Part 4

Die Vorstellung von dem Werden der Welt aus einem feinverteilten Urstoff hat auch *Kant* zu Spekulationen angeregt. Sie gipfelten darin, daß unsere irdische Materie und der Stoff der Sonne, der Planeten, ja der fernsten Weltkörper der gleiche ist, weil sie aus einer einzigen Urmaterie hervorgegangen seien.

Das Problem der Materie hat seit den ältesten Zeiten die Philosophen und die Naturforscher beschäftigt. Auch für das praktische Leben waren die stofflichen Eigenschaften und Umwandlungen von der größten Wichtigkeit. Aus den Erfahrungen der gewerblichen Praxis und den Bemühungen der Goldkocher, die den Stein der Weisen suchten, erwuchs schließlich seit der Mitte des 17. Jahrhunderts die wissenschaftliche Chemie. Man gelangte zu der Erkenntnis, daß sich die Unzahl von Stoffen, die uns im Reiche des Organischen und des Unorganischen begegnen, auf wenige Grundstoffe oder Elemente zurückführen lassen. Als solche erkannte man die Metalle, Schwefel, Phosphor und verschiedene Gase. Die Trennung dieser Elemente und ihre Vereinigung: das war es, worauf der schier unbegrenzte Wechsel aller stofflichen Veränderungen sich zurückführen ließ. Waren diese Vorgänge kosmische oder waren sie auf die irdische Sphäre beschränkt, und war etwa die Welt im weiteren Sinne, das Über- oder Außerirdische, wie die Alten glaubten, aus einem besonderen Stoffe gebildet?

Zunächst erschien die Frage nach dem Wesen des außerirdischen Stoffes als eine ganz müßige. Man glaubte, daß man von der eigentlichen Beschaffenheit der Weltkörper nie etwas anderes wissen könne, als daß es sich um gravitierende Materie handele. Das wurde anders, als man sich gegen das Ende des 18. Jahrhunderts der Erforschung der Meteorite zuwandte. Daß diese kosmischen Ursprungs sind, wurde als sicher nachgewiesen. Chemie und Astronomie traten von nun an in engste Fühlung. Die Chemie war zu Anfang des 19. Jahrhunderts weit genug entwickelt, um eine Analyse des Meteoreisens und der Meteorite vorzunehmen. Sie ergab, daß neben dem Eisen auch Nickel, Kobalt und Kupfer an ihrer Zusammensetzung teilnehmen. Die steinigen Meteorite ließen außerdem noch Phosphor, Kohlenstoff, Zinn, Magnesium und viele andere den Chemikern bekannte Elemente als Bestandteile erkennen. Fast noch wichtiger als dies positive war das negative Ergebnis dieser Untersuchung. In den Meteoriten fand man kein Element, das nicht als einer der Baustoffe der Erde längst bekannt gewesen wäre. Die kosmische Materie -- das war das Allgemeinergebnis dieser Untersuchung -- unterscheidet sich also in keiner Weise von der irdischen. Die Stoffe, aus denen sich Welten, ja wahrscheinlich die Welt als Ganzes, zusammensetzen, stimmen mit der irdischen Materie überein.

Freilich, es waren sozusagen nur Brocken des Weltenstoffs, die in den Meteoriten der Untersuchung zugrunde lagen. Vielleicht waren es Trümmer früherer Weltkörper. An die Möglichkeit, die letzteren selbst auf ihre chemische Zusammensetzung zu prüfen, dachte zunächst noch niemand. Erst um die Mitte des 19. Jahrhunderts wurde durch die Fortschritte der Physik auch dies Problem gelöst[7].

