für die Anwendbarkeit sehr wichtige Frage des praktischen Rechnens. So hatte z. B. Lagrange Formeln hergeleitet, die in allgemeiner Form die Ermittlung einer elliptischen Bahn aus wenigen Beobachtungen prinzipiell gestatteten, jedoch für die Praxis so ungeeignet und kompliziert waren, daß sie kaum verwendet wurden und wiederum nur Theoretiker von diesen Bemühungen Notiz nahmen. Die Entdeckung des Planeten Uranus 1781 gab ebenfalls keine Veranlassung, neue und einfach zu handhabende Methoden der Bahnbestimmung von Planeten auszuarbeiten; die außerordentlich langsame Bewegung dieses Planeten, die geringe Exzentrizität und Neigung der Bahn gestatteten die genäherte Bahnbestimmung mit hinreichender Genauigkeit nach den alten Verfahren. Eine ähnliche Situation herrschte auf dem Gebiet der Berechnung von Kometenbahnen. Das Problem war allerdings schwieriger: Über die Bahnformen war nichts Genaues bekannt, dasselbe galt von den Neigungen und z. T. von den Umlaufszeiten. Die zunächst verhältnismäßig geringe Anzahl bekannter Kometen gestattete auch keine bindenden Aussagen über die Zugehörigkeit der Kometen zum Sonnensystem. In dieser Hinsicht gelang aber einem Zeitgenossen und Freund Isaac Newtons ein bedeutsamer Teilerfolg. Der englische Astronom E. Halley zog eine große Anzahl überlieferter Kometenbeobachtungen, die er aus einer Fülle von zum Teil sehr schwer zugänglicher älterer Literatur zusammensuchte, für Bahnberechnungen heran, wobei er das Newtonsche Gravitationsgesetz zugrunde legte. Dabei machte er die überraschende Entdeckung, daß einige der Kometen sehr ähnliche Bahnen aufwiesen. Er wagte die Hypothese, daß es sich dabei jedesmal um denselben Kometen gehandelt habe, und bezog dies auf die bemerkenswerten Kometenerscheinungen der Jahre 1456, 1531, 1607 und 1682. Halley ging noch weiter und sagte das Wiedererscheinen dieses Kometen für das Jahr 1758 voraus. Der deutsche Bauernastronom J.G. Palitzsch entdeckte den Kometen tatsächlich am Weihnachtstag des Jahres 1758 und bestätigte damit die Richtigkeit der Auffassung des inzwischen schon verstorbenen Halley. Damit war bewiesen, daß der Haiieysche Komet ein Mitglied unseres Sonnensystems ist; eine Verallgemeinerung dieses Befunds konnte man allerdings nicht wagen. Später haben sich nahezu alle großen Mathematiker der Theorie der Kometenbahnen gewidmet, darunter so hervorragende Theoretiker wie A. C. Clairaut, L. Euler und P. S. Laplace. Der Nachteil der verschiedenen Methoden für die Berechnung von Kometenbahnen bestand aber ebenfalls darin, daß ein außerordentlicher Rechenaufwand erforderlich war — die Methoden waren umständlich und schwerfällig. Die immer häufiger werdenden Kometenentdeckungen stellten für die kleine Anzahl von Astronomen bei den unzulänglichen Verfahren der Bahnberechnung ein ernsthaftes Hindernis der Forschung dar. Wie jeder, der sich mit den Kometen beschäftigte, so empfand auch W. Olbers diesen Mangel. Bei seinen Rechnungen gelang ihm eine wesentliche Vereinfachung des Verfahrens. Statt unmittelbar mit dem Kep/erschen Flächensatz zu rechnen, ersetzte Olbers die von den Radiusvektoren und den Bahnstücken der Kometen gebildeten Flächen durch Dreiecke, die aus den Radiusvektoren und den Sehnen zwischen zwei Bahnorten gebildet werden. Näherungsweise verhalten sich dann die Abschnitte auf den Sehnen wie die dazugehörigen Zwischenzeiten. In derselben Weise behandelte Olbers auch die gleichzeitig ablaufende Bewegung der Erde auf ihrer Bahn. Daraus konnte er verhältnismäßig einfache Formeln ableiten, die auf einem relativ bequemen und raschen Rechenweg zur Ermittlung der Kometenbahn führen. Die Ergebnisse seiner Überlegungen legte Olbers der Göttinger Gesellschaft der Wissenschaften im Jahr 1797 in seiner Arbeit „Abhandlung über die leichteste und bequemste Methode, die Bahn eines Kometen aus einigen Beobachtungen zu berechnen” vor. Die Abhandlung zählt zum klassischen Schrifttum der Himmelsmechanik und wurde noch 1797 von F.X. v. Zach in Gotha herausgegeben. Das kleine, aber bedeutende Werk erlebte mehrere Auflagen und wurde auch in andere Sprachen übersetzt. Es vereinte die Ergebnisse der Himmelsmechanik mit der Forderung der praktischen Astronomie, sie in leicht anwendbarer Form benutzen zu können, und rationalisierte damit die Arbeit der Astronomen.
Dank der raschen Entwicklung der Fernrohre wurden allein während des 19. Jahrhunderts 351 Kometen entdeckt, fast doppelt soviel wie in den drei vorangegangenen Jahrhunderten zusammengenommen. Die wachsende Fülle des Materials und die immer bessere theoretische Beherrschung des himmelsmechanischen Verhaltens der Kometen schufen gute Voraussetzungen für das Erkennen statistischer Eigenheiten der Bahnformen.
Bemerkenswert war dabei die Feststellung, daß die Exzentrizität der weitaus meisten Kometenbahnen kleiner als 1 ist; auch die wenigen Bahnen mit Exzentrizitäten größer als 1 stellten keine Hyperbeln, sondern allenfalls Parabeln dar. Gegen Ende des 19. Jahrhunderts wurden für alle Kometen mit hyperbolischen oder parabolischen Bahnformen durch Anwendung der Störungsrechnung die ursprünglichen Bahnelemente ausgerechnet. Dabei stellte sich heraus, daß es sich bei den „verdächtigen” Bahnen früher um parabelnahe Ellipsen gehandelt hatte. Daraus konnte der wichtige Schluß gezogen werden: Alle Kometen sind Mitglieder des Sonnensystems. Im Jahre 1818 gelang es dem deutschen Astronomen J. F. Encke, für einen schon mehrmals beobachteten Kometen eine Bahnberechnung durchzuführen. Dieses jetzt als Enckescher Komet bekannte Objekt erwies sich als erstaunlich kurzperiodisch. Mit einer Umlaufszeit von 3,3 Jahren stellt es bis heute den Kometen mit der kürzesten bekannten Umlaufszeit um die Sonne dar. Im Anschluß an Enckes Entdeckung wurden noch mehrere kurzperiodische Kometen gefunden. Bei vielen von ihnen zeigte die Berechnung der Bahnelemente eine auffällige Häufung der großen Halbachsen um den Bahnradius des Planeten Jupiter herum. Auf diese Weise wurde durch statistische Untersuchungen die Kometenfamilie des Jupiter entdeckt.
Die zunehmenden Kenntnisse über die Kometen bauten auch systematisch den Kometenaberglauben ab. Ein für die Untergrabung der Kometenfurcht und die wissenschaftliche Kenntnis gleichermaßen wichtiger Befund ergab sich im Zusammenhang mit der Beobachtung des kurzperiodischen sogenannten Bielaschen Kometen. Er wurde entsprechend seiner bekannten Umlaufszeit von 6 Jahren und 9 Monaten für das Jahr 1846 am Himmel wieder erwartet. Dabei zeigte er aber eine Teilung, die man vorher nicht beobachtet hatte. Bei seiner nächsten Annäherung an die Sonne im Jahre 1852 waren die beiden Teile schon erheblich weiter voneinander entfernt als 1846. Im Jahre 1866 konnte der Komet überhaupt nicht mehr gefunden werden. Als G. V. Schiaparelli im selben Jahr nachwies, daß die Bahn des periodischen Sternschnuppenschwarmes Perseiden mit der des periodischen Kometen Tuttle identisch sei, war man dem Rätsel des verschwundenen Bielaschen Kometen rasch auf der Spur: H.L. d’Arrest, der die Teilung des Bielaschen Kometen im Jahre 1846 entdeckt hatte, und E. Weiss konnten zeigen, daß ein scheinbar aus dem Sternbild Andromeda herströmender Sternschnuppenschwarm die Bahn des Bielaschen Kometen aufwies. Sie prophezeiten das Auftreten verstärkter Sternschnuppenfälle für den 28. November 1872, den Zeitpunkt des nächsten Durchgangs der Erde durch die Bahn des ehemaligen Kometen. Die Prognose traf mit bemerkenswerter Präzision ein: In Italien wurden während sechseinhalb Stunden von vier Beobachtern 33400 Sternschnuppen (Andromediden) gezählt. Damit war bewiesen: Die Kometen, die angeblich Künder unheilvoller Schicksale der Erdbewohner sein sollten, sind Himmelskörper, die den Gesetzen der Natur unterliegen. Auch der Zusammenhang zwischen den Sternschnuppen und den Kometen war damit für einige Fälle unwiderlegbar herausgestellt. Ähnlich wie die wachsende Zahl der Kometenentdeckungen die brauchbare Lösung des Bahnbestimmungsproblems erzwungen hatte, führten praktische Forderungen und neue Entdeckungen schließlich auch zur Lösung dieses Problems für die Planeten. Eine entscheidende Rolle spielten hierbei die Kleinen Planeten.
Die Kleinen Planeten
Die Entdeckung des Uranus hatte die Astronomen erneut auf eine Merkwürdigkeit aufmerksam gemacht, die schon J. Kepler empfunden hatte und die 1724 von Ch. Wolff und dann von J.D. Titius und J. E. Bode in mathematischer Form ausgesprochen wurde: Die Abstände der Planeten von der Sonne folgen einem Abstandsgesetz, das als Titius-Bodesche Reihe bekannt geworden ist. Danach erhält man die Abstände a der jeweiligen Planeten von der Sonne aus der Beziehung a = 0,4+ 0,3 -2″, wenn man für Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn den Exponenten n = – °°, 0, 1, 2,4,5 setzt. Es war nun schon lange aufgefallen, daß zwischen den Planeten Mars und Jupiter eine Lücke klaffte, d.h., daß kein Planet bekannt war, dessen Entfernung sich durch Einsetzen von n = 3 in die Titius-Bodesche Reihe ergibt. Nachdem sich die Reihe auch für den neu entdeckten Planeten Uranus mit n = 6 als gültig erwiesen hatte, verstärkte sich die Überzeugung, daß auch zwischen Mars und Jupiter noch ein Planet zu finden sei. Der Astronom Zach war von der Existenz dieses Planeten so fest überzeugt, daß er die Entfernung des Körpers und andere Daten unter Zuhilfenahme der Reihe und der Keplerschen Gesetze abschätzte und diese Daten schon 1785 in versiegelten Umschlägen bei Fachkollegen in Berlin, Dresden und London hinterlegte.
Da sich alle Planeten annähernd in einer Ebene, der Ekliptik, um die Sonne bewegen, war dies auch für den noch unentdeckten Planeten zu erwarten. Daraus ergab sich die Notwendigkeit, möglichst präzise Sternkarten der Tierkreiszone am Himmel zu entwerfen, um auf diese Weise den offenbar verhältnismäßig lichtschwachen Planeten rasch ausfindig zu machen. Die Erwartung eines Planetenfundes machte die mühsamen Himmelsvermessungen für viele Astronomen attraktiv. In Lilienthal (bei Bremen) begegneten sich im Herbst des Jahres 1800 sogar 6 Astronomen auf der Sternwarte von J.H. Schroeter und stifteten eine „Vereinigte Astronomische Gesellschaft” mit dem ausdrücklichen Ziel, unter Beteiligung ausländischer Astronomen eine Arbeitsteilung bei der Herstellung von Sternkarten der Tierkreiszone zu erreichen, um auf diese Weise rasch vorwärts zu kommen. Viele Astronomen, die dort als Mitarbeiter an dem Unternehmen vorgeschlagen wurden, hatten bereits auf eigene Initiative bedeutende Vorarbeiten geleistet; so auch der italienische Astronom G. Piazzi, der sich schon seit den neunziger Jahren des 18. Jahrhunderts mit einer „Revision” des Himmels beschäftigte. Bei diesen systematischen Beobachtungen fand Piazzi in der Neujahrsnacht des Jahres 1801, gleichsam zur Eröffnung des 19. Jahrhunderts, ein Objekt, das auf Grund seines Aussehens kein Fixstern sein konnte und das er zunächst für einen Kometen hielt. Piazzi hatte schon am kommenden Abend Gelegenheit, die Fortbewegung des Objektes unter den Sternen festzustellen. Bis zum 11. Februar verfolgte er den Neuling unentwegt weiter, wobei sich seine Vermutung erhärtete, daß es sich um einen Planeten handelt. Wegen Krankheit war es Piazzi dann nicht möglich, die Beobachtungen forzusetzen. Als die Nachricht von der Entdeckung nach Nordeuropa gelangt war, verhinderte hier eine Schlechtwetterperiode die weitere Verfolgung des Objekts; und als man schließlich wieder Gelegenheit zur Beobachtung hatte, war der Neuling nicht mehr zu finden. Die verhältnismäßig geringe Helligkeit von 9m bot dem Sternchen allerdings einen recht sicheren Schutz vor den Augen der Astronomen, zumal es sich in einem dichten Sterngewimmel versteckt hielt und die Sternkarten bei der Wiederauffindung so lichtschwacher Objekte nicht helfen konnten.
Das sicherste Mittel, den entschwundenen Himmelskörper wiederzufinden, war eine Bahnberechnung.
In der festen Überzeugung, daß es sich bei dem neuen Himmelskörper um einen Planeten handelt, machte sich F. X. v. Zach unter Annahme einer Kreisbahn an die Berechnung der Ephemeride für die Monate November und Dezember 1801. Zur selben Zeit hatte aber auch der junge deutsche Mathematiker C. F. Gauß durch die rasche Verbreitung der Meldungen in der neugegründeten Zeitschrift „Monatliche Correspondenz zur Beförderung der Erd- und Himmels-Kunde” von dem Problem einer Ephemeridenberechnung aus den verhältnismäßig wenigen geozentrischen Örtern des Objektes erfahren und sich dieser Aufgabe zugewendet. Ohne Voraussetzungen über die Stellung des Körpers in seiner Bahn, gelang es Gauß, aus dem kleinen Bogenstück, das aus Beobachtungen bekannt war, eine Ephemeride herzuleiten, die am 1. Januar 1802, genau ein Jahr nach der Entdeckung der Ceres, zu seiner Wiederauffindung durch Olbers in Bremen führte. Die Rektaszension der Gaußschen Ephemeride wies gegenüber der Rechnung von Zach eine Differenz von 7° auf. Die Astronomen waren von diesem Erfolg außerordentlich beeindruckt, denn die von Gauß berechnete Ellipse stellte Piaz-zis Beobachtungen erstaunlich genau dar. Obwohl Gauß zunächst keine Einzelheiten über die von ihm angewendete Methode mitteilte; herrschte doch allgemein die Überzeugung, daß er hier neue Wege beschritten hatte. Tatsächlich hatte Gauß nach einer allgemeinen Lösung des Problems gestrebt, ohne willkürliche Voraussetzungen aus wenigen Beobachtungen gute Ephemeriden abzuleiten, und diese Aufgabe auch Ende 1801 schon vollständig gelost, wie ein an Olbers gesandtes Manuskript beweist. Die Entdeckungen weiterer Körper aus der Familie der Kleinen Planeten in den Jahren 1802, 1804 und 1807 waren für Gauß eine willkommene Gelegenheit, seine Methode ständig zu verbessern. Als Olbers 1807 den kleinen Planeten Vesta entdeckt hatte und die Beobachtungen an Gauß sandte, benötigte dieser für die Berechnung der Bahnelemente nur wenige Stunden. Das Geheimnis seiner Methode sollte bald gelüftet werden: Im Jahre 1809 veröffentlichte Gauß sein Verfahren in dem klassischen Werk „Theoria motus corporum coelestium in sectionibus conicis solem ambientium” („Theorie der Bewegung von Himmelskörpern, welche die Sonne in Kegelschnitten umlaufen”). In diesem Werk ist auch die bekannte „Methode der kleinsten Quadrate” erstmals enthalten, die Gauß schon 1794 entwickelt hatte. Durch Anwendung dieser Methode gelang es ihm, sämtliche vorhandenen Beobachtungen für die Bahnberechnungen heranzuziehen und nicht nur einzelne ausgewählte Daten.
