Jupĭter [2]

Jupĭter, der größte Planet des Sonnensystems, strahlt in hellgelbem Licht und übertrifft an Glanz die meisten Fixsterne erster Größe. Im Fernrohr erscheint er als ovale Scheibe, deren größter und kleinster Durchmesser nach Schur auf Grund der genauesten Beobachtungen in mittlerer Entfernung 37,40'' und 35,13'' betragen, woraus die Abplattung ¹/_16,52, folgt. Der wahre Durchmesser des Äquators ist 11,07mal so groß wie der Durchmesser des Erdäquators oder 141,300 km, das Volumen ist das 1264,3fache von dem der Erde. Die Masse des J. beträgt nach Schur und Härdtl ¹/_1047,2 der Sonnenmasse. Daraus folgt eine mittlere Dichte von 0,23, die der Erde-. 1 gesetzt, oder 1,4mal so groß wie die des Wassers. Die Schwerkraft wirkt demnach an den Polen 2,8mal und (unter Berücksichtigung der Zentrifugalkraft) am Äquator 2,2 mal so stark wie auf der Erde. Die Bahn des J. ist nahezu kreisförmig, ihre Exzentrizität beträgt nur 0,04825, auch ihre Neigung gegen die Erdbahn ist bloß 1°18' 41''. Die mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 5,20280 Erdbahnhalbmesser oder 773 Mill. km (schwankend zwischen 736 Mill. km im Perihel und 811 Mill. km im Aphel). Der Erde kann er sich zur Zeit seiner Opposition bis auf 587 Mill. km nähern, während sein größter Abstand in der Konjunktion 959 Mill. km beträgt. J. durchläuft seine Bahn in 4332,588 Tagen (11 Jahr 10,5 Monat) und legt dabei in jeder Sekunde 12,98 km zurück, noch nicht halb soviel wie die Erde bei ihrer Bewegung um die Sonne. Ein Jahr auf dem J. beträgt also fast 12 Erdjahre, und auf jede Jahreszeit kommen gegen 3 Jahre. Doch dürfte die Verschiedenheit der Jahreszeiten dort nicht so bedeutend sein wie auf der Erde, denn einesteils ist der Einfluß des mehr oder minder hohen Sonnenstandes auf J. nicht so erheblich wie bei uns, weil die Sonne dort infolge ihrer großen Entfernung nur mit ¹/₂₇ ihrer Intensität auf der Erde wirksam ist, andernteils beträgt die Neigung des Äquators gegen die Bahn nur 3°6'.

Auf der Oberfläche des J. (s. Tafel »Planeten«, Fig. 1) zeigt das Fernrohr Streifen und Flecke. Erstere laufen dem Äquator des Planeten parallel, sind stellenweise unterbrochen, teils heller, teils dunkler gefärbt und mannigfaltigen, langsamen Veränderungen in Form und Färbung unterworfen. Insbesondere zeigen sich regelmäßig zwei graue-Streifen, der eine nördlich, der andre südlich vom Äquator, die eine in hellerm Licht erglänzende Äquatorzone einschließen, die man nach Lohse als eine einheitliche Erscheinung von beträchtlicher Stabilität aufzufassen hat. In den beiden Äquatorstreifen treten bisweilen dunklere, bogenartige Teile auf, die der ganzen Zone ein wolkenartiges Aussehen geben. Auch sieht man öfters knotenartige Verdichtungen in den Streifen, und außerdem sind wiederholt einzelne dunkle Flecke außer allem Zusammenhang mit den Streifen beobachtet worden Manche Flecke haben nur kurze, andre sehr lange Dauer; zu den letztern gehört ein ovaler, rötlicher Fleck südlich vom Äquatorgürtel von 47,000 km Länge und 13,000 km Breite, der seit Sommer 1878 und noch jetzt (Frühjahr 1905), allerdings bedeutend blasser und kleiner geworden, sichtbar ist.