Wir sahen wie die Astronomie, die wir wohl als die älteste von allen Naturwissenschaften ansprechen können, zunächst die Mathematik, dann die Physik und endlich die Chemie in ihre Dienste nahm, und wie jede Erweiterung der chemisch-physikalischen Forschung auch der Astronomie neue Methoden, neue Entdeckungen und Vorstellungen zuführte. Nur das Reich des Organischen machte bis in die neuere Zeit hinein eine Ausnahme. Es erschien als eine Welt für sich, als etwas, das vielleicht nur unseren Planeten schmückt, und sich daher nicht in die Kette des kosmischen Geschehens eingliedern läßt. Es mußte erst eine neue gewaltige Umgestaltung und Erweiterung der gesamten naturwissenschaftlichen Anschauungen eintreten, um alles Geschehen, das kosmische und das irdische, das anorganische und das organische, als etwas Einheitliches und Zusammenhängendes aufzufassen. Diese Umwälzung des naturwissenschaftlichen Denkens, die uns im vorliegenden Bande besonders beschäftigen wird, erfolgte um die Mitte des 19. Jahrhunderts. Sie bestand in der Aufstellung des Energieprinzips und in der scharfen Erfassung des Entwicklungsgedankens. Wir stehen noch heute inmitten des Ringens, das an der Hand dieser beiden Prinzipien zu immer größerer Klarheit führen wird.

Einer einheitlichen Auffassung der Naturerscheinungen stand zunächst die herrschende Vorstellung von den Imponderabilien im Wege, die als Licht- und Wärmestoff als elektrisches und magnetisches Fluidum, als Phlogiston und Lebensgeister einen ganz ungenügenden Ersatz für den heutigen Kraftbegriff bildeten. In manchen Fällen glaubte man sogar, ohne die Annahme übernatürlicher Einflüsse nicht auskommen zu können. Selbst *Newton* war noch der Ansicht, daß nur durch derartige Einflüsse die Stabilität des Planetensystems aufrecht erhalten werde. Und erst *Laplace* hat dargetan, daß eine Stabilität trotz aller Änderungen, welche die Bahnelemente der Planeten erleiden, gesichert erscheint.

Erst gegen das Ende des 18. und während der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts wurden die erwähnten mystischen Vorstellungen überwunden. Ermöglicht wurde dies dadurch, daß jene von der Philosophie schon früh gehegte Auffassung vom Wesen der Materie, die wir die atomistische nennen, durch *Dalton* auf den Rang einer naturwissenschaftlichen Theorie erhoben wurde. Jetzt erst konnte die mechanische Erklärungsweise auf die chemischen Vorgänge ausgedehnt werden. Unter dem Einfluß der atomistischen Auffassung waren auch die ersten Ansätze der mechanischen Wärmetheorie zustande gekommen. Ferner hatten *Young* und *Fresnel* die Lichterscheinungen unter der Annahme eines gleichfalls aus getrennten Teilchen bestehenden Weltäthers erklärt.

Es ist zunächst zu zeigen, wie durch die Entdeckung neuer Tatsachen und Beziehungen auf allen Gebieten, sowie durch das Hinwegräumen veralteter Vorstellungsgebilde eine auf dem Energieprinzip beruhende Naturauffassung vorbereitet und geschaffen wurde. Wie sich auf diesem Fundament das Weltbild bis auf den heutigen Tag gestaltet hat, und welche Wirkungen von den Naturwissenschaften ausgingen, das zu schildern wird die Aufgabe der letzten Abschnitte dieses Werkes sein.

2. Die Astronomie nach ihrer Begründung als Mechanik des Himmels.

Wir haben in dem vorigen einleitenden Abschnitt in großen Zügen die Entstehung des Weltbildes von den ältesten Beobachtungen bis zur Begründung der Fixsternastronomie durch *Herschel* verfolgt.