Ähnlich wie Olbers’ Kometenberechnungsmethode zeichnet sich auch Gauß’ Theorie gegenüber den theoretischen Arbeiten der Newtonnachfolger J. L. Lagrange, P. S. Laplace, A. C. Clairaut und anderer vor allem dadurch aus, daß sie der Durchführung von praktischen Rechnungen entgegenkommt. Gerade in dieser Hinsicht stellt sie auch eine bedeutende Vereinfachung der Arbeit der rechnenden Astronomen dar.
Gauß soll einmal eine Bahnberechnung, für die der berühmte Leonhard Euler nach den üblichen Methoden drei Tage angestrengter Arbeit benötigte, nach seiner „Theoria motus” in einer Stunde erledigt haben. Die Rationalisierung der Arbeit durch die Schaffung praktikabler Rechenverfahren ist für die rasche Entwicklung der Astronomie, für die enge Wechselwirkung zwischen Beobachtung und Theorie von größter Wichtigkeit gewesen. Über diese Fortschritte schrieb Zach schon 1802, daß man jetzt nur noch Monate und Tage benötige, wozu vor wenigen Jahrzehnten noch viele Jahre gehört hätten. Gegen Ende des 18. Jahrhunderts habe es in ganz Europa nur 4 bis 5 Astronomen gegeben, welche die Störungsgleichungen für den Kleinen Planeten Ceres in einigen Monaten berechnet hätten, „heutzutage gibt es vielleicht mehr als ein Dutzend junger und gewandter Männer, welche eine solche Arbeit in wenigen Tagen vollenden”.
Die Entwicklung der Gaußschen „Theoria motus” ist ein besonders anschauliches Beispiel für die Stimulation der Theorie durch die praktischen Bedürfnisse und für den Nutzen, den die Praxis aus der Theorie zog. Ungeachtet aller weiteren Verfeinerungen ist die von Gauß entwickelte Methode das meistverwendete Verfahren zur Bahnbestimmung geblieben. Einige Verbesserungen, die vor allem weiteren Vereinfachungen der Rechnungen dienten, hat später Gauß’ Schüler J. F. Encke vorgenommen. Weitere Varianten der Gaußmethode stammen von Th. v. Oppolzer, F. Tietjen, P. Harzer und anderen.
Die Entdeckung der Ceres ist übrigens von einer kuriosen und wenig bekannten Kontroverse zwischen den Astronomen und dem jungen G. W. F. Hegel begleitet gewesen. Hegel hatte nämlich in seiner gerade erschienenen Dissertation den umständlichen Beweis angetreten, daß es im Sonnensystem nur 7 Planeten geben könne. Die Entdeckung der Ceres war natürlich eine offenkundige Blamage für die Spekulation des Philosophen, und die Astronomen zögerten nicht, dies in deutlichen Worten zum Ausdruck zu bringen. Zach bezeichnete die Dissertation Hegels als „literarischen Vandalismus” von Leuten, „die erst lernen sollten ehe sie lehren”. Das spätere Mißtrauen zahlreicher Naturwissenschaftler gegenüber der Philosophie überhaupt, das von Marx und Engels lebhaft bedauert wurde, hat seine Wurzeln nicht zuletzt in den naturphilosophischen Auswüchsen der Hegeischen Philosophie. Zach hat dies unüberhörbar betont, als er die Newtonsche Physik einer Hegelsehen „Hyperphysik” gegenüberstellte und hervorhob, daß die Newtonsche Physik „noch immer die glänzendsten Entdeckungen im Weltsystem” veranlasse, während die Philosophie Hegels „nicht nur nicht die geringste Entdeckung hervorgebracht, sondern sie sogar verhindert haben würde”, wenn man ihr gefolgt wäre. Andererseits sind es gerade Hegels spätere große Leistungen gewesen, auf denen Marx und Engels bei der Entwicklung der materialistischen Dialektik aufbauen konnten und die somit zu den wichtigsten theoretischen Quellen des Marxismus zu zählen sind. Denn Hegel war es, der die allgemeinen Bewegungsformen der Dialektik zuerst in umfassender und bewußter Weise dargestellt hat.
Die große Rolle, die den Planetoiden für die rasche Weiterentwicklung von Theorie und Beobachtung zukommt, wird klar, wenn man sich die Geschichte der weiteren Planetoidenentdeckungen vor Augen führt:
Am 28. März 1802, kurz nach der Wiederauffindung der Ceres, durchmusterte Olbers die Gegend des Sternbilds Jungfrau, wo er im Januar die Ceres gesehen hatte. Dabei fiel ihm ein Stern auf, der zur Zeit der Ceresentdeckung dort nicht gestanden hatte. Schon im Verlauf weniger Stunden nahm Olbers eine Bewegung dieses Objekts unter den Fixsternen wahr, und nach wenigen Tagen wurde es zur Gewißheit, daß es ein Planet sein mußte. Innerhalb kürzester Zeit berechnete Gauß wieder die elliptische Bahn dieses neuen Planeten (Pallas) nach dem von ihm entwickelten Verfahren und erzielte ausgezeichnete Übereinstimmung, die sich auch auf erst nachfolgende Beobachtungen erstreckte. Später wurden die Elemente freilich verbessert, vor allem mußten die relativ starken Störungen der Jupitermasse berücksichtigt werden.
Das interessanteste Resultat der beiden Bahnbestimmungen von Ceres und Pallas war die Feststellung, daß beide beinahe dieselben Umlaufzeiten um die Sonne besitzen und ihre sogenannten Bahnknoten einander sehr nahe kommen. Für die Ceres fand man eine Umlauf zeit von 1681,4 Tagen, für Pallas 1686,3 Tage. Hinzu kamen weitere sehr interessante Ergebnisse, die vor allem aus den Beobachtungen von J. H. Schroeter und F. W. Herschel folgten: beide hatten sich mit der Frage der Dimensionen der neuen Himmelskörper beschäftigt. Zwar stimmten ihre Ergebnisse untereinander kaum überein, aber darin war man sich einig, daß die neuen Himmelskörper winzige Ausmaße im Vergleich zu den bekannten Planeten des Sonnensystems besaßen. Mit der merkwürdigen Bahnlage und diesen Größenbestimmungen begründete Olbers seine Hypothese, daß diese Körper eventuell Bruchstücke eines ehemaligen größeren Planeten seien. Daraus folgerte er weiter, daß man in der Zukunft gewiß noch zahlreiche andere Bruchstücke dieses ehemaligen großen Planeten finden würde. Diese Prognose bestätigte sich, als der deutsche Astronom K. L. Harding 1804 einen dritten kleinen Planeten, die Juno, fand und Olbers selbst die Reihe dieser Entdek-kungen durch die Auffindung der Vesta 1807 um ein weiteres Objekt bereicherte. Damit waren die größten der Kleinen Planeten aufgespürt, und für längere Zeit gelangen keine weiteren Funde, obwohl Olbers und andere Astronomen fest davon überzeugt waren, daß sich im Gewimmel der Fixsterne noch mancher Kleinplanet verbirgt. Erst nach 1845 begann eine neue Epoche der Planetoidenentdeckungen; sie wurde durch den deutschen Liebhaberastronomen K. L. Hencke eingeleitet, der den Kleinen Planeten Astraea entdeckte und 1847 noch die Hebe ausfindig machte. In den folgenden 20 Jahren fand eine verhältnismäßig kleine Anzahl von Astronomen durch systematische Fernrohrbeobachtungen mehr als 80 weitere Kleine Planeten. Zu Beginn des letzten Jahrzehnts des 19. Jahrhunderts kannte man bereits mehr als 300 Planetoiden. Eine Flut von Entdeckungen stand aber noch bevor, als Max Wolf um 1890 eingehende Versuche unternahm, die Fotografie als Hilfsmittel zur Entdeckung Kleiner Planeten zu verwenden. Gleichzeitig verfolgte Wolf dabei das Ziel, die beträchtliche Anzahl vermißter Kleiner Planeten eventuell durch Wiederentdeckungen zu verringern, zumal von diesen oft noch keine Bahnbestimmungen vorlagen. Wolf richtete sein fotografisches Instrument auf jene Gegenden der Ekliptik, in denen die bereits bekannten Kleinen Planeten die Oppositionsstellung zur Sonne erreichten, da dann mit der größten Helligkeit zu rechnen war. Er führte das Instrument der scheinbaren täglichen Bewegung der Fixsterne nach, so daß ein Kleiner Planet eine Strichspur auf der Platte hinterlassen mußte. Als Wolf gegen Ende des Jahres 1891 den ersten fotografischen Versuch mit einer Belichtungszeit von zwei Stunden unternahm, gelang ihm auf Anhieb die Wiederentdeckung des 275. Kleinen Planeten (Sapientia) und außerdem die Entdeckung eines noch unbekannten Planetoiden. Allein im folgenden Jahr fand Wolf in Heidelberg 17 neue Kleine Planeten. Damit war die Ära der fotografischen Entdeckung der Kleinen Planeten eröffnet. Dadurch wuchs die Anzahl der bekannten Kleinen Planeten bald auf über 1000 an.
Mit den Kleinen Planeten hatten sich die Astronomen eine außerordentlich große Beobachtungs- und Rechenarbeit aufgebürdet. Sie haben diese Arbeiten aber trotzdem durchgeführt; denn die Kleinen Planeten beanspruchen in verschiedener Hinsicht ein “besonderes Interesse: einerseits ist die Berechnung ihrer Bahnen wegen ihrer kleinen Massen himmelsmechanisch ein sehr anspruchsvolles Problem, so daß sie gewissermaßen als Kontrolle für himmelsmechanische Theorien verwendet werden können, andererseits wurden sie in zunehmendem Maße für die Kosmogonie des Planetensystems interessant, worauf schon Olbers hingewiesen hatte. Schließlich ist es mit Hilfe der Kleinen Planeten gelungen, eine Reihe anderer wichtiger astronomischer Größen zu bestimmen, wie z.B. die Sonnenparallaxe mit Hilfe des 1898 entdeckten Kleinen Planeten Eros. Auch präzisere Massenbestimmungen der großen Planeten sind mit Hilfe genauer Planetoidenbeobachtungen gelungen.
Sternkarten und Sternkataloge
Für die genaue Erfassung von Planeten-, Kometen- und Planetoidenbahnen war die Kenntnis der Fixsternpositionen eine unabdingbare Voraussetzung. Außerdem hatte E. Halley 1718 Veränderungen von Fixsternpositionen, die sogenannten Eigenbewegungen, entdeckt, die ebenfalls eine sorgfältige Beobachtung der Sternörter nahelegten. Somit wurde die Herstellung von Sternkarten und Sternkatalogen ein zentrales Anliegen der Astronomen im 18. und 19. Jahrhundert. Einerseits ging es darum, möglichst genaue Positionen der Fixsterne zu erhalten, andererseits richtete sich das Interesse aber auch auf die Positionen von möglichst vielen Objekten. Da beides gleichzeitig nicht realisiert werden kann, entwickelten sich zwei Typen von Datensammlungen: 1. die umfassenden Durchmusterungen, bei denen die Genauigkeit lediglich zur Identifizierung der Objekte ausreichen muß — und 2. die Kataloge mit einer relativ geringen Anzahl von Objekten, die dafür aber so genaue Örter enthalten, daß sie als Fundament für die Ableitung der anderen Sternörter geeignet sind und die das astronomische Koordinatensystem repräsentieren. Der älteste Positionskatalog, der auch für moderne Fragestellungen noch von Wert war, stammt von dem ersten Direktor der Sternwarte Greenwich, J. Flamsteed. Ihm folgten zahlreiche weitere Beobachter, darunter Piazzi, Lalande und Bessel, die sich aber als einzelne vergeblich bemühten, die Fülle des Materials zu bezwingen. Schon Zach hatte erkannt, daß eine sorgfältige Darstellung der Sternörter bis zu möglichst lichtschwachen Sternen innerhalb einer vertretbaren Zeitspanne nur als Gemeinschaftsunternehmen verwirklicht werden konnte. Sein Plan einer Tierkreisdurchmusterung unter Mitwirkung von Astronomen aus aller Welt, der im Jahre 1800 auf Schroeters Sternwarte diskutiert worden war, ist bedauerlicherweise nicht realisiert worden. Aber er war darum nicht vergessen. F. W. Besssel, der seine praktische astronomische Laufbahn bei Schroeter in Liiienthal begonnen hatte, griff den Plan wieder auf, wenn auch erst ein Vierteljahrhundert später. In einem ausführlichen Brief Bessels an die Königliche Akademie der Wissenschaften zu Berlin im Oktober 1824 geht Bessel auf die Notwendigkeit eines umfassenden Fixsternverzeichnisses unter anderem wie folgt ein: „Wenn ein Planet oder Komet außer dem Meridiane beobachtet werden soll, so wird dieses meistens nur dann gut gelingen, wenn immer mehrere Sterne in seiner Nähe gut bestimmt sind; wenn man ernstlich darauf ausgehen will, alle zu unserem Sonnensysteme gehörigen Hauptplaneten zu entdecken, so wird die vollständige Verzeichnung der Sterne vorausgehen müssen… Die Hoffnung, auf diese Weise … mehrere neue Planeten zu entdecken, muß als sehr begründet betrachtet werden.” Als Bessel diesen Brief schrieb, hatte er nicht nur theoretische Vorstellungen von dem Projekt. Vielmehr lagen bereits drei Jahre aufopferungsvoller Beobachtungen hinter ihm, in denen er alle Sterne innerhalb einer 30° breiten Zone um den Himmelsäquator bis zu einer Helligkeit von 9m mit dem Meridiankreis erfaßt hatte. Daraus ließ er eine Karte von lh Länge zeichnen, die er der Akademie als Muster vorlegte. So wurde das Unternehmen der „Akademischen Sternkarten” ins Leben gerufen. Das vollständige Werk lag allerdings erst im Jahre 1859 vor. Bessel hat seine Zonenbeobachtungen noch bis zum Jahre 1835 fortgesetzt und aus etwa 75 000 Einzelbeobachtungen die Positionen von 31 895 Sternen abgeleitet. Bei diesen Beobachtungen entdeckte er im Jahre 1821 übrigens, gleichsam als „Abfallprodukt”, die „persönliche Gleichung”, als er feststellte, daß sein Gehilfe die Berührung der Sterne mit den Fäden im Gesichtsfeld des Okulars stets eine Sekunde später wahrnahm als er. Für die Bewertung der Resultate ist die Kenntnis dieses Zeitfehlers verständlicherweise sehr wichtig. 1889 konnte J. A. Repsold die „persönliche Gleichung” durch den Bau eines „unpersönlichen Mikrometers” weitgehend ausschalten. Außer Bessel beschäftigten sich auch zahlreiche andere Astronomen mit der Herstellung von umfangreichen Sternkatalogen. Es seien hier lediglich noch die z. T. sehr reichhaltigen Arbeiten von St. Groom-bridge, G. B. Airy, R. Ch. Carrington und J. v. Lamont erwähnt. Letzterer beobachtete in den von ihm ausgewählten Zonen die Sterne bis 10m und zog für seinen Katalog 80000 Einzelbeobachtungen heran.
Das größte und für alle folgenden Arbeiten immer wieder grundlegende Unternehmen war aber die von den deutschen Astronomen F. W. Argelander und E. Schönfeld durchgeführte umfassende Himmelsdurchmusterung an der Sternwarte in Bonn, die sogenannte Bonner Durchmusterung (BD), die neben den genäherten Positionen auch die geschätzten Helligkeiten der Sterne enthielt (vgl. auch S. 122 f.). Allein die nördliche BD enthält die genäherten Positionen von insgesamt 324198 Sternen, zu der noch die Ergänzung bis zur Deklination -23° von Schönfeld mit 133659 Sternen hinzukommt. Der Rest des südlichen Himmels ist in der Cordobadurchmusterung mit 613953 Sternen erfaßt.
An diese großen Beobachtungsprogramme schloß sich ein noch umfangreicheres Unternehmen an, das nur durch das Zusammenwirken vieler Sternwarten zu realisieren war und trotzdem auf Jahrzehnte die Kräfte aller Beteiligten in Anspruch nahm: das Zonenunternehmen der Astronomischen Gesellschaft. Bezeichnenderweise ist dieses Riesenprojekt, in dessen Verlauf sämtliche Sterne zwischen -2° und +80° Deklination bis zu einer Helligkeit von 9m beobachtet werden sollten, von Argelander. dem Initiator der Bonner Durchmusterung, vorgeschlagen worden. Als Schüler Bessels und Bewahrer der Besselschen Tradition berief er sich dabei auf seinen Lehrmeister, so daß hierin die in Deutschland gewachsene Tradition der Positionsastronomie zum Ausdruck kommt, die dann allerdings allzu hartnäckig am Leben blieb und neuem Ideengut nur zögernd Platz machte. Am Zonenunternehmen der Astronomischen Gesellschaft wirkten insgesamt 17 Sternwarten, darunter die Observatorien in Pulkowo, Helsingfors, Bonn und Berlin, mit. Das Zonenunternehmen sollte eine einheitliche und gültige Grundlage für alle künftigen Beobachtungen schaffen. Deshalb wurde zugleich beschlossen, das gesamte Programm etwa ein halbes Jahrhundert später zu wiederholen; vor allem sollten daraus umfangreiche Materialien über die Eigenbewegungen der Fixsterne hergeleitet werden.
