>Vkvwe!l, Xstronomx. 343
was es leisten soll, und da es eben das, waö es erklären will, imalten Dunkel läßt.
Er behauptet S. 158, daß die Planetenbahnen nahe kreisförmigseyn müssen, wie sie eS auch in der That sind, wenn Pflanzen undThiere auf ihnen fortkommen sollen. Das mag immerhin hingehen,so lange er sich nicht bestimmter ausdrückt. Allein wenn er gleichdarauf sein vorhergehendes Nahe durch ein Beispiel erklären will, inwelchem daS Verhältniß der kleinsten Distanz eines Planeten zur größ-ten Distanz desselben von der Sonne gleich oder nahe ist, sowird er dies wohl nur schwer beweisen können, da dieses Verhältnißbei den zwei neuen Planeten Juno und Vesta gleich ist, und aufdiesen ohne Zweifel auch Geschöpfe leben können. Und wenn hier,warum nicht auch dort, wo das Verhältniß nur die Hälfte von diesemist? — Er bemerkt richtig, daß bei großen Excentricitäten, wenn zu-gleich die Perihelien der Bahnen beweglich sind, die Hitze, die vonder schiefen Stellung der Planetenachse gegen den Aequator herrührt,und die z. B. auf unserer Erde, deren Bahn so wenig excentrischist, die eigentliche Ursache der größeren Wärme im Sommer ist, daßdiese Hitze, bei mehr excentrischen Bahnen, sich bald mit derjenigenHitze, die bloß von der Nähe der Sonne kömmt, verbinden, baldauch dieser letzten entgegenwirken wird, und daß eü daher auf solche»Planeten Sommer geben wird, die bald unerträglich heiß, bald wiederunleidlich kalt sein werden. Jetzt fällt z. B. auf der Erde der Som-mer der nördlichen Hemisphäre nahe in die Zeit, wo die Erde vonder Sonne am weitesten entfernt ist. Dadurch sollten also unsereSommer beträchtlich kühler werden. Allein um das Jahr 10400 nachChristi Geburt wird unser Sommer in die Zeit fallen, wo die Erdezugleich der Sonne am nächsten steht, wo daher diese Sommer vielheißer als jetzt sein würden, wenn die Bahn der Erde sehr excentrischwäre. Da sie aber sehr nahe ein Kreis ist, so wird diese größereoder kleine Annäherung der Sonne immer nur sehr gering sein, unddie Veränderung, welche dadurch in unserer Temperatur hervorgebrachtwird, für alle Zeiten «»merklich bleiben. r,
DaS Kapitel III., von der Stabilität des Sonnensystems, istganz trefflich durchgeführt. Als neu erscheint uns die Bemerkung, daßaußer den bekannten Eigenschaften, welche die Stabilität unseres Pla-netensystems verbürgen, auch noch die gezählt werden soll, daß dieMassen derjenigen Planeten, die eine größere Excentricität ihrerBahn haben, durchaus sehr gering sind. Unter den älteren