Trotz der Vollendung, welche die Gravitationsmechanik durch *Laplace* erfahren hatte, bereitete der von *Herschel* aufgefundene Uranus den Astronomen große Schwierigkeiten. Nachdem für diesen Planeten Beobachtungen vorlagen, die sich über 40 Jahre erstreckten, war man zur Herstellung von Tafeln[8] geschritten. Bald nach der Entdeckung des Uranus hatte sich ergeben, daß einzelne Stellungen dieses Planeten schon von älteren Astronomen[9] im Verlauf des 18. Jahrhunderts vermerkt worden waren; nur hatte man diese Beobachtungen auf einen Fixstern 6. Größe, nicht aber auf einen unserem Sonnensystem angehörenden Weltkörper bezogen. Jene älteren Beobachtungen ließen sich jedoch nicht mit den neueren zu brauchbaren Tafeln vereinigen. Man verwarf daher die ersteren als ungenau, obgleich man damit den betreffenden Beobachtern gewaltige Fehler zur Last legte.

Als nach der Herausgabe der Uranustafeln ein Vierteljahrhundert verflossen war, stellte sich indes dasselbe Verhältnis zwischen den neuesten und jenen Beobachtungen heraus, die zur Aufstellung der Tafeln gedient hatten. Ein solcher Mangel an Übereinstimmung ließ sich nicht abermals einer Ungenauigkeit zuschreiben. Es erhob sich daher die Frage, ob die Theorie der Planetenbewegung etwa nicht genügend ausgebildet sei und das Gravitationsgesetz z. B. für größere Entfernungen keine strenge Gültigkeit besitze; oder ob der Uranus noch anderen Einflüssen gehorche neben denjenigen, welche die Sonne, Jupiter und Saturn auf ihn ausüben. Sollte es nicht unter der letzten Annahme, so fragte man sich, möglich sein, durch ein aufmerksames Studium der Abweichungen, welche der Uranus darbietet, die bislang unbekannte Ursache dieser Abweichungen zu ermitteln und den Punkt am Himmel anzugeben, wo der fremde Körper, jene vermutliche Quelle aller Schwierigkeiten, seinen Sitz hat? Diese Frage war es, mit der sich um das Jahr 1845 auf *Aragos* Veranlassung ein junger, bis dahin kaum bekannter Franzose namens *Leverrier* beschäftigte[10]. Das Problem war offenbar eine Umkehrung der von *Laplace* zuerst bewältigten Störungsrechnung. Hatte man früher aus der Kenntnis der Elemente des störenden Körpers die Abweichungen des Planeten von der elliptischen Bahn berechnet, so galt es jetzt, aus der genauen Kenntnis dieser Abweichungen die Stellung und die Masse des störenden Weltkörpers zu ermitteln. Hierbei ließ sich *Leverrier* zunächst durch einige Analogieschlüsse leiten. Er nahm an, das zu entdeckende Gestirn sei von der Sonne doppelt so weit wie der Uranus entfernt und befinde sich in der Ebene der Ekliptik. Am 31. August des Jahres 1845 konnte er der Pariser Akademie die Bahnelemente, die Masse, den Ort und die scheinbare Größe des vermuteten Planeten mitteilen. Da sich die Berliner Sternwarte damals im Besitz einer sehr genauen Karte der von *Leverrier* angegebenen Gegend des Himmels befand, so wurde diese Warte von dem Ergebnis der Rechnung in Kenntnis gesetzt. An demselben Abend, als die Mitteilung aus Paris in die Hände *Galles*[11] gelangte, welcher derzeit in Berlin den Posten eines astronomischen Hilfsarbeiters inne hatte, gelang diesem die Entdeckung des gesuchten, später Neptun genannten äußersten Planeten. Er fand ihn an einer Stelle, die nur einen Grad von dem durch *Leverrier* berechneten Ort entfernt, war. Diese Entdeckung bedeutet einen der größten Triumphe der Wissenschaft. »Das geistige Auge sah einen Weltkörper und wies ihm seine Bahn und seine Masse an, ehe noch ein Fernrohr auf ihn gerichtet wurde«[12].