Das Resultat der ersten Durchmusterung ist in einem 15 Bände umfassenden Katalog niedergelegt (AGK 1), der Angaben über rund 150000 Sterne enthält. Eine 1887 erschienene Erweiterung auf den Deklinationsbereich von -2° bis -23° umfaßt Angaben über etwa 10000 Sterne. Die Wiederholung wurde Anfang der zwanziger Jahre des 20. Jahrhunderts begonnen. Diesmal konnten vor allem die Vorzüge der Fotografie in Anspruch genommen werden; 1887 war auf einem Internationalen Kongreß für Astrofotografie in Paris beschlossen worden, eine Karte des gesamten Himmels unter Benutzung des Hilfsmittels Fotografie herzustellen. Zu diesem Zweck waren auch umfangreiche Voruntersuchungen durchgeführt worden. Einheitliche instrumenteile Ausrüstung aller Beteiligten, einheitliche geeignete Plattenmaterialien und -formate sowie verbindliche Belichtungszeiten waren festgelegt. In 150 Katalogbänden sollten die Koordinaten von einigen Millionen Sternen niedergelegt werden. Dazu waren 22000 Karten mit den Sternen bis zu einer Helligkeit von 20m vorgesehen. Das Unternehmen ist leider historisch verfrüht in Angriff genommen worden, denn die Kenntnisse über die zweckmäßige Anwendung der Fotografie waren in den zwanziger Jahren noch sehr gering. Erst im Jahre 1970 ist die fotografische Himmelskarte zum Abschluß gekommen.
Um 1925 lagen jedoch schon wertvolle Erfahrungen vor, die für die Wiederholung des AGK 1 genutzt werden konnten. Das Wiederholungsprogramm sah vor, den gesamten nördlichen Sternhimmel auf 2000 Platten festzuhalten. Zusätzlich waren noch 13 747 Anhaltsterne nach dem klassischen Verfahren unter Verwendung des Meridiankreises zu bestimmen, um die relativen Positionen auf den Platten in sphärische Koordinaten zu verwandeln. Die 13 747 Anhaltsterne mußten nun möglichst eng an ein System von Fundamentalsternen angeschlossen werden, deren mittlere Örter für eine gegebene Epoche mit höchstmöglicher Genauigkeit bekannt sind. Die Fundamentalkataloge haben ihre eigene Geschichte: Das bedeutendste Werk dieser Art in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts waren die „Fundamenta Astronomiae” von F. W. Bessel. Dieses klassische Werk, das im Jahre 1818 erschien und an dem Bessel sieben Jahre gearbeitet hat, enthält die mittleren Sternörter von 3220 Sternen, hauptsächlich hergeleitet aus den Präzisionsbeobachtungen des englischen Meisterbeobachters J. Bradley und bezogen auf das Jahr 1755 (Epoche 1755). Das bedeutende Werk, das unter den in Deutschland herrschenden Umständen nur mit größten Schwierigkeiten und durch die maßgebliche Initiative B. A. v. Lindenaus zum Druck gelangen konnte, bringt außerdem alle Formeln und Tafeln, die zum Anschluß anderer Beobachtungen an die Fundamentalsterne erforderlich sind. Bradleys Beobachtungen sind später — unter Berücksichtigung neuerer Erkenntnisse — von A. v. Auwers nochmals bearbeitet worden, woraus der „Neue Fundamentalkatalog des Berliner Astronomischen Jahrbuchs” hervorging. Ständige Verbesserungen des Systems der Fundamentalsterne führten schließlich zu dem gegenwärtig gebräuchlichen vierten Fundamentalkatalog (FK4).
Die Gewinnung eines Systems von Fundamentalsternen ist eine außerordentlich komplizierte Aufgabe, denn sie schließt ständige Forschungen auf einer ganzen Reihe von Spezialgebieten ein. Um den mittleren Ort eines Gestirns für eine Epoche mit größtmöglicher Genauigkeit ableiten zu können, müssen die unmittelbar am Fernrohr abgelesenen Werte in umfangreichen Rechenoperationen „reduziert” werden. Der abgelesene Wert am Fernrohr stellt den Ort des Sterns noch keineswegs dar; dieser ist vielmehr durch zahlreiche Einflüsse verfälscht. Daraus ergab sich die Fragestellung, welche Reduktionselemente in welcher Weise berücksichtigt werden müssen. Dazu zählt z. B. die Strahlenbrechung (Refraktion) in der Atmosphäre, die periodische Verschiebung der Sternörter infolge der Aberration sowie die Veränderung des Ursprungs des astronomischen Koordinatensystems (Präzession). Die Berücksichtigung dieser Einflüsse ist aber nur in einem historischen Prozeß allmählich immer vollkommener zu erreichen. Die Refraktion, um dieses Beispiel herauszugreifen, ist in komplizierter Weise von Temperatur und Luftdruck abhängig. Die Theorie der Strahlenbrechung beginnt zwar schon bei Ptolemäus im Altertum. Aber die elementare Voraussetzung für eine wissenschaftliche Theorie der Refraktion ist erst durch die Entdeckung des Brechungsgesetzes (W. Snellius, 1602) gegeben worden. Nach Newton, der die Basis zu einer modernen Strahlenbrechungstheorie legte, waren es vor allem D. Bernoulli, T. Mayer, J. H. Lambert, L. Euler, J. L. Lagrange, P. S. Laplace und F. W. Bessel, die auf diesem wichtigen Gebiet arbeiteten. Ähnlich langwierig waren die Forschungen, die den anderen Reduktionselementen galten. Schließlich kann auch kein Instrument praktisch so vollkommen realisiert werden, wie es erdacht ist. Daraus erwächst das Problem, auch die Instrumentenfehler durch praktische Prüfungen kennenzulernen und bei der Auswertung der Beobachtungen in geeigneter Weise zu berücksichtigen. „Jedes Instrument wird auf diese Art zweimal gemacht”, schrieb F. W. Bessel, „einmal in der Werkstatt des Künstlers von Messing und Stahl; zum zweitenmale aber von dem Astronomen auf seinem Papiere, durch die Register der nötigen Verbesserungen, welche er durch seine Untersuchungen erlangt.” Gerade durch Bessel wurden bedeutende Fortschritte bei der Verbesserung der Prüfung und Theorie der astronomischen Instrumente erreicht.
Im Gegensatz zu den meisten Naturwissenschaften können in der Astronomie auch ältere Messungen eine wertvolle Hilfe bei der Erforschung bestimmter Phänomene darstellen. Dies trifft unter anderem auch auf Positionsangaben zu. Da es nun sehr mühselig ist, aus den zahlreichen, mitunter schwer zugänglichen älteren Katalogwerken die für bestimmte Zwecke benötigten Daten herauszusuchen und auf die jeweilige Epoche umzurechnen, äußerte A. v. Auwers erstmals 1878 die Absicht, alle Errungenschaften auf dem Gebiet der Positionsmessungen, soweit sie für aktuelle Fragestellungen von Wert waren, in einem Werk zusammenzufassen. 1897 nahm diese Idee konkrete Gestalt an, als F. W. Ristenpart vorschlug, „daß in irgendeinem Sammelkatalog Referenzen für alle Sternkataloge, in denen irgendein Stern zu finden ist, diesem beigesetzt würden”. Im Jahre 1900 wurde dann von A. v. Auwers dieser Plan eines „Katalogs der Kataloge” vor der Berliner Akademie der Wissenschaften vorgetragen. So kam es zur „Geschichte des Fixsternhimmels”. Ein Riesenprogramm lag vor der Akademie: Es sollten alle von 1750 bis 1900 unter Verwendung von Meridianinstrumenten gemessenen Fixsternpositionen auf das Äquinoktium von 1875 reduziert und in einem einheitlichen System zusammengefaßt werden. Zu diesem Zweck mußten etwa 1000000 Einzelangaben aus etwa 450 Sternkatalogen durchgearbeitet werden. Das Unternehmen wurde durch den ersten und zweiten Weltkrieg erheblich behindert und kam mit dem Erscheinen des letzten Bandes erst 1966 zum Abschluß. Himmelsmechanik und Positionsastronomie haben im 19. Jahrhundert zu glänzenden Entdeckungen geführt: Der Planet Neptun, die Bestimmung der Astronomischen Einheit, die Entfernungen der Fixsterne, die Erforschung der Doppelsterne und nicht zuletzt die wichtigen praktischen Anwendungen auf den Gebieten der astronomischen Geographie und Geodäsie sind Triumphe, die die unermüdlichen Anstrengungen der Astronomen belohnten.
Die Entdeckung des Planeten Neptun
Ungeachtet der Tatsache, daß die genäherten Bahnelemente des Uranus nach den Keplerschen Gesetzen mühelos zu ermitteln waren, richtete sich die Aufmerksamkeit einiger Astronomen dennoch auf dieses Objekt, um auch die Feinheiten seiner Bewegung genau zu verfolgen. Hierbei kam den Astronomen der Umstand zustatten, daß einige Uranus-Positionen zur Verfügung standen, die aus der Zeit vor seiner Entdeckung datierten. Die älteste davon stammt aus dem Jahre 1690. /. Flamsteed hatte damals den Planeten als Fixstern in seine Sternkarten eingetragen, ohne zu ahnen, daß es sich in Wirklichkeit um einen Planeten handelte. Als Besse! für seine „Fundamenta Astronomiae” die Beobachtungen von J. Bradley durchsah, entdeckte er, daß der Uranus auch unter diesen zwischen 1742 und 1762 angestellten Observationen insgesamt nicht weniger als 17mal enthalten war. Auch der deutsche Astronom Tobias Mayer hatte den Uranus im Jahre 1756 gesehen und unter der Nummer 964 in sein Verzeichnis von ZodiakalSternen eingetragen. Schließlich hatte auch der Franzose Lemonnier den Planeten im Dezember 1768 für einen Fixstern gehalten.
Es bestand allerdings keine einhellige Meinung darüber, ob die alten Örter wirklich in jedem Falle diesem Planeten zuzuordnen waren, d.h., die Identifizierung des Planeten nach der Rückberechnung seiner Position aus den genäherten Daten gelang nicht völlig widerspruchsfrei. Als die Pariser Akademie im Jahre 1790 eine Preisfrage zur Theorie der Uranusbahn stellte, beschäftigte sich u. a. auch J.J. Delambre mit ihrer Lösung. Er war verständlicherweise an den älteren Beobachtungen sehr interessiert und ließ sich zu diesem Zweck von G. Ch. Lichtenberg, der in Göttingen Zugang zu den Mayerschen Originalbeobachtungen hatte, Auszüge daraus beschaffen. Nach Abschluß seiner Rechnungen äußerte er Zweifel an der Hypothese, daß Mayer den Uranus wirklich gesehen habe. Die Tafeln der Uranusbewegung, die Delambre ausarbeitete, wichen bis zum Jahre 1811 um 20 Bogensekunden von den Beobachtungsdaten ab. Einen neuen Anlauf nahm der französische Theoretiker A. Bouvard 1821. Das Beobachtungsmaterial war inzwischen reichhaltiger geworden. Bouvards Versuch, auch die vermeintlichen oder wirklichen älteren Uranusbeobachtungen mit einzubeziehen, scheiterte aber ebenfalls. Der Astronom sprach zunächst davon, daß sich nicht alle Beobachtungen durch ein System von Elementen darstellen ließen; er mußte es hingegen unentschieden lassen, ob dies an der Ungenauigkeit der älteren Positionen lag oder andere Ursachen hatte. Später hat Bouvard auch vermutet, daß der neuentdeckte Planet unter Umständen von einem weiteren noch unbekannten Planeten in seiner Bewegung gestört werde. Solche Vermutungen hegten auch andere Astronomen: F. W. Bessel hat diese Ansicht z. B. im Jahre 1823 in einem Schreiben an Olbers zum Ausdruck gebracht. Bessel hat sogar damit begonnen, die vorliegenden Beobachtungen einer ernsthaften Prüfung zu unterziehen, und zwar mit dem erklärten Ziel, dadurch „zu den schönsten Bereicherungen der Wissenschaft” zu gelangen.21 Insgesamt konnte er allein aus der Zeit nach der Entdeckung des Planeten 361 Beobachtungen heranziehen, von denen 143 auf der von ihm geleiteten Sternwarte in Königsberg angestellt worden waren. Es war eine mühevolle Rechenarbeit: „… die Ader gediegenen Goldes… liegt tief; an dem zu ihr führenden Schachte muß jahrelang gesprengt und losgeschlagen werden… was während dieser Zeit der Schweiß des Arbeiters weit unter dem Bereiche der Blicke von oben ablöst, ist taubes Gestein und armes Erz, durch dessen Verschmelzung vor Erreichung der Ader er spärlich gelohnt wird.” Bessel und sein Schüler Fleming, der die Rechnungen fortsetzte, kamen mit dem Mammutprogramm nicht zu Ende. Zwei andere junge Astronomen, U.J.J. Leverrier in Frankreich und /. C. Adams in England, hatten sich ebenfalls mit dem Problem beschäftigt. Sie vertraten von Anbeginn die These, daß die Abweichungen zwischen Uranusbewegung und Uranustheorie auf Störungen durch einen noch unbekannten Planeten zurückzuführen seien, und setzten sich zum Ziel,- aus den gemessenen Störungen den Ort des unbekannten Objekts abzuleiten. Adams war mit seinen Rechnungen im Herbst 1845 am Ziel. Damit der unbekannte Planet am Himmel gefunden werden konnte, schickte er seine Ergebnisse an den Professor für Mathematik und Astronomie J. Challis. Dieser widmete den Berechnungen des Studenten jedoch zunächst ebensowenig Aufmerksamkeit wie der gleichfalls informierte Astronomer Royal G. B. Airy. Erst im Spätsommer des folgenden Jahres beobachtete er die angegebene Himmelsgegend und sah damals am 4. und 12. August auch tatsächlich den neuen Planeten, wie sich jedoch erst hinterher herausstellte; denn diesmal hatte er es unterlassen, das Beobachtungsmaterial unverzüglich zu bearbeiten. Ein direkter Nachweis des Planeten durch Vergleich war nicht möglich, da geeignete Sternkarten fehlten. Inzwischen hatte auch U.J.J. Leverrier seine Rechnungen abgeschlossen. Kurz zuvor hatte J. G. Galle, damals an der von J. F. Encke geleiteten Berliner Sternwarte tätig, ein Exemplar seiner Dissertation u.a. auch an Leverrier geschickt, der sich dafür bedankte. Mit diesem Dank zugleich übermittelte Leverrier nun die von ihm berechnete Ephemeride des neuen Planeten für den 1. Januar 1847 und forderte Galle auf, „daß er einige Augenblicke der Durchforschung einer Region des Himmels widmen möge, wo es einen Planeten zu entdecken geben kann”. Der mit dem 18. September datierte Brief kam am Morgen des 23. in Berlin an. So machte sich Galle noch am selben Abend an die Beobachtung der angegebenen Himmelsgegend. Auf Vorschlag des ebenfalls anwesenden Studenten d’Arrest holte Galle eine Sternkarte herbei, die sonst noch nirgends vorhanden war, denn sie gehörte zur Sammlung der eben in der Herausgabe befindlichen Berliner Akademischen Sternkarten. Nicht einmal Galle hatte genau gewußt, ob diese Himmelsgegend unter den Karten schon vorhanden war. Nach einigen vergleichenden Blicken entdeckte Ga//e mit Hilfe dieser Karte im Gesichtsfeld des neunzölligen Fraunhoferschen Refraktors einen Stern der Helligkeit 8m, der auf dem Blatt fehlte. In Gegenwart von Encke wurde die Beobachtung dieses Objektes die ganze Nacht hindurch fortgesetzt, ohne daß sich aber Spuren einer Weiterbewegung unter den Fixsternen erkennen ließen. Die erneute Beobachtung in der folgenden Nacht brachte jedoch Gewißheit: Das auf der Sternkarte fehlende Sternchen hatte sich weiterbewegt und war allem Anschein nach der von Leverrier berechnete neue große Planet des Sonnensystems. Damit war Galle zum Entdecker des Planeten Neptun geworden.