Aus der Beobachtung einzelner Flecke hat zuerst Dom. Cassini die Rotationszeit des J. im Mittel zu 9 Stunden 55 Min. bestimmt, genauere Untersuchungen haben jedoch ergeben, daß den verschiedenen jovigraphischen Breiten verschiedene Rotationszeiten zukommen. Nach Williams müssen neun Zonen unterschieden werden. Die folgende Tabelle gibt die Ausdehnung der Zonen in jovigraphischer Breite und ihre mittlern Rotationszeiten:

Die Tabelle zeigt, wie unsymmetrisch die Strömungen auf der nördlichen und südlichen Hemisphäre verlaufen; in der letztern fehlt die schnell bewegte Region um 22° ganz, vielleicht infolge der Anwesenheit des roten Fleckes in dieser Gegend; anderseits verläuft auf der nördlichen Hälfte von 28° ab die Rotation ganz gleichmäßig, während auf der südlichen Hemisphäre schnellere Strömungen vorhanden sind. Die fünfte Zone, die Äquatorialzone, zeigt die merkwürdige Eigentümlichkeit, daß ihre Rotationszeit bisher beständig zugenommen hat, in 18 Jahren um 35,6 Sekunden, doch scheint jetzt eine Umkehr einzutreten. Die merkwürdigste Eigentümlichkeit dieser atmosphärischen Strömungen Jupiters ist die genau ostwestliche Richtung der Bewegung und das Fehlen jeglicher Bewegung nach den Polen hin. Auch sind die einzelnen Zonen scharf gegeneinander abgegrenzt, ohne daß ein allmählicher Übergang in den Rotationszeiten stattfindet.