Dem geschilderten glänzenden Erfolg der theoretischen Astronomie konnten sich die insbesondere durch *Bessel* bewirkten Fortschritte der Beobachtungskunst würdig an die Seite stellen[13].

Ermöglicht wurden die Fortschritte der beobachtenden Astronomie vor allem durch die Vervollkommnung, welche die dioptrischen Instrumente in der Hand eines *Fraunhofers* und anderer hervorragender Optiker erfahren hatten. Ein Instrument, das die geringsten Sterndistanzen zu messen gestattete, war *Fraunhofers* Heliometer. Es gab Resultate, die auf Bruchteile von Bogensekunden genau waren. *Fraunhofer* hatte dies durch Bisektion des Objektives seines Instruments erreicht. Zur Ermittlung der Distanzen diente die Verschiebung, die notwendig war, um die durch beide Objektivhälften gesehenen Bilder zu vereinigen. Ein derartiges, erst nach dem Tode *Fraunhofers* vollendetes Heliometer hatte[14] auf Veranlassung *Bessels* die Königsberger Sternwarte erworben.

Die vorzüglichen Ergebnisse, die *Bessel* mit diesem Instrument erhielt, bewogen ihn, sich im Jahre 1837 dem schon so oft vergeblich in Angriff genommenen Problem einer Bestimmung der Parallaxen von Fixsternen[15] wieder zuzuwenden. Zum Gegenstande seiner Untersuchung wählte *Bessel* die jährliche Parallaxe des 61. Sterns des Schwans, weil er dieses Gestirn, obgleich es für das bloße Auge kaum sichtbar ist, für den nächsten oder einen der nächsten von allen Fixsternen hielt. Seit der Mitte des 18. Jahrhunderts wußte man durch *Bradley*, daß die Fixsterne eigentümliche, stetig fortschreitende Bewegungen an der Himmelskugel zeigen, die eine Änderung ihrer Stellungen gegen benachbarte Sterne zur Folge haben und endlich die Gruppen, in welchen die Fixsterne erscheinen, gänzlich umgestalten müssen.

Der 61. Stern des Schwans besaß nun die größte von allen Eigenbewegungen, die *Bessel* bekannt waren. Er fand sie gleich 5 Sekunden für das Jahr. In Ermangelung eines anderen Anzeichens für die größere oder geringere Nähe eines Fixsternes nahm *Bessel* an, daß einer starken Eigenbewegung eine geringe Entfernung und damit eine bedeutende Parallaxe entsprechen müsse. Der 61. Stern des Schwans bot auch den Vorzug, daß er von vielen kleinen Sternen umgeben ist, unter denen sich Vergleichungspunkte nach Belieben auswählen ließen. Ferner besteht der 61. Stern des Schwans aus zwei Weltkörpern; er ist also ein Doppelgestirn. *Bessels* Beobachtungen waren Messungen der Abstände des in der Mitte des Doppelgestirns liegenden Punktes von zwei Sternen der 10. Größe, die sich in seiner Nähe befinden. Abbildung 1 zeigt die Lage des Doppelsterns zu diesen beiden kleinen Sternen (a und b).

Die durch den Erdumlauf bedingte scheinbare Bewegung des beobachteten Gestirns besteht darin, daß es eine Ellipse beschreibt, deren Gestalt durch die Lage des Sterns gegen die Ebene der Erdbahn bestimmt und deren größter Durchmesser das Doppelte der gesuchten jährlichen Parallaxe ist. Auch der Vergleichsstern (a oder b) beschreibt eine Ellipse von derselben Gestalt. Diese Ellipse ist aber in dem Verhältnis kleiner, in dem die jährliche Parallaxe des Vergleichssterns kleiner ist als diejenige des 61. Sterns des Schwans. Beide Sterne durchlaufen ihre Ellipsen auf gleiche Art, d. h. sie befinden sich immer an ähnlich liegenden Punkten derselben.