Da der Ort des aufgefundenen Objektes von dem berechneten Ort um 55 Bogenminuten abwich, versuchten einige Astronomen, die ganze Entdeckung als ein reines Produkt des Zufalls hinzustellen. Sehr zu Recht schrieb der Mathematiker C.G.J. Jacobi diesen ins Stammbuch: „Man muß bewundern, daß aus so kleinen und un-sichern Quantitäten… so genaue Resultate gezogen werden konnten und kann dies nur der umsichtigen Behandlung dieser Data und der musterhaften Benutzung aller Hilfsmittel zuschreiben. Denen, welche die Entdeckung für zufällig ausgeben, weil die Übereinstimmung nicht größer ist, als es die Natur der Sache verstattet, wäre der Rat zu geben, doch auch solche zufällige Entdeckungen zu machen.”
Für die Himmelsmechanik war die Berechnung und Entdeckung des Neptun ein Triumph ohnegleichen. Obwohl zur Zeit dieses wissenschaftlichen Ereignisses niemand mehr an der Gültigkeit des Newtonschen Gravitationsgesetzes zweifelte, war die Beherrschung der Himmelgesetze durch den Menschen doch mit dieser Leistung in ganz besonders überzeugender Eindringlichkeit demonstriert worden. Astronomische Prognosen waren zwar zur damaligen Zeit für den Fachmann nichts Neues mehr. Aber die Entdeckung eines neuen großen Planeten durch die Anwendung einer Theorie machte verständlicherweise in breitesten Kreisen großen Eindruck und war von besonderem propagandistischem Wert, weil die Bestätigung der Theorie durch die Praxis den Stand der Beherrschung himmelsmechanischer Gesetze durch den Menschen demonstrierte. Friedrich Engels zögerte übrigens nicht, diese Leistung als den endgültigen Beweis des Kopernikanischen Systems zu bezeichnen.
Die Astronomische Einheit
Eine für die gesamte Astronomie wichtige Größe ist die Entfernung der Erde von der Sonne, die durch die meßbare Sonnenparallaxe repräsentiert wird. Da die relativen Dimensionen des Planetensystems aus dem dritten Keplerschen Gesetz abgeleitet werden können, d.h. aus den meßbaren Umlaufzeiten der Planeten um die Sonne, ist die Entfernung eines Planeten im absoluten Maß erforderlich, um auch die Entfernungen der anderen Planeten im absoluten Maß zu bestimmen. Die Entfernung der Erde von der Sonne, die „Astronomische Einheit” (AE), ist aber auch als „Meter der Astronomen” für die Bestimmung aller anderen Entfernungen im Kosmos erforderlich. Denn auch die Entfernungen der Sterne ergeben sich aus den verschiedenen Messungen nur in relativen Einheiten, so daß von der Genauigkeit, mit der die Sonnenparallaxe bekannt ist, letztlich die Genauigkeiten aller anderen Entfernungsangaben direkt beeinflußt werden.
Eine unmittelbare Messung der Sonnenparallaxe ist nun aber aus verschiedenen Gründen nicht genau möglich. Deshalb versuchte man die Bestimmung der AE auf dem Umweg über die täglichen Parallaxen von Planeten, und zwar, wenn diese besonders groß werden, d. h., wenn die Planeten die Oppositionsstellung erreichen. Hierzu benötigt man aber einen genauen Wert für den Erddurchmesser als Basis der trigonometrischen Parallaxenmessung. Die erste zuverlässige Messung des Erdradius gelang J. Picard 1669/70, so daß mit diesem Resultat der Erdmessung zugleich eine wissenschaftliche Grundlage für die Ausmessung der Himmelsräume gegeben war. Bei der Annäherung des Planeten Mars an die Erde im Jahre 1751 wurde die Sonnenparallaxe durch den Franzosen Lacaüle zum erstenmal in der neueren Geschichte mit einem annähernd richtigen Ergebnis bestimmt.
Eine besondere Rolle spielten im 18. und 19. Jahrhundert die Vorübergänge des Planeten Venus vor der Sonne für die Bestimmung der AE. E. Halley schlug vor, Venusdurchgänge von Orten verschiedener geographischer Breite zu beobachten und die parallak-tische Verschiebung der Venus vor der Sonnenscheibe festzustellen, so daß die Sonnenparallaxe daraus sehr genau abgeleitet werden kann, zumal sich die Entfernung der Venus von der Erde in der unteren Konjunktion des Planeten bis auf etwa 45 Mill. km verringert. Allerdings sind Venusdurchgänge recht selten; im 18. und 19. Jahrhundert traten insgesamt nur vier Venusdurchgänge ein, die deshalb Gegenstand sorgfältiger Messungen waren. Die Durchgänge von 1761 und 1769 wurden mit erheblichem Aufwand beobachtet; zahlreiche Sternwarten rüsteten Expeditionen aus, um das Ereignis von geeigneten Orten aus zu verfolgen. Die russischen und schwedischen Astronomen reisten in ihren eigenen Ländern an z.T. weit entfernte Orte. Noch beschwerlichere Expeditionen mußten die englischen und französischen Astronomen unternehmen. Eine der englischen Expeditionen nahm sich Bencoolen in Ostindien zum Ziel. Doch England und Frankreich führten Krieg miteinander, und das englische Kriegsschiff, mit dem die Astronomen Ch. Mason und J. Dixon Ostindien sicher zu erreichen gehofft hatten, wurde von den Franzosen angegriffen und mußte mit Toten und Verwundeten an Bord in den Heimathafen zurückkehren. Nur unter Schwierigkeiten kamen die beiden Astronomen schließlich zum Kap der Guten Hoffnung und führten von diesem eigentlich nicht vorgesehenen Ort die zu einer englischen Prestigefrage hochgespielten Messungen durch.
Die französischen Beobachtungen waren vor allem von J. N. Delisle vorbereitet worden, der noch mit Newton und Halley in persönlichem Kontakt gestanden hatte. Auch die französischen Reisen gestalteten sich infolge der politischen Verhältnisse schwierig. Die französische Kolonie Karikal, Zielort des Astronomen Pondichöri, war noch vor Ankunft des Gelehrten von den Engländern eingenommen worden, und der Astronom konnte den Venusdurchgang nur von hoher See aus auf der Rückreise beobachten. Sowohl die englischen als auch die französischen Astronomen wurden zum Teil auch noch durch die Unbilden des Wetters an der Beobachtung gehindert. Außerdem lagen praktisch keinerlei Erfahrungen in der Beobachtung dieses Phänomens vor. Vor allem erschwerte das Auftreten des „Schwarzen Tropfens” die zeitlich genaue Fixierung des ersten Kontaktes. Alles in allem waren die Resultate so dürftig, daß man sich allgemein auf den acht Jahre späteren zweiten Venusdurchgang von 1769 vertröstete. Die internationalen Forschungsexpeditionen waren 1769 noch umfangreicher. England und Frankreich waren außerdem daran interessiert, die weiten Reisen auch möglichst vielfältig zu nutzen, z. B. zur Entdeckung der „Terra australis incognita”, wo man Raum für neue Kolonien zu finden hoffte. Die russische Kaiserin Katharina IL wünschte, daß alle Beobachtungen der russischen Astronomen innerhalb des russischen Territoriums erfolgen sollten. Außerdem lud sie auch ausländische Gelehrte zur Beobachtung dieses Schauspiels ein, so daß sich in Rußland eine bunte Gelehrtengesellschaft von Schweizern, Schweden, Franzosen und Russen zusammenfand. Insgesamt wurde der Durchgang von 151 Beobachtern auf 77 weltweit verteilten Stationen beobachtet. Das Resultat war aber immer noch unbefriedigend. Zwar waren viele andere Entdeckungen gemacht worden, aber die AE konnte keineswegs mit der genügenden Präzision abgeleitet werden. Deshalb waren schließlich auch die beiden Venusdurchgänge von 1874 und 1882 immer noch von erheblichem wissenschaftlichem Interesse. 1874 wurden etwa 50 Expeditionen ausgerüstet, darunter mehrere deutsche. Eine der deutschen Expeditionen, die ihre Messungen auf der Südhalbkugel der Erde ausführte, leitete aus insgesamt 751 Messungen einen Wert von 8″880 für die Sonnenparallaxe ab. Trotz der erreichten Genauigkeit betrug der lineare Fehler immer noch etwa 200 000 km. Sehr genaue Werte für die Sonnenparallaxe ließen sich aber auch aus Parallaxenmessungen an Kleinen Planeten gewinnen. Darauf hat J. G. Galle 1872 erstmals hingewiesen (Abb. 8). Damals waren jedoch nur Planetoiden bekannt, die sich der Erde höchstens bis auf 0,8 AE nähern, also nicht einmal so nahe wie Mars und Venus während ihrer größten Erdnähe. Erfolgreich wurde aber Galles Vorschlag nach der Entdeckung des Kleinen Planeten Eros (1898), der sich der Erde bis auf 0,15 AE nähert, durch G. Witt aufgegriffen. Noch günstiger liegt der Fall bei dem 1932 entdeckten Kleinen Planeten Amor. Bei Einsatz der Himmelsfotografie stellen diese Himmelskörper ideale Helfer bei der Bestimmung der Sonnenparallaxe dar. Den genauesten Wert ermittelten Jones und Rabe mit 8″790 und 8″798 16 um 1930. Selbst die späteren Radarechomessungen haben nur noch eine geringfügig größere Genauigkeit gebracht. Die „Astronomische Einheit” wurde schließlich nach internationaler Definition entsprechend einer Sonnenparallaxe von 8″80 festgelegt.
Doppelsterne
Zu den größten Erfolgen der klassischen Astronomie zählt die Entdeckung und Erforschung der Doppel Sterne. Einige wenige Sterne, die eng benachbart am Himmel stehen, waren den Astronomen schon seit längerer Zeit bekannt gewesen. Eine systematische Beobachtung dieser Objekte, die schon Galilei gefordert hatte, unterblieb jedoch — unter anderem fehlten dafür zunächst auch geeignete Instrumente. Christian Mayer verfügte aber auf der Sternwarte in Mannheim im letzten Drittel des 18. Jahrhunderts über hervorragende Fernrohre und fand mit ihnen eine ganze Reihe dicht benachbart stehender Sterne; dieselben Ergebnisse hatte etwa gleichzeitig N. Maskelyne in Greenwich. Mayer kam in einer 1778 erschienenen Schrift zu dem Schluß, daß es sich hierbei um ferne Planetensysteme handelt. Beifall erntete er allerdings mit dieser Meinung nicht. Lediglich Lichtenberg würdigte seine Ideen. Die anderen Zeitgenossen vertraten die Ansicht, daß die benachbart stehenden Sterne gar nichts miteinander zu tun hätten, sondern nur zufällig so dicht beieinander stünden — in Wirklichkeit jedoch seien sie in ganz unterschiedlichen Tiefen des Raumes angeordnet.
Auch F. W. Herschei ging von dieser Annahme aus, als er die Doppelsterne zur Messung von Fixsternparallaxen heranziehen wollte. Der schwache Nachbarstern eines helleren Sterns sollte dabei als unverrückbarer Festpunkt benutzt werden, denn es war anzunehmen, daß dieser viel weiter entfernt steht als der hellere Stern, so daß auch seine Parallaxe vernachlässigbar klein sein mußte. Herschei beabsichtigte, den Himmel systematisch nach geeigneten Objekten zu durchsuchen, und da er kleinste Winkeländerungen messen wollte, entwickelte er speziell zu diesem Zweck eine Reihe von neuartigen technischen Hilfsmitteln. Vor allen Dingen verbesserte er die üblichen Okularmikrometer dahin, daß auch bei starken Vergrößerungen gemessen und außerdem der Positionswinkel der benachbart stehenden Sterne erfaßt werden konnte. Nach wenigen Jahren hatte er beinahe 1000 Doppelsterne entdeckt. Damit geriet die These von der zufälligen Nachbarschaft dieser Objekte ins Wanken. Sie mußte vollends aufgegeben werden, als Herschei durch jahrzehntelange fortgesetzte Beobachtung der Positionswinkel bei einigen dieser Objekte eine Bewegung umeinander feststellte. Damit schien gesichert, daß es unter den Doppelsternen physisch zusammengehörige Objekte gibt.
Ein weiterer überzeugender Beweis für die physische Zusammenhörigkeit zahlreicher eng benachbarter Sterne waren ihre gemeinsamen Eigenbewegungen. Beide Bewegungen zusammen traten besonders augenfällig bei dem Stern Nr. 61 im Sternbild Schwan auf, worauf Bessel und Piazzi hinwiesen. Als Bessel seine Beobachtungen dieses Doppelsterns um 1815 mit den- Beobachtungen verglich, die Bradley angestellt hatte, fand er eine Änderung des Positionswinkels von etwa 60° und eine gemeinsame Eigenbewegung von 7 Bogenminuten. Daraus zog er den Schluß, daß die beiden Sterne sich gemeinsam im Räume fortbewegen und gleichzeitig eine Umlaufbewegung um einen gemeinsamen Schwerpunkt ausführen. Die Umlaufszeit mußte sich auf etwa 350 Jahre belaufen. Aus dem dritten Kep/erschen Gesetz folgerte Bessel, daß der Abstand des kleinen Begleiters vom helleren Hauptstern bei der gefundenen Umlaufszeit etwa 50 AE betragen müßte. Aus dem Vergleich dieses Weites für die Bahndimension mit dem scheinbaren Abstand im Winkelmaß schloß Bessel auf eine Parallaxe von 61 Cygni in der Größenordnung von 1/3 Bogensekunde (erstmalige Bestimmung einer dynamischen Parallaxe)28 — ein Wert, den er später tatsächlich gemessen hat.
Mit den Doppelsternen war eine völlig neue Klasse von Weltkörpern entdeckt, die der Astronomie in der Folgezeit reiche Erfolge und neue wichtige Einsichten in die Gesetze des Kosmos vermittelte. Nach F. W. Herschel waren vor allem sein Sohn John und. an der Sternwarte in Dorpat der russische Astronom W. Struve erfolgreiche Erforscher der Doppelsterne. J. Herschel entdeckte viele Doppelsterne am südlichen Sternhimmel. Struve hingegen gebührt das Verdienst, die Beobachtung der Doppelsterne zu außerordentlicher Präzision geführt zu haben. Ihm stand eines der besten Instrumente der damaligen Zeit zur Verfügung, ein von J. v. Fraunhofer stammender Refraktor mit einem eigens dafür entwickelten Positionsfadenmikrometer. Die ausgezeichnete äquatoriale Montierung, das neuartige Mikrometer und der präzise Uhrantrieb, der das gesamte Instrument dem scheinbaren Lauf der Sterne genau nachführte, waren entscheidende Voraussetzungen für Struves Erfolge auf dem Gebiet der Doppelsternmessungen. Niemand außer ihm war damals in der Lage, Positionsangaben bis auf einige 1/100 Bogense-kunden genau zu machen. So wurde Struve zum eigentlichen Begründer der Doppelsternastronomie. In einem umfangreichen Verzeichnis teilte er im Jahre 1837 rd. 3000 Systeme mit, unter denen sich 64 dreifache, 3 vierfache und ein fünffaches System befanden. Aus der Entdeckung der Doppelsterne und der Beobachtung ihrer Bewegungen ergab sich für die Astronomen unmittelbar die Frage nach der Bahnbestimmung dieser Objekte. Daraus resultierte die zweite Frage, nach welchem Gesetz die Bewegungen dieser Objekte ablaufen. Das Newtonsche Gravitationsgesetz hatte seine strenge Gültigkeit im Rahmen der Beobachtungsgenauigkeit für Objekte innerhalb des Planetensystems zweifelsfrei erwiesen. Doch die Doppelsterne gehörten der Fixsternwelt an und standen unvergleichlich viel weiter entfernt als die fernsten Planeten des Sonnensystems. Sollte das Gesetz dort auch noch gelten oder wirkten dort ganz andere Naturgesetze? Wenn die Bewegung der Doppelsterne dem Gravitationsgesetz folgt, so müssen sich die Objekte wie die Körper des Sonnensystems nach den Kep/erschen Gesetzen bewegen. Unter Annahme der Gültigkeit des Gravitationsgesetzes entwickelte zuerst F. Savary im Jahre 1827 ein Verfahren zur Bahnberechnung aus einigen Beobachtungen. Da die Resultate mit den Beobachtungen übereinstimmten, ging daraus erstmals klar hervor, daß die Gravitation eine universelle Erscheinung ist, die auch in den tiefsten kosmischen Räumen wirkt.