Die hell glänzenden weißen Gebilde auf dem J. sind ohne Zweifel dichte Wolken, die das Sonnenlicht kräftig reflektieren, die dunkeln Partien aber vielleicht Öffnungen in der Wolkenhülle, durch die wir durch eine Nebelhülle hindurch auf den Kern des Planeten blicken. Die rötliche Färbung, die insbes. in der Äquatorzone bisweilen auftritt, wird der Anwesenheit von Wasserdampf zugeschrieben, auf der auch einige dunkle Streifen im Spektrum des J. deuten. Die betreffenden Stellen der Jupiteratmosphäre müssen aber dann wolkenfrei sein, damit das Sonnenlicht genügend tief in die Wasserdampfschicht eindringen kann. Die rötlichen Stellen würden demnach Aufhellungen in der Wolkendecke des J. sein. Übrigens hält es Zöllner für wahrscheinlich, daß J. (wie auch Saturn) sich noch in einem Zustand bedeutender Erhitzung befindet, und daß seine Oberfläche jetzt noch Licht und Wärme ausstrahlt, im Einklang damit flehen auch die mannigfachen Veränderungen der Äquatorstreifen. Nach Lohse ist die Bildung der Streifen auf vulkanische Eruptionen zurückzuführen, durch welche die Wolkendecke über der Ausströmungsöffnung durch die empordringenden glühenden Gase und Dämpfe durchbrochen wird. Hierbei werden diese eruptiven Massen, weil sie aus tiefern Regionen kommen und eine geringere Rotationsgeschwindigkeit besitzen als die höher liegenden Wolkenschichten, gegen diese zurückbleiben, und es wird ein dunkler Streifen in der Rotationsrichtung entstehen, der sich bei längerer Dauer der Eruption rings um den Planeten ziehen wird, indem das Ende sich wieder an den Anfang anschließt, während bei kürzerer Dauer ein weniger langer Streifen entsteht. Hiernach sind die dunkeln Streifen nicht bloße Lücken in der Wolkendecke, sondern eruptive Massen, die nur infolge ihres geringern Lichtreflexionsvermögens dunkel erscheinen. Dadurch finden auch die mancherlei an den Streifen beobachteten Farbennuancen eine einfache Erklärung, und nicht minder ist es wahrscheinlich, daß die glühenden Gase, welche die Streifen bilden, namentlich bei sehr heftigen Eruptionen etwas eignes Licht ausstrahlen. Ebenso erklären sich der häufige Wechsel in der Lage und Bildung der Streifen, die Verschiedenartigkeit ihrer Dauer etc. durch die Annahme einer größern Anzahl von Kratern, die abwechselnd in Tätigkeit sind. Jeder Streifen würde dann einem oder mehreren Kratern von gleicher jovigraphischer Breite entsprechen, und die ausgeprägtere Streifenbildung und größere Veränderlichkeit der Gebilde in der südlichen Hemisphäre des J. würden auf eine abweichende Oberflächenstruktur des Planetenkerns in beiden Halbkugeln deuten. Der J. hat sechs Monde, von denen die vier hellsten bald nach Erfindung des Fernrohrs, zuerst im Dezember 1609 von Simon Marius in Ansbach und im Januar 1610 von Galilei, entdeckt wurden, während die Entdeckung des fünften erst 9. Sept. 1892 Barnard mit dem 36zölligen Refraktor der Lick-Sternwarte, des sechsten 4. Jan. 1905 Perrine mit dem Croßley-Reflektor der Lick-Sternwarte gelang. Die vier äußern sind schon mit kleinen Fernrohren, selbst in einem guten Opernglas, unter günstigen Umständen dem bloßen Auge sichtbar, während die beiden andern nur in den großen Riesenteleskopen erkennbar sind. Man pflegt die vier alten Monde in der Reihenfolge ihrer Abstände vom J. mit den Nummern I, II, III, IV, den neuentdeckten fünften Mond mit V zu bezeichnen, eigentlich müßte er, da er den geringsten Abstand vom J. hat, mit I bezeichnet werden, jedoch würde damit eine vollständige Änderung der allgemein eingeführten Bezeichnung eintreten, der neueste sechste Mond, über dessen Bahnlage aber noch nichts bekannt ist. wird mit VI bezeichnet. Ihre wichtigsten Elemente sind in der Tabelle »Übersicht des Planetensystems« (beim Artikel »Planeten«) angegeben. Im Verhältnis zur Größe des Halbmessers des Hauptplaneten erscheinen die Satelliten des J. diesem sehr nahe gerückt. Die Geschwindigkeit, mit der sie den J. umkreisen, ist eine außerordentlich große; dabei laufen sie um den J. fast in der Ebene seines Äquators, nur IV weicht merklicher von derselben ab. Ebenso sind die Neigungen ihrer Bahnen zu der des J. unbeträchtlich, indem sie sich nur zwischen 2 und 3° bewegen. Alle zusammen haben nur 0,0007 der Jupitermasse oder ungefähr ¹/₂ der Erdmasse. Am hellsten, ungefähr 5. Größe, erscheint gewöhnlich III, der größte; der zweitgrößte (IV) wird aber an Glanz von den kleinern (I und II) übertroffen, der fünfte Mond ist jedoch nur 13. und der sechste nur 14. Größe. Die Größe ihres Hauptplaneten und die Kleinheit der Neigungen ihrer Bahnen sind Ursache, daß fast jeder Umlauf dieser Monde eine Sonnen- und eine Mondfinsternis mit sich führt, die mit geringen Ausnahmen sämtlich total sind. Nur der Mond IV kann, wenn er zur Zeit seiner Konjunktion und Opposition dem Maximum seiner Breite nahesteht, unverfinstert und, ohne eine Verfinsterung zu bewirken, vorübergehen. Bei der kurzen Umlaufszeit dieser Monde ist die Zahl der in einem Jupiterjahr eintretenden Finsternisse eine außerordentlich große, nämlich gegen 4400 Mond- und ebenso viele Sonnenfinsternisse. Die Verfinsterungen der Jupitermonde sind insofern von Wichtigkeit, als sie ein bequemes Mittel zur Bestimmung der Längendifferenz zweier Orte (s. Länge) und der Geschwindigkeit des Lichtes darbieten. Die Sonnenfinsternisse, welche die Monde für den Hauptplaneten bewirken, sind von der Erde aus an dem über die Planetenscheibe ziehenden Schatten des Trabanten erkennbar. Zu bemerken ist, daß die drei innern Monde nie gleichzeitig verfinstert werden können. Es ist nämlich stets die mittlere Länge von I, vermehrt um die doppelte mittlere Länge von III und vermindert um die dreifache mittlere Länge von II, gleich 180°, und zugleich ist die Summe der mittlern Bewegung von I und die doppelte mittlere Bewegung von III gleich der dreifachen mittlern Bewegung von II, woraus folgt, daß, wenn zwei dieser Trabanten gleiche mittlere Länge in Beziehung auf den J. haben, der dritte stets 60° oder auch 90° von ihnen absteht, nämlich 60°, wenn I und III, und 90°, wenn I und II gleiche mittlere Länge haben. Die Vorausberechnung der Verfinsterungen der Jupitermonde wird in den astronomischen Ephemeriden, am vollständigsten im »Nautical Almanac« veröffentlicht. Die Beobachtung, daß die Finsternisse der Jupitermonde um die Zeit der Konjunktion des J. um 16 Min. 26 Sek. später bemerkt wurden, als die Berechnung nach Finsternissen in der Opposition angab, führte den Astronomen Römer 1676 auf die Entdeckung der Geschwindigkeit des Lichtes. Vgl. Plaßmann, Der Planet J. (Köln 1892) und die Tafeln »Planetensystem« und »Planeten«.