Eine scheinbare Verschiebung der Gestirne ruft bekanntlich auch die Aberration hervor. Sie würde offenbar keinen Einfluß auf das Ergebnis der Untersuchung haben, wenn sie beiden Sternen genau gleiche Bewegungen an der Himmelskugel gäbe. Allein die Bewegung, welche die Aberration einem Stern verleiht, hängt von dem Orte ab, den der Stern an der Himmelskugel einnimmt. Da nun die Örter des Sternes 61 und der Vergleichssterne zwar einander sehr nahe (Stern 61 war von a nur 7 Minuten 22 Sek., von b nur 11 Minuten 46 Sek. entfernt) sind, jedoch nicht völlig zusammenfallen, so ist ein kleiner Unterschied der Aberrationen vorhanden. Der geringe Einfluß, den dieser Unterschied ausübt, wurde durch *Bessel* ermittelt und *eliminiert*.

Ferner kam der Einfluß in Betracht, den die Eigenbewegung des Sternes 61 auf den Abstand von dem Vergleichsstern ausübt. Dieser Einfluß besteht in einer fast gleichförmigen Veränderung des Abstandes, deren Größe man berechnen kann, wenn man die Größe der Eigenbewegung des Sternes kennt. Auf diese Weise konnte *Bessel* alle im Laufe der Zeit gemachten Messungen auf diejenigen Werte zurückführen, die er gemessen haben würde, wenn der Stern 61 unverändert an dem Orte geblieben wäre, an dem er sich zu einer bestimmten Zeit, z. B. am Anfange des Jahres 1838 befand.

Indem *Bessel* nach diesen Gesichtspunkten verfuhr, gewann er durch fortgesetzte Messungen der Entfernung des Sternes 61 von einem jeden der Vergleichssterne ein Urteil über den Unterschied der jährlichen Parallaxen. Einer der Vergleichssterne hätte zwar genügt, allein *Bessel* wählte deren zwei, um mehrere von einander unabhängige Resultate zu erhalten, die sich gegenseitig entweder bestätigen oder verdächtig machen konnten. Er begann seine Beobachtungen am 16. August 1837 und setzte sie bis zum 2. Oktober 1838 fort. In dieser Zeit gelangen ihm 85 Vergleichungen des Sterns 61 mit dem Sterne a und 98 mit dem Sterne b. Jede Vergleichung war das Mittel mehrerer (gewöhnlich 16) in einer Nacht gemachten Messungen. Als *Bessel* alle Beobachtungen durch Rechnung von den Einflüssen befreit hatte, welche die Aberration und die eigene Bewegung des Sterns 61 auf seine Entfernungen von a und b äußerten, zeigten sich sehr deutliche Veränderungen, die demselben Gesetze folgten, nach dem eine jährliche Parallaxe des Sternes 61 seine Entfernungen sowohl von dem Sterne a als von dem Sterne b im Laufe des Jahres verändern mußte.

Obgleich der Schluß von der geringen Helligkeit der Sternchen a und b auf eine sehr große Entfernung oder auf eine so kleine jährliche Parallaxe, daß diese gänzlich unmerklich ist, unsicher war, so hielt es *Bessel* doch für angebracht, diesen Schluß zu ziehen, und aus der Zusammenfassung der Vergleiche des Sternes 61 mit den Sternen a und b ein mittleres, auf der Voraussetzung der Unmerklichkeit der jährlichen Parallaxen der letzteren Sterne beruhendes Resultat für die jährliche Parallaxe des 61. Sternes zu ermitteln. Der erhaltene Wert belief sich auf 31 Hundertstel einer Sekunde. Der Abstand des 61. Sternes von der Erde berechne sich daraus auf 657,700 Halbmesser der Erdbahn[16]. Das Licht gebraucht etwas über 10 Jahre, um eine solch große Entfernung zu durchlaufen. Um sie anschaulicher zu machen, führt *Bessel* aus, daß eine Lokomotive, die täglich 200 Meilen zurücklegt, 68000 Millionen Tagereisen oder fast 200 Millionen Jahre zur Durchmessung des Abstandes jenes Sternes gebrauchen würde.