In den folgenden Jahrzehnten wurden die Beobachtungen der Doppelsterne sorgfältig weitergeführt. Manche dieser Objekte bewegten sich allerdings so langsam, daß die für eine Bahnbestimmung erforderlichen Daten erst aus zeitlich weit auseinanderliegenden Beobachtungen zu gewinnen waren. Mit den Bestimmungen der Bahnen der Doppelsterne beschäftigten sich während des gesamten 19. Jahrhunderts viele Astronomen, besonders I. F. Encke (1832), J. Herschel (1833), E. F. W. Klinkerfues (1855), C. Flammarion (1874).
Einen Triumph besonderer Art feierte Bessel bei der Anwendung des Gravitationsgesetzes auf die Welt der Fixsterne. Seine jahrzehntelangen Sternbeobachtungen hatten ihn auf eine merkwürdige Eigentümlichkeit in den Bewegungen der Sterne Sirius und Procyon aufmerksam werden lassen: Beide Sterne zeigten nämlich pendelartige Eigenbewegungen. Bessel zog daraus den Schluß, daß die beiden hellen Fixsterne möglicherweise Komponenten eines Doppelsternsystems seien, deren lichtschwächere Mitglieder sich lediglich durch ihre Gravitationswirkungen verraten — eine „Astronomie des Unsichtbaren”. Später ging C. A. F. Peters der Frage genauer nach, indem er die Bahnelemente des unsichtbaren Begleiters ableitete. Im Januar 1862 fand A. Clark (USA) bei der Prüfung der Optik eines neuen großen Refraktors den Siriusbegleiter als ein Sternchen der Helligkeit 8,5m. Die Position stimmte recht gut mit Vorausberechnungen überein, die Auwers gerade zur Veröffentlichung vorbereitet hatte. 1896 wurde am Lickrefraktor auch der Procyonbegleiter aufgefunden, für den Auwers ebenfalls Bahnelemente bestimmt hatte. Ein aufsehenerregender Erfolg dieser „Astronomie des Unsichtbaren” war der 1963 gelungene Nachweis der Existenz von Planeten in einem fernen Sonnensystem, nachdem seit Jahrzehnten bereits auf die Möglichkeit des Vorhandenseins solcher Objekte hingewiesen worden war. Hierbei wurde dasselbe Prinzip angewendet, das schon Bessel bei der Untersuchung des Sirius- und Procyonsystems geleitet hatte: Aus den äußerst unscheinbaren Bahnstörungen von Barnards Pfeilstern (größte Abweichung — 1 ^tausendstel Bogensekunden) schloß P. v. de Kamp auf das Vorhandensein von zwei unsichtbaren Begleitern, deren Massen den größten Planetenmassen in unserem Sonnensystem vergleichbar sind. Neuerdings wird der Nachweis dieser Planeten wieder als unsicher betrachtet, so daß erst weitere Messungen endgültige Gewißheit bringen werden. Mit der Doppelsternastronomie hatte die Sternforschung ein äußerst wichtiges Kapitel aufgeschlagen. Denn damit war es erstmals möglich, Sternmassen zu bestimmen und so die konkreten Vorstellungen von den fernen Fixsternen außerordentlich zu erweitern. Zu voller Wirksamkeit gelangte die Erforschung der Doppelsterne aber erst, als man durch den Einsatz der Spektroskopie und die Anwendung des Dopplereffektes mit den absoluten Geschwindigkeiten auch ohne Parallaxenmessung die Dimensionen der Bahnen ermitteln konnte. An diesem Beispiel zeigt sich klar, daß eine Trennung der Astronomie in klassische Positionsastronomie und moderne Astrophysik unmöglich ist. Gerade der Vereinigung der verschiedenen Forschungsmethoden verdankt die Astronomie—wie sich besonders in unserem Jahrhundert gezeigt hat — ihre größten Erfolge.
Fixsternparallaxen
Der hartnäckige Kampf der Astronomen um die Messung der Fix-sternparallaxen ist ein Sinnbild ständigen Ringens um Genauigkeit. Kein bedeutender Astronom seit Galilei, der sich dieser Forderung nicht gestellt hätte.
Auf dem Weg zur Messung der ersten winzigen Verschiebung einer Sternposition als Folge der Erdbewegung um die Sonne wurden mehrere unbeabsichtigte Entdeckungen gemacht, die für die Astronomie große Bedeutung erhielten.
Copernicus selbst zweifelte bekanntlich nicht an der Existenz von Fixsternparallaxen, und er zögerte auch nicht, die Sterne als so weit entfernt anzunehmen, daß ihre Parallaxen im Rahmen der damaligen Beobachtungsgenauigkeit nicht erfaßt werden konnten. Die Beobachtungsgenauigkeit betrug zu Copernicus’ Zeit nur einige Bogen-minuten. Das Fehlen der Parallaxe deutete demnach darauf hin, daß die Entfernung der Sterne größer als etwa 1000 Erdbahnhalbmesser sein mußten.
Der größte Beobachter des 18. Jahrhunderts, der Engländer James Bradley, beobachtete schon bis auf 0,5 Bogensekunden genau. Von einer Parallaxe aber konnte auch er nichts bemerken; demnach mußten die Sterne in schwindelerregenden Tiefen des Raumes stehen; ihr Abstand konnte keinesfalls kleiner als rund 400000 Erdbahnhalbmesser sein. Die hohe Beobachtungsgenauigkeit ließ Bradley zwei andere wichtige Effekte finden: die Aberration und die Nutation.
Diese beiden Reduktionselemente, die in der Folgezeit von zahlreichen Forschern mit wachsender Genauigkeit gemessen wurden, waren wichtige Voraussetzungen für die Bestimmung besserer Sternörter in der kommenden Zeit. Trotz dieses erfreulichen, unerwarteten Erfolges blieb die Frage offen, wie sich die Beobachtungsgenauigkeit noch weiter steigern lasse, um auch den noch kleineren Parallaxen auf die Spur zu kommen. Bessel, der große Meister der Positionsastronomie, hat das unnachgiebige, hartnäckige Ringen um diese winzigsten Beträge eindrucksvoll in Worte gekleidet, als er schrieb, die durch feste Überzeugung genährte Hoffnung vom Vorhandensein der Parallaxen wäre nur zu brechen, wenn man nachwiese, „daß der zuletzt getane fruchtlose Schritt der äußerste für die menschliche Kunstfertigkeit und die menschlichen Sinne wäre”.
Bessel beschäftigte sich besonders eingehend mit den durch die Beobachtungsinstrumente hervorgerufenen Meßfehlern. Denn wenn es gelingen würde, diese Fehler zu verringern oder in Rechnung zu stellen, so hatte dies eine größere Genauigkeit zur Folge, ohne daß prinzipiell neuartige Instrumente erforderlich gewesen wären. Bessel benutzte außerdem ein Indiz für die Auswahl der Objekte, deren Parallaxe nachgewiesen werden sollte: die Eigenbewegung. Er ging zu Recht davon aus, daß Sterne mit großer Eigenbewegung sehr wahrscheinlich weniger weit von der Erde entfernt stehen als Objekte mit geringerer Eigenbewegung. In dieser Hinsicht war ihm schon im Jahre 1812 der Stern Nr. 61 im Sternbild Schwan aufgefallen, und er hat darüber eine ausführliche Abhandlung verfaßt. Die große Eigenbewegung dieses Sterns veranlaßte ihn zu der Hoffnung, die Parallaxe dieses Objektes bestimmen zu können. Aus dem scheinbaren Winkelabstand der beiden Komponenten hätte sich dann übrigens auch die mittlere Entfernung der beiden Objekte in absolutem Maß und letztlich die Massensumme erschließen lassen. „Es ist daher sehr zu wünschen”, schrieb Bessel, „daß die mit vortrefflichen Hilfsmitteln versehenen Astronomen sich dieses merkwürdigen Sternpaars mit Eifer annehmen.”28 Ein Vierteljahrhundert danach war es jedoch noch immer niemandem gelungen, eine Parallaxe nachzuweisen. Bessel selbst hat 61 Cygni seit dem Jahre 1815 auf seinem Beobachtungsprogramm gehabt. Er verfügte aber damals nur über sehr bescheidene Hilfsmittel. Nachdem im Jahre 1829 das Heliometer von Fraunhofer für die Sternwarte Königsberg zur Verfügung stand (Abb. 10), sah er neue Aussichten auf Erfolg. Im Jahre 1837/38 gelang ihm dann endlich der einwandfreie Nachweis der Parallaxe von 61 Cygni. Als Mittelwert aus Hunderten Beobachtungen leitete er für die parallaktische Verschiebung den winzigen Betrag von 0,3136 Bogensekunden ab; das entsprach einer Entfernung dieses Sterns von 10,3 Lichtjahren. Unmittelbar darauf gab auch W. Struve in Dorpat eine gelungene Parallaxenmessung bekannt: Er hatte die Parallaxe des Sterns Wega im Sternbild Leier – sogar schon früher als Bessel seinen Wert — zu 0,26 Bogensekunden gefunden. Ein weiteres Jahr später fand der schottische Astronom Henderson am Kap der Guten Hoffnung die Parallaxe von a Centauri, dem der Sonne im Weltall am nächsten gelegenen Fixstern zu 0,92 Bogensekunden. Bessels Messung war die genaueste, wenn auch der Wert später noch geringfügig verbessert wurde.
Diese ersten Parallaxenmessungen stellten zwar keine unmittelbaren Entscheidungen über das Kopernikanische Weltsystem mehr dar — an dessen Realität war längst nicht mehr zu zweifeln —, sie waren aber dennoch von großer prinzipieller Bedeutung. Mit diesen Messungen war die Astronomie in größere Tiefen des Raumes vorgestoßen als je zuvor. Die Parallaxenmessungen eröffneten außerdem die Perspektive, die wirkliche Verteilung der Sterne im Raum kennenzulernen und so die Basis für eine wissenschaftlich begründete Erforschung der Struktur des Universums zu legen, wie sie F. W. Herschel vorgeschwebt hatte. Bessel betonte außerdem einen wichtigen erkenntnistheoretischen Gewinn der ersten Parallaxenmessungen: durch sie wurde die Erreichbarkeit eines von vielen schon aufgegebenen wissenschaftlichen Zieles demonstriert. Die Messungen nach den von Bessel und seinen Zeitgenossen angewendeten Methoden waren allerdings äußerst mühevoll. Dies ist wohl auch der Grund dafür, warum es nach den ersten Parallaxenbestimmungen recht still um weitere Entfernungsmessungen wurde. Erst die Einführung der Fotografie hat hier eine grundlegende Wandlung herbeigeführt. Einerseits konnte durch die Anwendung der Fotografie eine erhebliche Vereinfachung der Messungen erzielt werden, andererseits stieg gleichzeitig die Genauigkeit; denn nun konnte man den Ort des interessierenden Sterns an beliebig viele schwache Sterne anschließen. Im Jahre 1900 waren nur etwa 150 Sternparallaxen bekannt. Durch die unermüdliche Arbeit von D. Gill und vor allem F. Schlesinger gelang bis zum Jahre 1924 die Herleitung von 1500 Parallaxen. Der Parallaxenkatalog, den L. F. Jenkins und Schlesinger im Jahre 1935 herausgaben, weist bereits die Parallaxen von rd. 10000 Sternen nach. Auch heute werden von verschiedenen Observatorien mit Hilfe von Refraktoren langer Brennweite Parallaxenprogramme absolviert. Neuerdings werden hierfür auch spezielle Spiegelteleskope eingesetzt (Naval Observatory, Sternwarte Turin), die den Zugang zu lichtschwächeren Objekten gestatten.
Die Anwendung astrophysikalischer Methoden hat zudem die Anzahl der Verfahren zur Bestimmung von Sternparallaxen erheblich vermehrt. Dies war um so notwendiger, als die trigonometrischen Parallaxen ohnehin nur eine begrenzte Reichweite besitzen. Der amerikanische Astronom L. Boss hatte 1908 zuerst darauf hingewiesen, daß man aus Beobachtungen an Sternen, die einem Bewegungssternhaufen angehören, mit hoher Genauigkeit die Entfernungen der Mitglieder des Haufens ableiten kann (Sternstromparallaxen). Zu diesem Zweck wird die tangentiale Komponente der Geschwindigkeit der Haufenmitglieder, d.h. ihre Eigenbewegung, gemessen und mit der aus Dopplerverschiebungen ermittelten Radialkomponente kombiniert. Dann kann die Eigenbewegung auch in linearem Maß angegeben werden, woraus die Entfernung folgt. In ähnlicher Weise können auch aus Doppelsternbeobachtungen, bei denen spektroskopische Bahnbestimmungen vorliegen, die linearen Dimensionen des Systems gefunden und zur Berechnung der Entfernung herangezogen werden.
Besonders hervorzuheben ist schließlich noch das 1914 von J. C. Adams und E. Kohlschütter entwickelte Verfahren der sogenannten spektroskopischen Parallaxen, das auf spektralen Kriterien für die absoluten Helligkeiten der Sterne fußt, die dann zur Ermittlung der Sternentfernungen herangezogen werden. Diese und andere Verfahren bringen wiederum den untrennbaren Zusammenhang zwischen den Methoden der Astrophysik und der Positionsastronomie zum Ausdruck. Fragen, die anfangs nur der klassischen Astronomie angehörten, wurden später auch unter wesentlicher Mitwirkung der Astrophysik gelöst. Astrophysikahsche Methoden hingegen basieren z. T. auf den Errungenschaften der Positionsastronomie.
Astronomische Geographie und Geodäsie
Der außerordentlich rasche Aufschwung von Himmelsmechanik und Positionsastronomie in der Zeit von etwa 1750 bis 1850 ist aus den bereits geschilderten wissenschaftlichen Motiven allein nicht verständlich. Vielmehr hängen die sehr raschen Fortschritte aufs engste mit der Tatsache zusammen, daß dieselben astronomischen Kenntnisse, die für die Berechnung der Bahnen der Himmelskörper und für ihre genaue Beobachtung erforderlich waren, auch für eine äußerst wichtige praktische Aufgabe herangezogen werden können: die Ermittlung der geographischen Lage der Orte auf der Erde und die Erforschung der Gestalt unseres Heimatplaneten. Die Bestimmung der geographischen Breite läuft dabei letztlich auf eine Winkelmessung, nämlich auf die Bestimmung der Polhöhe des betreffenden Ortes hinaus. Die Längenbestimmung hingegen ist komplizierter. Im Prinzip muß die Zeit festgestellt werden, die ein Stern infolge seiner scheinbaren täglichen Bewegung benötigt, um vom Meridian eines Ortes zu dem eines westlich davon gelegenen anderen Ortes zu gelangen. Im Falle der Sonne stellen die Beobachter ihre Uhren bei der oberen Kulmination der Sonne jeweils auf 12 Uhr. Das Problem besteht dann darin, die beiden Uhren miteinander zu vergleichen, um aus der Ortszeitdifferenz auf die Längendifferenz der Orte zu schließen. Der Zeitvergleich kann nun entweder durch den Transport der Uhren an einen gemeinsamen Ort erfolgen. Dazu sind hervorragende Chronometer erforderlich, die ihren Gang während des Transports nur in genau bekannter Weise ändern. Beide Beobachter können jedoch auch solche Himmelsereignisse beobachten, die zu einer vorher genau berechneten Zeit eintreten. Da jeder der Beobachter diesen Zeitpunkt nach seiner Uhr feststellt, entspricht die Differenz der Ablesungen ebenfalls der Längendifferenz.
So einfach diese Verfahren im Prinzip anmuten, so kompliziert sind sie doch in Wirklichkeit. Die Lösung dieses Problems hat den Scharfsinn und die Beharrlichkeit zahlreicher Astronomen, Mathematiker und Instrumentenbauer viele Jahrzehnte lang beansprucht. Die dabei gewonnenen Resultate haben den Rahmen ihres ursprünglichen Zweckes weit gesprengt und der gesamten Astronomie wesentliche und fortwirkende Impulse gegeben. Wie tief beispielsweise die Frage der Längenbestimmung in andere astronomische Probleme hineinführt, zeigt schon das Beispiel einer einzigen Methode, die bereits 1514 von /. Werner angegeben wurde: das Verfahren der Monddistanzen. Dabei wird für einen Ort bekannter geographischer Länge der Winkelabstand berechnet, den der Mond zu bestimmten Zeiten von bestimmten Fixsternen oder Planeten einnimmt. Dann läßt sich aus der Messung des Zeitpunktes dieser Mondstellung für einen anderen Ort dessen Länge unmittelbar aus der Zeitdifferenz bestimmen. Will man dieses Verfahren erfolgreich anwenden, so ist es aber erforderlich, daß man die Bewegung des Mondes genügend genau berechnen und seine Position unter den Sternen genügend genau messen kann. Im 17. Jahrhundert waren die auf dieser Methode fußenden Längenbestimmungen selten genauer als bis auf fünf Grad. Für äquatornahe Orte auf der Erde traten also Fehler in der Größenordnung einiger hundert Kilometer auf. In einer Zeit, da sich mit den bürgerlichen Nationalstaaten Handel und Hochseeschiffahrt entwickelten, wurde das Problem der Längenbestimmung zu einer zwingenden Notwendigkeit für die Entfaltung dieser Staaten. Die Anzahl der Schiffsverluste, die durch ungenügende Ortsbestimmungen verursacht wurden und Tausende von Seeleuten das Leben kosteten, fielen schwer ins Gewicht. Ein Schiff, das im 17. Jahrhundert von einer Fahrt nach China unversehrt in den Heimathafen zurückkehrte, löste Freudenfeste im ganzen Land aus. Es ist verständlich, daß die Staaten mit fortgeschrittener Produktion und entwickeltem Handel alles daransetzten, bessere astronomische Grundlagen für die Navigation zu erhalten. Kaum ein Zweig der Astronomie wurde damals mit soviel Aufopferung von Scharfsinn, Kräften und von Geld betrieben wie die Vermessung der Erde. Es handelte sich dabei ausnahmslos um staatlich geförderte Unternehmen, die somit auch materiell sichergestellt waren und folglich rasche Fortschritte machten. Daß die innere Logik der Entwicklung der Astronomie zur gleichen Zeit dieselben Probleme auf die Tagesordnung gesetzt hatte, dürfte ein beschleunigender Faktor für die Entwicklung gewesen sein.
Schon 1598 hatte Philipp IL von Spanien für die Lösung des Problems der Ortsbestimmung auf See eine bedeutende Summe bereitgestellt. Ein Jahrhundert später folgten die Niederlande. Das beste Beispiel für die befruchtende Wechselwirkung zwischen Astronomie und praktisch-gesellschaftlichem Erfordernis bildet die Gründungsgeschichte der berühmten Sternwarte inGreenwich: Karl IL von England hatte von der Möglichkeit erfahren, durch Kenntnis der Position des Mondes unter den Fixsternen die geographische Länge zur See zu bestimmen. Zur Überprüfung der bestehenden Möglichkeiten setzte er eine Kommission ein. Auf Befragung meinte der damals 28jährige J. Flamsteed, wenn diese Methode Erfolg haben sollte, so müßten sowohl die Fixsternörter als auch die Mondbewegung wesentlich genauer bekannt sein. Daraufhin erließ Karl IL den Befehl zur Gründung der Sternwarte Greenwich und ernannte Flamsteed zum Direktor. Das Forschungsprogramm war streng vorgegeben: Es sollten genaueste Tafeln der Bewegung der Himmelskörper, vor allem des Mondes, und präziseste Verzeichnisse von Fixsternörtern angelegt werden.
Auch für die Kartographie waren genaue, auf astronomischen Messungen beruhende Ortsbestimmungen ein äußerst aktuelles Problem; denn noch um 1752 waren von nur 139 Orten der gesamten Erdoberfläche hinlänglich genaue Positionen bekannt. Bekannt ist der Preis, den das englische Parlament im Jahre 1714 für die Ausarbeitung einer Methode zur Bestimmung der Länge auf See bis auf 0,5° genau aussetzte. Dieser staatliche Auftrag an die Wissenschaft hat außerordentlich wichtige Resultate gezeitigt; er setzte sowohl theoretische Untersuchungen wie auch praktisches Erf indertum in Gang. Ein vielgerühmtes Resultat dieses Preises war der Timekeeper des englischen Uhrmachers Harrison (1761), ein Chronometer, das während einer Seereise von 161 Tagen nur 5 Sekunden falsch ging.
Theoretische Bemühungen um die Lösung des Problems sind vor allem T. Mayer zu verdanken, der sich wie L. Euler der Theorie der Mondbewegung verschrieb. Das Resultat waren schließlich die von ihm ausgearbeiteten Mondtafeln, die der englischen Admiralität im Jahre 1755 übergeben wurden. Ab 1757 bestimmte der englische Admiral Campbell als erster Seefahrer die geographische Länge zur See unter Benutzung eines HadVeyschen Sextanten und der von J. Bradley nach T. Mayers Tafeln berechneten Mondörter. N. Mas-kelyne schuf mit dem „Nautical Almanac” (1766) das verbindliche Zahlen- und Ephemeridenwerk für die bequeme praktische Anwendung der theoretischen Ergebnisse.
Aus diesem überzeugenden Erfolg der Längenbestimmung mittels Monddistanzen ergab sich die Forderung, das komplizierte himmelsmechanische Problem der Mondbewegung weiter zu verfolgen. Wieder war es das Mittel der öffentlichen Preisfragen, das diese Entwicklung bewußt fördern sollte. So forderte z.B. das französische „Bureau des Longitudes” im Jahre 1800, aus dem Vergleich vieler guter Mondbeobachtungen den Wert bestimmter Koeffizienten in der Bewegungsgleichung des Mondes zu ermitteln und neue Tafeln daraus herzuleiten „mit einer hinlänglichen Bequemlichkeit und Sicherheit für die Berechnung”. Glanzpunkte der weiteren Forschungen auf diesem Gebiet waren später die Rechenvereinfachungen von Bessel (1832), die wesentlich verbesserten Mondtafeln von P. A. Hansen (1857), die kritische zusammenfassende Darstellung aller historischen Finsternisbeobachtungen durch 5. Newcomb (1878) und die moderne Mondtheorie von E. W. Brown (1896).
Neben der Methode der Monddistanzen gab es aber noch eine ganze Reihe anderer Verfahren, die an Beobachtungsgenauigkeit und Theorie hohe Ansprüche stellten und die Entwicklung unablässig vorantrieben. Ein Chronist schrieb über die Wichtigkeit solcher Untersuchungen: ,,Man sage nicht mehr, daß… jener Aufwand… nichts als leere Grübeleien und unnütz für die bürgerliche Gesellschaft wären. Wie groß der Einfluß guter Landkarten und wie wichtig diese in politisch-statistisch-militärischer Hinsicht sind, darüber kann wohl jetzt nur eine Stimme sein.”30
Um die Wende zum 19. Jahrhundert waren etwa 50% aller aktiv tätigen Astronomen neben anderem auch mit den Problemen der geographischen Ortsbestimmungen beschäftigt. Die ersten astronomischen Fachzeitschriften waren zugleich Publikationszentren für astronomisch-geographische Forschungen. In den ersten Jahren und Jahrzehnten des 19. Jahrhunderts ist der Anteil geographischer Publikationen darin sogar größer als der Anteil spezifisch astronomischer Arbeiten. Die „Monatliche Correspondenz zur Beförderung der Erd- und Himmels-Kunde” veröffentlichte in den 14 Jahren ihres Bestehens rund 3000 geographische Ortsbestimmungen. Die astronomische Geographie berührte aber direkt auch ein anderes wichtiges Problem der Vermessung der Erde, nämlich die Frage nach der Gestalt unseres Heimatplaneten.
Die Vermutung, daß die Erde keine Kugel sei, hatte sich u. a. schon aus der Beobachtung der Abplattung anderer Planeten, besonders des Jupiter, ergeben. Sollte die Erde ähnlich wie der Jupiter an den Polen abgeplattet sein, so müßten demnach zwei Orte desselben Erdmeridians mit einer Breitendifferenz von 1° in der Nähe der Pole weiter voneinander entfernt liegen als am Äquator. Um diese Vermutung zu überprüfen, sind sowohl astronomische Winkelmessungen, d. h. Längen- und Breitenbestimmungen, als auch Abstandsmessungen auf der Erde erforderlich. Das erste Unternehmen mit Anspruch auf wissenschaftliche Präzision, das diesem Ziel diente wurde von der französischen Academie des Sciences in den Jahren 1735 bis 1744 ausgerüstet. Die erforderlichen Messungen wurden in Lappland und in Peru vorgenommen. Das Resultat wies eindeutig auf eine Abplattung des Erdkörpers hin.
Die Genauigkeit der Bestimmungen ließ jedoch noch sehr zu wünschen übrig. Außerdem war das Fehlen einer international verbindlichen Längeneinheit ein ernstes Hindernis, besonders beim Vergleich von Resultaten. Zumindest mußte ein Längennormal streng definiert und in seinen Beziehungen zu anderen gebräuchlichen Längeneinheiten genau bekannt sein. Ein einheitliches Maßsystem war ohnehin seit langem ein dringendes Bedürfnis, denn das Fehlen verbindlicher Maße und Gewichte behinderte auch Handel und Gewerbe empfindlich. Die historisch überfällige Entscheidung dieser Frage ging zur Zeit der Französischen Revolution von Frankreich aus. Unter Mitwirkung namhafter Gelehrter, wie De-lambre, Coulomb, Lagrange, Laplace und Monge, wurde eine weitreichende Reform des Maßsystems eingeleitet, die als ein Kind der Revolution galt. Sie beinhaltete die definitive Festlegung einer Längen- und Gewichtseinheit, eine Kalenderreform sowie die allgemeine Einführung des Dezimalsystems. Da die Widerstände gegen die von Frankreich ausgehenden Neuerungen seitens der verschiedenen Regierungen aus politischen Gründen beträchtlich waren, sollte als Einheit der Länge ein Naturmaß gewählt werden, das aus den Dimensionen des Erdkörpers abgeleitet war: das Meter als zehnmillionster Teil eines Erdquadranten, d. h. eines Viertels des Erdumfangs auf einem Längenkreis. Zu diesem Zweck wurde eine große Meridianvermessung unter Leitung von J. Ch. Borda eingeleitet. Längs des Pariser Meridians wurde der Bogen von Dünkirchen an der französischen Nordküste bis nach Formentera (12,4 Grad) ausgemessen. Diese Messung hatte freilich nur historische Bedeutung, denn später gelangen wesentlich genauere Bestimmungen, während die Längeneinheit trotzdem beibehalten wurde. Die Vermessungen von Meridian- und Breitenkreisen wurden im internationalen Maßstab mit großem Aufwand fortgesetzt: In England und Schottland, in Norditalien, Dänemark und Holstein wurden aufwendige und immer genauere Messungen durchgeführt. Im Rußland nahm Struve die sogenannte Liefländische Gradmessung in Angriff, die an nördliche Messungen schwedischer Gelehrter angeschlossen und von Litauen bis an die türkische Grenze fortgesetzt werden sollte.
Richtungweisend wurde im 19. Jahrhundert die Preußische Gradmessung vom F. W. Bessel, die sich durch höchste Präzision auszeichnete. Nach Abschluß der dreijährigen Messungen, die Bessel gemeinsam mit J. J. Bayer besorgte, nahmen die Auswertungen nochmals mehrere Jahre in Anspruch, so daß die Resultate erst 1838 gedruckt erschienen. Aus der Astronomie und der mit ihr verbundenen astronomischen Geographie entwickelte sich so allmählich eine eigenständige wissenschaftliche Disziplin, die Geodäsie. Während des 19. Jahrhunderts wurden noch bedeutende geodätische Unternehmen ins Leben gerufen. Vor allem aus den Ideen W. Struves und J. J. Bayers ging im Jahre 1869 ein internationales Programm der Erdmessung hervor. Das auf Bayers Initiative entstandene „Geodätische Institut” in Potsdam hat hierbei eine koordinierende Rolle gespielt.
Die Forschungsarbeiten zum Problem der Erdgestalt hatten schon in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts einen recht genauen Wert für die Abplattung des Erdkörpers ergeben: 1/298 — d.h., der Äquatorialdurchmesser der Erde erwies sich als 1/298 größer als der Poldurchmesser. Es war aber auch schon zweifelsfrei festgestellt worden, daß die Erde kein ideales Ellipsoid ist, sondern eine unregelmäßige Gestalt besitzt, ganz abgesehen von den örtlichen Höhenunterschieden. Die Ursache dafür liegt in der ungleichen Masseverteilung im Erdinnern. Diese Tatsache komplizierte die Aufgaben der Erdmesser erheblich und dürfte dazu beigetragen haben, daß sich diese Probleme nicht mehr im Rahmen der astronomischen Forschung abwickeln ließen. Vor allem ergab sich aus der unregelmäßigen Gestalt des Erdkörpers die Notwendigkeit zu internationaler Zusammenarbeit, weil die noch so präzise Ausmessung kleinerer Bogenstücke nichts Verbindliches über die gesamte Erde aussagte.
Obwohl die Geodäsie sich schließlich verselbständigte, verdankt die Astronomie diesem großen Problemkomplex aufwendiger praktischer Aufgaben doch sehr viel. Denn nicht zuletzt ist es der dadurch ausgelöste Zwang zu ständig höheren Meßgenauigkeiten gewesen, der die instrumenteile Beobachtungstechnik, die Instrumententheorie und die Himmelsmechanik auf jene bewunderungswürdige Höhe gehoben hat, die die „astronomische Genauigkeit” sprichwörtlich werden ließ.
Ein Musterbeispiel für diese Präzision ist die Entdeckung der Polhöhenschwankungen. Schon S. D. Poisson und F. W. Bessel hatten Anfang des 19. Jahrhunderts aus theoretischen Gründen die Vermutung ausgeprochen, daß die Polhöhe nicht konstant sei. In den vierziger Jahren hatte Bessel sogar gemeint, solche winzigen Schwankungen, Bruchteile einer Bogensekunde, gemessen zu haben. Er hatte recht: Im Jahre 1888 entdeckte F. Küstner die sehr geringfügigen Schwankungen der Polhöhe mit hinreichender Sicherheit. Die Folge dieser Entdeckung war die Einrichtung des Internationalen Breitendienstes.
Planetenforschung
Die Welt der Planeten wurde von Anbeginn nicht nur als eine Aufgabe für die Himmelsmechanik gesehen — daneben war immer ein reges Interesse an der Beschaffenheit dieser der Erde prinzipiell vergleichbaren Körper wach. Vor allem das Studium der Planetenoberflächen schien geeignet, zur Klärung dieser Fragen beizutragen. Mit der rapiden Entwicklung des Fernrohr seit Ende des 19. Jahrhunderts hat dieses Teilgebiet der Forschung einen besonders raschen Aufschwung genommen. Die Planetenforschung dieser Epoche, die später durch die Anwendung astrophysikalischer Methoden neue Anregungen empfing, läßt allerdings auch den relativen und historischen Charakter wissenschaftlicher Forschung deutlich werden: Nur ein Bruchteil der aufgeworfenen Fragen konnte endgültig gelöst werden, viele neue Rätsel tauchten auf, und zahlreiche Fragen bedurften zu ihrer endgültigen Beantwortung des Einsatzes von Methoden der Weltraumfahrt. Dazu zählt u. a. auch der komplizierte Problemkomplex der Kosmogonie des Planetensystems. Wichtige Beiträge für die Planetenforschung wurden von der British Astronomical Association geleistet, die zur Förderung dieses Zweiges der Astronomie spezielle Sektionen bildete. In der BAA wirkten z.B. solche Wissenschaftler wie T. E. R. Philips, E. W. Maunder, W. T. Lynn und A. de la Chiron Crommelin. Überblickt man die Planetenforschung des 19. Jahrhunderts bis in die ersten Jahrzehnte des 20. Jahrhunderts hinein, so ergibt sich die enttäuschende Feststellung, daß die Kenntnisse vom Wesen der Planeten trotz intensiver Bemühungen verhältnismäßig gering geblieben sind. Auch der Einsatz astrophysikalischer Methoden hat hier bei weitem nicht die reichen Früchte getragen wie in der Sternphysik (vgl. S. 99 ff.). So stehen wir vor der kuriosen Tatsache, daß die uns im Kosmos am nächsten liegenden Körper, die Planeten des Sonnensystems, keineswegs zu den am besten bekannten Objekten gehören.
Wenn auch die Planetenastronomie im 19. Jahrhundert kein zentrales Anliegen der Forschung war, wurde gerade diesem Zweig der Himmelserkundung ein besonders breites Interesse der Öffentlichkeit zuteil, nicht zuletzt wegen der damit verbundenen allgemein interessierenden Frage nach der Existenz von Lebensformen im Weltall.