*Bessels* Untersuchung der Fixsternparallaxe wurde etwas ausführlicher geschildert, weil sie zeigt, mit einer wie weitgehenden Genauigkeit und mit welch' unermüdlicher Ausdauer astronomische Messungen angestellt werden müssen, wenn es sich um die Lösung derjenigen Probleme handelt, welche die Jahrtausende währende Arbeit der älteren Astronomen dem neuesten Zeitalter übrig gelassen hat.

Zu denjenigen Arbeiten *Bessels*, die mehr die Erdphysik als die Astronomie betrafen, gehört die genaue Bestimmung des Sekundenpendels für die Königsberger Sternwarte[17].

Der Grundgedanke des hierbei von *Bessel* eingeschlagenen Verfahrens besteht darin, daß er nicht die Schwingungszeit und die Länge eines bestimmten Pendels, sondern die Schwingungszeiten zweier Pendel beobachtete, deren Längenunterschied genau bekannt war. Die auf diesem Wege gewonnenen Daten reichten hin, um die Länge des Sekundenpendels mit größter Schärfe zu bestimmen.

Ein weiterer Fortschritt den früheren Messungen gegenüber bestand darin, daß *Bessel* den Einfluß des Luftwiderstandes auf die Pendelbewegung in Rechnung zog und die nicht geringen Schwierigkeiten, welche die Berücksichtigung dieses Einflusses machte, zu bewältigen verstand. Um die Schwingungszeit mit möglichster Schärfe zu bestimmen wurden einer einzigen Versuchsreihe mehr als 4000 Schwingungen zugrunde gelegt. Ein bei der Zeitmessung etwa begangener Fehler mußte offenbar um so kleiner sein, je größer die Zahl der Schwingungen war.

Ferner bediente sich *Bessel* der von *Borda* eingeführten Methode der Koinzidenzen. Um nämlich die größte Schärfe in der Bestimmung der Schwingungszeit zu erzielen, verglich *Bessel* die Schwingungen des zu beobachtenden Pendels mit den Schwingungen des Pendels einer Uhr, deren Gang mit astronomischer Genauigkeit kontrolliert wurde. Beide Pendel wurden durch das Fernrohr beobachtet. Zum Ausgangspunkt der Beobachtungen wurde der Moment gewählt, in dem beide Pendel zugleich durch das Gesichtsfeld gehen. Solche Koinzidenzen müssen sich bei dem verschiedenen Gang der Pendel wiederholen und auf ihre Zahl läßt sich eine weit genauere Bestimmung der Schwingungszeit gründen als auf die unmittelbare Beobachtung.

Es würde zu weit führen, wenn wir hier auf weitere Einzelheiten der scharfsinnigen Methode, auf der vor allem die Bedeutung dieser *Bessel*'schen Abhandlung beruht, näher eingehen wollten. *Bessel* erwog sogar, daß das Pendel ein Leiter ist, der im erdmagnetischen Felde schwingt, und daß die hierbei eintretende Induktion vielleicht nicht außer acht gelassen werden darf. Er überließ es aber späteren Untersuchungen, den Einfluß dieses Umstandes rechnerisch oder experimentell zu prüfen.

Als das Mittel aller Bestimmungen ergab sich die Länge des Sekundenpendels für die Königsberger Sternwarte gleich 440,8147 Linien oder, auf den Spiegel der Ostsee reduziert, gleich 440,8179 Linien. Als das geeignetste Mittel für spätere Messungen empfahl *Bessel*[18] das Reversionspendel.