Die inneren Planeten
Die erste großangelegte Untersuchung über die physische Beschaffenheit des Planeten Merkur stammt von /. H. Schroeter, der in den Jahren 1800 und 1816 zwei umfangreiche Bände seiner „Hermographischen Fragmente” veröffentlichte. Zu den wichtigsten darin ausgesprochenen Erkenntnissen gehören Angaben über die Rotationsdauer des Planeten, die Schroeter mit rund 24 Stunden ermittelte. Außerdem schloß Schroeter aus dem gezackten Verlauf der Licht-Schatten-Grenze auf dem Planeten (Terminator), daß dieser Planet von hohen Gebirgszügen bedeckt sein müsse. Nach den Untersuchungen durch Schroeter blieb es lange Zeit still um den schwierig zu beobachtenden kleinen Planeten Merkur. Schroeters Buch galt als Standardwerk, bis K. F. Zöllner im Jahre 1874 im Zusammenhang mit seinen fotometrischen Untersuchungen neue Resultate über den Merkur vorlegte. Darin setzte er sich vor allem mit dem Rückstrahlungsvermögen (Albedo) der Oberfläche auseinander und zog den Schluß, daß zwischen der Oberflächenbeschaffenheit des Merkur und der des Erdmondes weitgehende Ähnlichkeit bestehen müsse – ein Resultat, das im Frühjahr 1974 durch den Vorbeiflug der US-amerikanischen Sonde Mariner 10 vollauf bestätigt wurde. Der italienische Planetenbeobachter Schiaparelli berichtigte 1889 die von Schroeter und anderen angegebenen Rotationszeiten und äußerte die Ansicht, daß der Planet eine gebundene Rotation ausführt, d.h. sich in derselben Zeit um seine Achse bewegt, in der er eine Sonnenrotation vollendet. Schiaparelli zeichnete auch Oberflächenkarten des Merkur, die er mühsam aus vielen hundert Einzelbeobachtungen zusammenfügte. Welcher Natur die zeichnerisch erfaßten Oberflächendetails waren, blieb freilich ungeklärt. Den Durchmesser des Merkur bestimmte Bessel schon 1832 mit 4855 km und kommt damit dem heute angenommenen Wert von 4840 km sehr nahe. Da der Merkur keine Monde besitzt, bot auch die Bestimmung seiner Masse erhebliche Schwierigkeiten, denn es konnten hierfür nur die vom Merkur ausgehenden Bahnstörungen auf Kometen oder den Nachbarplaneten Venus herangezogen werden. Encke ermittelte den Wert aus den Störungen des nach ihm benannten kurzperiodischen Kometen im Jahre 1835 zu 1/4686571 der Sonnenmasse (moderner Wert: 1/5970000).
Auch der Planet Venus bot den Beobachtern von Anbeginn Schwierigkeiten, denn er zeigte keinerlei Oberflächendetails. Daß dieser Planet von einer Atmosphäre umgeben sein muß, hatte schon um die Mitte des 18. Jahrhunderts der große russische Naturforscher M. W. Lomonossow entdeckt. Ihm war anläßlich des Venusdurchganges von 1761 aufgefallen, daß die dunkle Planetenscheibe vorder Sonne von einem hellen Lichtsaum umgeben war, den er als Atmosphäre des Planeten deutete. Im selben Sinne sprach sich auch der amerikanische Astronom D. Rittenhouse aus, der die Erscheinung 1769 bei dem zweiten Venusdurchgang des 18. Jahrhunderts bemerkte. Beide Berichte wurden allerdings erst viel später veröffentlicht, als längst schon die Äußerungen Herschels über die Existenz einer Venusatmosphäre allgemein bekannt waren, so daß Herschel heute oft als ihr Entdecker bezeichnet wird. Das Fehlen von Oberflächendetails machte eine Bestimmung der Rotationsdauer des Planeten unmöglich. Deshalb kursierten darüber die widersprüchlichsten Angaben. Schiaparelli sprach gegen Ende des 19. Jahrhunderts von einer gebundenen Rotation, andere Astronomen wollten aus Oberflächendetails, die sich aber später als optische Täuschungen erwiesen, wesentlich kürzere Rotationszeiten abgeleitet haben. Ähnliche Widersprüche beherrschten die Diskussion um die Neigung der Rotationsachse. Um den eventuellen Einfluß von optischen Täuschungen genauer zu studieren, publizierte W. Villiger 1897 eine Reihe von Simulationsversuchen, bei denen die Venus durch kleine Bälle nachgeahmt und aus entsprechenden Entfernungen im Fernrohr beobachtet und gezeichnet wurde.
Die Hypothesen über die Oberflächenbeschaffenheit der Venus fußten alle nur auf dem sehr spärlichen Beobachtungsmaterial und waren deshalb mehr als vage. Ob der Planet hauptsächlich von Wassermassen überzogen sei oder ob es riesige sumpfige Kontinente gäbe, wie andere behaupteten, ließ sich wissenschaftlich nicht entscheiden. Neue Hypothesen kamen erst mit der Untersuchung des Spektrums des Planeten auf. In der Venusatmosphäre wurde vor allem Kohlensäure festgestellt. Demnach müßte es zum sogenannten Treibhauseffekt kommen, einer starken Aufheizung der Venusoberfläche, die alles Wasser zum Verdampfen bringt. Trotz der spektroskopischen Messungen, die verbessert wurden und u. a. auch Temperaturbestimmungen ermöglichten, blieb der Planet Venus voller Rätsel, und die Astronomen wurden ungeachtet der geringen Entfernung dieses hellen Planeten mit aller Deutlichkeit auf die Grenzen der erdgebundenen Erforschung des Planetensystems hingewiesen. Die entscheidenden Durchbrüche in der Erforschung der Venus sind tatsächlich erst mit dem Einsatz der sowjetischen Raumsonden, also in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts erzielt worden.
Die äußeren Planeten
Mars galt seit je als einer der interessantesten Planeten, denn schon durch seine feuerrote Farbe und seine stark schwankende Helligkeit erregte er ungewöhnliches Aufsehen.
Im Gegensatz zu Merkur und Venus offenbart Mars den Betrachtern schon in kleineren Fernrohren Oberflächendetails, die zur Bestimmung der Rotationsperiode herangezogen werden können. Der Erforschung seiner Oberflächenbeschaffenheit kommt weiter der günstige Umstand zustatten, daß sich der Planet währnd seiner Oppositionen bis auf rd. 56 Millionen km an die Erde annähern kann. Schon ein halbes Jahrhundert nach der Erfindung des Fernrohrs ermittelte Huygens die Rotationsdauer des Planeten mit 24 Stunden erstaunlich genau. Er entdeckte auch das große dunkle Gebilde, das heute den Namen Große Syrte trägt. Herschel fand die Rotationsdauer des Planeten anläßlich der Marsoppositionen von 1777 und 1779 mit 24h39m21,7s nur um 2 Minuten falsch gegenüber dem gegenwärtigen Wert. Er gab der Großen Syrte den sinnfälligen Namen „Sanduhrmeer”, nicht allein, weil ihre Gestalt einer Sanduhr ähnelt, sondern ihm gleichsam auch als Uhr gedient hatte. Herschel stellte auch als erster die jahreszeitlichen Farbänderungen auf dem Mars fest und folgerte die Existenz einer Atmosphäre des Planeten aus dem Vorkommen der sogenannten Polkappen, weißer Gebilde am Nord- und Südpol des Planeten, die er für Schnee- und Eisansammlungen hielt. Aus der Neigung der Marsachse, die Herschel zu 23°13′ ermittelte, schloß er auf die weitreichende Analogie zwischen Mars und Erde. Die Auffassung von der Erdähnlichkeit des Mars ist erst vor wenigen Jahren durch die Sondenflüge der USA und der UdSSR widerlegt worden.
Unter den späteren Marsbeobachtern ragen besonders W. Beer und J. H. Mädler heraus, die zum erstenmal Marskarten zeichneten, A. Secchi, J. N. Lockyer, R. A. Proctor u. a. folgten später mit weiteren Karten.
Die atemberaubendsten Resultate der Marsforschung im 19. Jahrhundert, die allen weiteren Untersuchungen ihren Stempel aufdrückten, erzielte Schiaparelli während der günstigen Marsannäherung von 1877. Schiaparelli fand nämlich auf der Oberfläche des Planeten eine Reihe von feingliedrigen, geradlinigen Gebilden, die er mit dem terminus „canali” bedachte. Er publizierte seine Untersuchung in einer italienischen Akademieschrift, die im allgemeinen lediglich von der Fachwelt zur Kenntnis genommen wurde. Diesmal aber war es anders: Es dauerfe nicht lange, und der Inhalt dieser Schrift war in vereinfachter Form breitesten Kreisen bekannt und erregte ungeheures Aufsehen. Selbst zahlreiche Astronomen waren von einem Gedanken fasziniert, den Schiaparelli selbst gar nicht gehegt haue: Sie nahmen an, daß es sich bei den „canali” um ingeniöse Bauwerke etwaiger intelligenter Marsbewohner handelte, die mit diesen Zivilisationsprodukten die schmelzenden Eismassen der Pole in die vermutlich wasserarmen zentralen Regionen ihres Planeten lenken wollten. Der berühmte französische Astronom und Schriftsteller Flammarion schrieb in einem seiner Bücher, man könne nur alle bedauern, die den Mars noch nie durch das Fernrohr gesehen hätten; denn ihnen sei eine fremde Welt mit ihren Kontinenten, Meeren, Inseln und Gestaden im weiten Himmelsraum unbekannt geblieben. Die Erde sei nur eine Provinz des Universums und unsere Empfindung bevölkere nun andere Vaterländer in der Unendlichkeit mit unbekannten Brüdern.
Eine Reihe von Tatsachen wollte allerdings schlecht zu dem Bild von den Marskanälen passen: Schon die Dimensionen der Gebilde mußten bedenklich anmuten; einige waren viele Kilometer breit und bis zu 1000 km lang. Selbst die großzügigsten Schätzungen der zu transportierenden Wassermassen ließen die Kanäle viel zu groß erscheinen. Noch schwerer wog der Befund, daß etliche Kanäle ihre Gestalt veränderten, viele Gebilde wurden überhaupt von anderen Beobachtern nicht bestätigt, während diese dafür wieder andere Kanäle zu sehen vermeinten. Einige Kanäle wurden allerdings eindeutig von den verschiedensten Beobachtern wahrgenommen, und dies genügte, um die intelligenten „Marsbewohner” durch eine mehr und mehr anschwellende Marsliteratur geistern zu lassen. Ein Teil ernst zu nehmender Fachastronomen gehörte dabei zu den entschiedenen Anhängern der These vom Leben auf dem Mars. Einer der prominentesten unter ihnen war gegen Ende des Jahrhunderts der Amerikaner P. Lowell.
Im selben Jahr, da Schiaparelli seine sensationellen canali entdeckte, fand der Amerikaner A. Hall, der damals das mächtigste Fernrohr der Welt mit 65 cm Objektivdurchmesser zur Verfügung hatte, die beiden Monde des Mars. Er gab ihnen die Namen der beiden Rosse, die in der griechischen Mythologie den Wagen des Ares (Mars) ziehen: Phobos und Deimos — zum Kriegsstern passend — Furcht und Schrecken.
Als die Spektralanalyse der Planetenforschung dienstbar gemacht war, hatte G. A. Tichov, ein bekannter russischer bzw. sowjetischer Marsforscher, im Jahre 1909 eine einfache, aber äußerst interessante Idee: Er begann, die Spektren und optischen Eigentümlichkeiten bestimmter Gebiete der Marsoberfläche mit denen ausgewählter irdischer Vegetationszonen zu vergleichen. Er wurde damit zum Begründer der Astrobotanik. Tichov und seine Mitarbeiter glaubten den Beweis erbracht zu haben, daß auf dem Mars eine Vegetation existiert, die mit der Flora subarktischer irdischer Gegenden verwandt ist. Unwidersprochen blieben diese Ansichten jedoch nicht. Am 20. August bzw. 9. September 1975 wurden von den USA die Mars-Sonden Viking 1 bzw. 2 mit der Aufgabe gestartet, auf dem Mars nach Spuren von Leben zu suchen. Die Ergebnisse der ausgeführten Experimente sind zwar noch umstritten, doch scheinen sie insgesamt gegen eine Existenz von Leben auf dem Mars zu sprechen. Die endgültige Klärung dieser Fragen wird weiteren Raumsonden vorbehalten bleiben müssen. Fest steht jedoch schon heute, daß es sich bestenfalls um einfachste Lebensformen handeln könnte. In welchem Maße der Einsatz von Raumsonden die Kenntnisse von der Beschaffenheit der Planeten erweiterte und vertiefte, ist besonders deutlich an den Resultaten der Marsforschung zu erkennen: Es war eine der größten Überraschungen in der Geschichte der neueren Planetenforschung, als im Jahre 1964 auf den von der Sonde Mariner 4 aufgenommenen Marsfotografien zahlreiche Krater zu erkennen waren, so daß der bis dahin stets für erdähnlich gehaltene Planet nun viel eher als ein kosmischer „Bruder” des Mondes anzusehen war.
Inzwischen haben neue Ergebnisse dieses Bild wieder modifiziert, so daß — unter Berücksichtigung der kleineren Masse und Oberfläche des Mars — eine Reihe von Analogien zur Erde nicht übersehen werden kann.
Obwohl der dem Mars folgende große Planet Jupiter schon wesentlich weiter von der Erde entfernt steht, erwies er sich doch wegen seiner ungewöhnlichen Größe als ein relativ dankbares Objekt für Planetenbeobachter, stellte sie aber auch gleichzeitig vor schwierige Aufgaben.
Jupiter zeigte schon den ersten Fernrohrbeobachtern eine detailreiche Oberfläche, ließ eine merkliche Abplattung erkennen und faszinierte außerdem durch das Wechselspiel der vier großen Monde, die Galilei 1610 entdeckt hatte. G. D. Cassini machte im 17. Jahrhundert die ersten Versuche, die Rotationszeit aus dem periodischen Verschwinden und Wiederkehren bestimmter Gebilde zu bestimmen. Der von ihm angegebene Wert von 9 Stunden 56 Minuten wurde auch später von anderen Beobachtern bestätigt. Doch es herrschte allgemein die Ansicht, daß die parallel zum Äquator verlaufenden streifenartigen Gebilde wie auch einige Flecken nicht unbedingt Oberflächenerscheinungen des Planeten, sondern möglicherweise atmosphärische Phänomene sein könnten. Erstmals wies Herschel dies genauer nach, indem er 1779 bei der Ermittlung der Rotationszeiten dieser Gebilde systematische Veränderungen fand. Er kam zu dem Schluß, daß speziell der von ihm beobachtete Fleck in der Jupiteratmosphäre rasch fortbewegt wird. Auch J. H. Schroeter hielt es für sehr wahrscheinlich, daß die Flecke eher ein Analogon unserer Wolken als Gebilde an der Oberfläche des Planeten darstellten, und er bezweifelte deshalb sogar, daß diese Gebilde geeignet wären, die Rotationszeit des Planeten hinreichend genau zu bestimmen. Tatsächlich waren aber die Bestimmungen der Rotationsdauer von Cassini, Herschel und anderen so genau, daß bis heute keine wesentlich davon abweichenden Werte angegeben werden. Eine eigenartige Tatsache über den Planeten Jupiter brachte Bessel ans Licht: aus den Umlaufsbewegungen der Jupitermonde ermittelte er nach einem von ihm ausgearbeiteten Verfahren die Masse des Planeten und fand die 336fache Erdmasse (moderner Wert: 317,8); diesem Wert stand aber ein Volumen gegenüber, das fast 1500mal so groß war wie das Volumen der Erde. Die daraus resultierende mittlere Dichte von etwa l,3g/cm3 war bemerkenswert gering und veranlaßte Überlegungen über den inneren Aufbau des gigantischen Planeten.
Schließlich brachte die Spektroskopie einige neue Befunde, die einer Deutung des sonderbar leichten Riesenkörpers näherzuführen schienen. H. C. Vogel (1874) und H. Draper (1880) fanden nämlich außer dem reflektierten Sonnenspektrum ein dunkles Band am roten Ende des Spektrums und schlössen daraus auf eine erhebliche Eigentemperatur des Planeten. Ganz in Richtung dieser Deutung lief auch die Entdeckung E. W. L. Tempels vom August 1878: Auf der Oberfläche des Planeten sah er eine ovale, rötlich aussehende Wolke von enormen Dimensionen; allein die Länge schätzte Tempel auf ein Drittel des Jupiterdurchmessers. Der russische Beobachter Th. Bredichin, O. Lohse aus Potsdam u. a. widmeten sich der weiteren sorgfältigen Beobachtung des Objekts. Die allgemein akzeptierte Deutung lautete: Die rote Wolke ist die Widerspiegelung eines ungeheuren Lavaausbruchs des glühenden Planeten in den darüber-liegenden Wolkenschichten. Die Durchsicht älterer Jupiterbeobachtungen ergab dann sogar, daß der „Große Rote Fleck” schon seit dem 17. Jahrhundert von den verschiedensten Beobachtern gesehen worden war. Die Beobachtungen führten bald zu dem Resultat, daß der Fleck eine von der Rotation des Planeten unabhängige Bewegung mit nicht konstanter Geschwindigkeit ausführt. Dieser Befund deckte sich aber nicht mit der herrschenden Theorie des Flecks. Noch widerspruchsvoller wurden die Aussagen über den Planeten, als Donald H. Menzel die Temperatur des Jupiter zu -110°C bestimmte. Die Identifizierung von Spektrallinien der Jupiteratmosphäre führte zu Beginn der dreißiger Jahre unseres Jahrhunderts zu der Erkenntnis, daß dort Methan und Ammoniak vorkommen; diese Stoffe wurden aber mehr als Verunreinigungen betrachtet, während die Hauptbestandteile Wasserstoff und Helium sein sollten — eine Annahme, für die jedoch kein Beweis erbracht werden konnte. Um 1938 entwarf JR. Wildt eine Theorie der Struktur des Jupiter, in der er die Gesamtmasse, die geringe Dichte sowie andere von der Forschung erwiesene Details widerspruchsfrei zu vereinigen suchte. Er nahm an, daß der Kern des Planeten sehr dicht, aber wenig ausgedehnt sei, von einem Eismantel umhüllt werde, der seinerseits von einer Schale gefrorenen Wasserstoffs eingeschlossen ist. Darüber sollte die eigentliche Atmosphäre liegen. Diese Auffassung brachte aber wieder neue Schwierigkeiten mit sich, weil die turbulenten Vorgänge in der Atmosphäre des Planeten sich daraus nur sehr schwierig ableiten lassen. Die neuen Ergebnisse der amerikanischen Planetensonden, die den Planeten in relativ geringen Abständen passierten, lassen darauf schließen, daß der „Gigant” einen riesigen „Wasserstofftropfen” darstellt, der lediglich in seinem Innern einen Kern aus schwereren Elementen besitzt. Ganz ähnlichen Problemen und Ergebnissen sieht sich die Astronomie auch beim Planeten Saturn gegenüber, der dem Jupiter in verschiedener Hinsicht sehr verwandt ist. Auch die Dichte des Saturn ergab sich als sehr klein, verglichen mit den Planeten Merkur, Venus, Mars und Erde (moderner Wert: 0,7 g/cm3). Auch der Saturn zeigt eine außerordentlich turbulente Atmosphäre. Für die Abplattung dieses zweitgrößten Planeten fanden schon frühe Beobachter wie Grimaldi (1645) und Herschel (1789) den Wert von 1/11, bei Jupiter hatte man 1/15 festgestellt.
Größtes Interesse erweckte verständlicherweise der im gesamten Planetensystem einzigartige Ring des Saturn. Die Existenz dieses Ringes stellte erst Ch. Huygens 1659 fest, obwohl schon Galilei wegen des zu geringen Auflösungsvermögens seiner Teleskope zwei kleine „Kugeln” links und rechts des Planeten entdeckt hatte, die er aber nicht zu deuten wußte. 1675 fand G. D. Cassini die nach ihm benannte Unterteilung des Ringes. Er vertrat als erster die Ansicht, daß der Ring aus zahlreichen kleinen Einzelkörpern besteht. Gegen Ende des 18. Jahrhunderts hat sich F. W. Herschel dem Saturn, seinen Oberflächenerscheinungen, den Monden und vor allem dem Ring in ausgedehnten Beobachtungsreihen gewidmet. Er hielt die Oberflächenerscheinungen wie beim Jupiter für atmosphärische Phänomene. Die von Herschel 1793/94 erstmalig bestimmte Rotationszeit des Riesenplaneten von 10h16m44s differiert gegenüber dem heute angenommenen Wert nur um einige Minuten. Herschel gab eine andere Interpretation des Ringes als Cassini: Er hielt den Ring für einen starren Körper. Die Lücke betrachtete er zeitweilig als einen dunklen Teil des Rings; später vertrat er dann die Ansicht, daß es sich um zwei verschiedene Ringe handeln müsse, die sich wahrscheinlich entsprechend den Keplerschen Gesetzen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten um den Planeten bewegen.
Als Laplace im Jahre 1785 mit einer mathematischen Untersuchung über die Ringe hervortrat, in der er die Existenz weiterer Lücken voraussagte, auf deren wahrscheinliche Existenz schon Kant 1755 hingewiesen hatte, stieg die allgemeine Aufmerksamkeit der Astronomen noch an. J. H. Schroeter, S. H. Schwabe, W. C. Bond und sein Sohn G. P. Bond, J. F. Encke u. a. beobachteten ihn mit ständig besseren Instrumenten. Encke fand 1837 die nach ihm benannte Teilung des äußeren Ringes. DieBonds entdeckten 1850 noch einen dritten, den sogenannten Florring des Saturn, obwohl dieser auch gelegentlich schon früher — z.B. von J. G. Galle — wahrgenommen, aber unbeachtet geblieben war. Dieser Ring erhielt als innerstes aller drei Ringgebilde später den Namen C-Ring. Die Erklärung des Ringphänomens forderte noch starke Bemühungen der Astronomen. 1856 schrieb J. C. Maxwell eine Arbeit über den Saturnring, in der er zu dem richtigen Schluß kam, daß der Ring aus einer Vielzahl von Einzelteilchen besteht. Der amerikanische Astronom J. E. Keeler konnte diese Annahme mit Hilfe spektroskopischer Untersuchungen überzeugend gut bestätigen, indem er aus den Dopplerverschiebungen die Geschwindigkeiten der verschiedenen Teile der Ringe bestimmte und dabei fand, daß sich die äußeren Ringteile langsamer bewegen als die inneren (Kepler-Bewegung). Das Vorhandensein der Lücken ließ sich himmelsmechanisch erklären: Teilchen in den Lücken werden durch mehrere Saturnmonde derart gestört, daß ihr Verbleiben in diesen Bahnen ausgeschlossen ist. Ähnliche Argumente trafen auch auf die Enckesche Lücke zu, wie D. Kirkwood nachwies, wenngleich diese Lücke nicht völlig partikelfrei, sondern nur stark von Partikeln entleert ist. Die Theorie des inneren Auf baus des Saturn wurde bis zum heutigen Tage weitgehend in Analogie zu den Theorien über den Aufbau des Jupiter entwickelt.
Die ersten Forschungen über den Planeten Uranus stammen von seinem Entdecker Herschel. Von den sechs Monden, die er gefunden zu haben glaubte, konnten jedoch nur zwei als solche bestätigt werden; bei den anderen Objekten handelte es sich um nahe gelegene lichtschwache Fixsterne. Herschel fand eine merkliche Abplattung des Planeten, woraus er auf eine Rotation des Uranus schloß. Spätere Beobachter bestritten jedoch die Abplattung. Der Grund der widersprüchlichen Aussagen lag in der merkwürdigen und im Planetensystem einzigartigen Lage der Rotationsachse. Die weiteren Beobachtungen lehrten nämlich, daß die Achse fast mit der Bahnebene des Planeten zusammenfällt.
Größte Schwierigkeiten bereitete auch die Bestimmung der Rotationsdauer, da Oberflächendetails nur gelegentlich beobachtet werden konnten. W. Buffham leitete aus Beobachtungen in den Jahren 1870 und 1872 eine Rotationsperiode von 12h ab (moderner Wert: 10h49m). Der physikalische Zustand des Planeten entzog sich der näheren Erkundung, und es ist nicht unberechtigt, wenn man sagt, der Uranus ist bis heute für uns geblieben, was er schon zu Bessels Zeit war: ein Körper ohne Eigenschaften. Die spektroskopischen Untersuchungen wiesen lediglich auf einen starken Methangehalt der Atmosphäre hin, wie er auch bei Jupiter und Saturn gefunden wurde. Aus Masse und Durchmesser ergibt sich — wie bei Jupiter und Saturn — eine mittlere Dichte, die nur wenig über der des Wassers liegt, so daß auch für diesen Planeten ähnliche Modelle entworfen wurden wie für die beiden sonnennäheren Giganten. Äußerst überraschend war die Entdeckung eines Ringsystems beim Planeten Uranus: Am 10. März 1977 deckte Uranus den Stern SAO 158687 im Sternbild Waage (Helligkeit 8m8). Etwa 40 Minuten bevor dieser Stern von der Planetenscheibe abgedeckt wurde, traten mehrere Verdunklungen des Sterns ein, die auf die Existenz von 5 Ringen zurückzuführen sind. Eine direkte Beobachtung des Ringsystems ist wegen der Lichtschwäche der Ringe und der geringen Entfernung vom Planeten nicht möglich.
Die gewaltigen Entfernungen der Planeten Neptun und Pluto haben es ebenfalls bisher verhindert, genauere Kenntnisse über die Physik dieser Körper zu erlangen. Lediglich die aus der Himmelsmechanik zu ermittelnden Daten konnten mit einiger Sicherheit verbucht werden.
Bei Routineuntersuchungen von fotografischen Platten wurde 1978 ein Mond des Planeten Pluto entdeckt. Auf dem sonst kreisrunden Plutobild machte sich der Mond als eine Deformation bemerkbar. Auch bei früher gemachten Aufnahmen ließ sich diese Deformation nachweisen. Die physischen Daten des Trabanten sind noch nicht sicher bestimmt.
Die Erforschung des Mondes
Die exakte Erforschung der Mondoberfläche begann mit der Erfindung des Fernrohrs. Die erste aus sorgfältigen Fernrohrbeobachtungen abgeleitete detaillierte Mondkarte schuf J. Hevel mit seiner „Selenographia” (1661). Hevel führte auch Bezeichnungen für die verschiedenen Mondformationen ein, die jedoch bald der Nomenklatur von Riccioli wichen. Dieser machte den Mond zum „Astronomenfriedhof”, indem er den Objekten der Mondoberfläche die Namen von bedeutenden Himmelsforschern gab, eine Gepflogenheit, die sich bis heute erhalten hat; zumal die Objekte der Mondrückseite bis zu ihrer erstmaligen Erkundung durch die sowjetische Sonde Lunik 3 (1959) völlig namenlos geblieben waren. Eine neue Etappe der Mondkartographie leitete um 1750 T. Mayer ein. Er zeichnete die Mondoberfläche nicht nach dem Augenmaß, sondern legte Mikrometermessungen der verschiedenen Oberflächenobjekte zugrunde. Die große Mondkarte, die er daraus entwickeln wollte, blieb unvollendet. Aber selbst die kleine Karte mit 20 cm Durchmesser, die G. Ch. Lichtenberg 1775 erstmals veröffentlichte, stellte für mehrere Jahrzehnte den Gipfelpunkt des Erreichten dar.
An Mayers Leistungen knüpfte gegen Ende des 18. Jahrhunderts J. H. Schroeter an, dem aber bedeutend bessere Instrumente zur Verfügung standen. Schroeter hat zwar keine Generalkarte des Mondes entworfen, aber mit einer bis dahin nicht erreichten Präzision Detailuntersuchungen durchgeführt und genaue Beschreibungen der Mondformationen gegeben. Er beschäftigte sich auch mit der Ausmessung der Durchmesser zahlreicher Krater und der Höhen vieler Erhebungen und legte seine fundierten Resultate in zwei Bänden seiner „Selenotopographischen Fragmente” (1791 und 1802) vor (Abb. 15). In überschwenglicher Begeisterung schrieb G. Ch. Lichtenberg über die „Fragmente” an Schroeter: „Sie haben sich gewiß dadurch ein Denkmal gestiftet, das unvergänglicher sein wird als der Himmelskörper, womit es sich beschäftigt.”32 Und doch wurden auch die Schroeter sehen Untersuchungen bald durch qualitativ noch höherstehende in den Schatten gestellt. G. W. Lohr-mann in Dresden plante eine Generalkarte des Mondes, die einen Durchmesser von 96,5cm haben und folglich zahlreiche Details enthalten sollte. Er beobachtete — ebenso wie Schroeter neben seiner beruflichen Tätigkeit — hauptsächlich mit einem Fraunhofer-schen Refraktor von 120 mm Öffnung. Von den 25 geplanten Sektionen kamen jedoch nur 4 heraus (1824); erst 1878. über 30 Jahre nach Lohrmanns Tod, erschien die gesamte Karte durch die Initiative /. F. J. Schmidts. Inzwischen hatten Beer und Mädler in Berlin eine Mondkarte herausgebracht, die dem Unternehmen von Lohrmann weitgehend glich. Es ist kaum zu bezweifeln, daß sie durch das Ausbleiben der Fortsetzungen der Sektionen von Lohrmann in Angriff genommen wurde. Das Werk erschien im Jahre 1837 unter dem Titel „Mappa Selenographica”: der Mond wird mit einem Durchmesser von 95 cm wiedergegeben. Außerdem vervollständigt ein ausführlicher Textband die wertvolle Arbeit. Bessel meinte, daß mit diesen Kartenwerken von Lohrmann, Beer und Mädler die Grenze der Möglichkeiten erreicht sei; in gewissem Sinne hat er damit recht behalten, obwohl noch größere Unternehmen in Angriff genommen worden sind. Die bedeutendste dieser Karten stammt von J. F. J. Schmidt, der an dieser „Charte der Gebirge des Mondes” (1878) insgesamt 7 Jahre gearbeitet hat. Mit einem Durchmesser von 195 cm stellte sie die größte und detailreichste bis dahin erschienene Darstellung des Erdtrabanten dar.
Schmidt aber hatte erkennen müssen, daß es unmöglich war, daß ein Beobachter alle im Fernrohr erkennbaren Details innerhalb einer zumutbaren Zeit auch darstellt. Schmidts Mondkarte enthielt allein über 30000 Krater aller Größen und eine Fülle anderer Einzelheiten, die auf den Karten der Vorgänger fehlten (Abb. 16). Eine noch größere Karte entwarf der letzte große deutsche Mondbeobachter, Ph. Fauth. Der Durchmesser des Mondes beträgt fast 350 cm (Maßstab 1:1000000). Eine vollständige Veröffentlichung dieser Karte erfolgte erst 40 Jahre nach ihrer Ausarbeitung im Jahre 1964. Erwähnung verdienen auch die Bemühungen, Höhenschichtenkarten des Mondes zu gewinnen, mit denen J. Franz erstmals gegen Ende des 19. Jahrhunderts hervorgetreten ist. Er ermittelte die Höhenabweichungen der einzelnen Krater vom Durchschnittsniveau und zeichnete Linien gleicher Höhe. Dabei ergab sich, daß die gebirgigen Gegenden sehr hoch und die „Mare” tief liegen. Als Nullebene hatte Franz die Durchschnittshöhe am Nord- und Südpol des Mondes gewählt. Spätere Untersuchungen haben die Ergebnisse von Franz z. T. präzisiert, teilweise aber auch wieder in Frage gestellt. Insbesondere fand Hopmann (1952), daß die Mare durchschnittlich nicht tiefer liegen als die übrigen Gegenden der Mondoberfläche. Inzwischen hatte die Fotografie auch bei der Kartographie des Mondes ihre Vorzüge bewiesen. Im Gegensatz zur Zeichnung stellt die Fotografie ein objektives Dokument dar; jedoch zeigt sie den Mond jeweils in einem konkreten Beleuchtungszustand, wovon ein
Zeichner abstrahieren kann.
Einen ersten Höhepunkt der Mondkartographie mit fotografischen
Hilfsmitteln bildeten die beiden Mondatlanten des Lick Observatory
und der Pariser Sternwarte. Der „Lick Oberservatory Atlas of the
Moon” erschien in den Jahren 1896/97. Der Gesamtdurchmesser des
Mondes beträgt 97,5 cm. Der „Atlas Photographique de la Lune” von
M. Loewy und P. Puiseux kam 1896 bis 1909 heraus.
Über die Physik des Mondes ergab sich aus den Arbeiten der Topographen lediglich das Fehlen einer Mondatmosphäre. Alle weiteren Einzelheiten sind der Astrophysik zu verdanken, so die Temperaturbestimmungen, die fotometrischen Untersuchungen, aus denen man auf die Natur der Mondoberfläche zu schließen versuchte, und anderes mehr. Der Einsatz der sowjetischen Raumsonden und die amerikanischen bemannten Flüge zum Mond stellen eine qualitativ höhere Stufe der Erforschung unseres Trabanten dar, die eine Fülle von neuen Erkenntnissen erbringt und ein tieferes Eindringen in das Wesen dieses Himmelskörpers gestattet.