Gibt man diesem Instrumente[19], wie *Bessel* vorschlug, eine geeignete Form, so läßt sich der Einfluß der Luft aus der Rechnung völlig ausscheiden. Es ist dies nämlich der Fall, wenn man das Reversionspendel in bezug auf beide Schneiden völlig symmetrisch gestaltet. Aus diesem Grunde hat man für die späteren zahlreichen auf einen Vergleich der Schwerkraft für die verschiedenen Orte der Erde abzielenden Untersuchungen das Reversionspendel benutzt, während das von *Bessel* in Vorschlag gebrachte Verfahren, ohne deshalb seine methodische Bedeutung zu verlieren, selten mehr zur Anwendung gekommen ist.

Hatte die Entdeckung *Leverriers* bewiesen, daß auch die fernsten Glieder unseres Systems dem *Newton*schen Attraktionsgesetz gehorchen, so gelang es seit etwa 1830, die Gültigkeit dieses Gesetzes auch für die entlegensten Fixsternregionen durch Berechnung und Beobachtung der Doppelsternbahnen darzutun und auch hierdurch einer einheitlichen Auffassung des gesamten Naturgeschehens den Weg zu ebnen.

Wir gelangen damit zu *Encke*, der nicht nur jene Untersuchung über die Doppelsterne anstellte, sondern auch durch das von ihm in Berlin geschaffene Sternkartenunternehmen die Entdeckung *Leverriers* ermöglichte.

*Johann Franz Encke* wurde 1791 in Hamburg geboren. Er studierte in Göttingen, wo er der Lieblingsschüler von *Gauß* war. Auch mit *Bessel* war er sehr befreundet. Als letzterer 1825 die Berufung nach Berlin ausschlug, wählte die dortige Akademie *Encke*. Vierzig Jahre hat er dieser Gesellschaft angehört und die Astronomie, die gleich der Mathematik während der ersten Jahrzehnte des 19. Jahrhunderts in Berlin keinen bedeutenden Vertreter hatte, dort wieder zur Blüte gebracht[20].

Bevor wir uns mit den Aufgaben befassen, die *Encke* während seiner Berliner Tätigkeit löste, wollen wir uns seiner Erstlingsarbeit zuwenden. Im Jahre 1818 war ein Komet entdeckt worden, für den *Encke*, zunächst unter der Annahme, daß die Bahn eine parabolische sei, auf Grund der vorliegenden Beobachtungen Berechnungen anstellte. *Encke* sah sich, um Rechnung und Beobachtung in Übereinstimmung zu bringen, gezwungen, für den Kometen eine elliptische Bahn von der unerhört kurzen Umlaufszeit von 3,6 Jahren anzunehmen. Die wenigen bis dahin bekannt gewordenen, in Ellipsen sich bewegenden Kometen besaßen eine Umlaufszeit von mehr als 70 Jahren. *Enckes* Entdeckung war also für das Gebiet der Kometenforschung eine epochemachende, zumal er bald nachweisen konnte, daß der Komet von 1818 auch 1786, 1795 und 1805 beobachtet worden sei. *Enckes* im Jahre 1819 erschienene Abhandlung erhielt deshalb den Titel: »Über einen merkwürdigen Kometen, der wahrscheinlich bei dreijähriger Umlaufszeit schon zum vierten Male beobachtet ist.« Das Merkwürdigste war aber *Enckes* Entdeckung, daß sich die Umlaufszeit jenes Himmelskörpers jedesmal um drei Stunden verkürzte. Er schrieb diese Erscheinung einem widerstehenden Mittel zu und glaubte, daß die beobachtete Verzögerung ein unmittelbarer Beweis für das Vorhandensein eines das Weltall erfüllenden Äthers sei. Ein Teil der zeitgenössischen Astronomen stimmte ihm darin bei; ein anderer Teil, darunter *Bessel*, suchte die Erscheinung auf andere Gründe zurückzuführen. Immerhin hatte *Encke* die Genugtuung, bis zu seinem Tode, also fast ein halbes Jahrhundert, den nach ihm genannten Kometen alle drei Jahre wiederkehren zu sehen.