(Juppiter), der höchste Himmelsgott der italischen
Völker, wie der griechische
Zeus
[* 3] (s. d.), mit
dem er nicht
bloß das Grundwesen, sondern auch den
Namen gemeinsam hat; denn J. ist zusammengezogen aus Jovis (ältere
Form Diovis) pater,
Zeus umgewandelt aus Djeus (ind. djaus, »der lichte
Himmel«).
[* 4] Als im
Lauf der Zeit der italische Gott mit dem griechischen identifiziert wurde, machte man ihn zum Sohn des
Saturnus
und der
Ops, welche man den griechischen
GottheitenUranos und
Rhea
[* 5] gleichstellte.
Von J. kommen alle Himmelserscheinungen. Als Lucetius (von lux,
»Licht«)
[* 6]
ist er der Lichtbringer, der
Urheber
des Tageslichts wie des nächtlichen Vollmondes, daher ihm, wie seiner Gemahlin
Juno die
Kalenden, die
Idus (13. oder 15.) sämtlicher
Monate als Vollmondstage geheiligt waren, an denen ihm der
Flamen dialis, sein Eigenpriester, die Idulia, ein in einem weißen
Lamm bestehendes
Opfer, darbrachte.
Wie er den heitern
Himmel gewährt, so führt er auch alle
Wetter
[* 7] herauf:
als
Fulgurator und Fulminator
(»Blitzer«) u. Tonans oder Tonitrualis ("
Donnerer«) bringt er die furchtbaren
Gewitter, von denen namentlich
Rom
[* 8] heimgesucht wurde, als
Pluvius den befruchtenden
Regen.
Ein vom
Blitz getroffener Gegenstand oderOrt galt als von J. in
Besitz genommen für heilig und bedurfte
einer besondern
Weihe (s.
Puteal). Als dem regenspendenden Gott veranstaltete man zu
Rom in
Zeiten großer
Dürre dem J. ein Betfest,
Aquilicium (»Regenbeschwörung«) genannt, bei dem die Pontifices von dem
außerhalb des Kapenischen
Thors gelegenen
Tempel
[* 9] des
Mars
[* 10] einen walzenförmigen
Stein, den sogen.
Lapis manalis
(»Regenstein«),
in die Stadt zogen, während die
Matronen mit bloßen
Füßen und die Behörden ohne die
Abzeichen ihres
Amtes
folgten. In derselben
Eigenschaft flehte ihn das Landvolk
vor derAussaat im
Herbst und
Frühling unter Darbringung eines Opfermahls
an. Auch vor dem Beginn der
Ernte
[* 11] betete man zu ihm und
Juno, ehe man der
Ceres opferte, und in ganz
Latium
feierte man ihm als Spender des Weinsegens das
Fest der
Vinalien (s. d.), wie ihm auch bei Beginn der Weinlese der
Flamen dialis
ein
Lamm opferte.
Wie das
Völkerrecht, so steht das
Gastrecht unter seinem besondern
Schutz, und wie er dem ganzen Land seinen
Segen zu teil werden
läßt, so
ist er auch der
Glücks- und Segensgott der
Familie. Und nicht allein auf die Gegenwart bezieht
sich sein gnädiges Walten, er offenbart den
Menschen durch dem Kundigen verständliche Zeichen (s.
Auspizien) die Zukunft
und seine Billigung oder Mißbilligung eines beabsichtigten Unternehmens. Von alters her wurde er von den latinischen Völkern
unter dem
Namen J. Latiaris (oder Latialis) auf dem
Albanergebirge als Stammgott und nach der
Stiftung des
¶
mehr
Latinischen Bundes als Bundesgott durch ein gemeinsames Opferfest verehrt, welches auch nach Auflösung des Bundes unter der
Leitung der römischen Konsuln fortbestand. In Rom war die Hauptstätte seines Kultus das Kapital, wo er als ideales Staatsoberhaupt,
als Mehrer und Erhalter römischer Macht und Ehre unter dem Namen J. Optimus Maximus (»der Beste und Größte«)
verehrt wurde. Hier thronte sein thönernes Bild mit dem Blitz in der Rechten in dem Mittelschiff des von Tarquinius Superbus,
dem letzten König, begonnenen und im dritten Jahr der Republik eingeweihten Tempels, der auf seinem Giebel die Quadriga,
[* 16] das
Attribut des Donnergottes, trug, während von den beiden Seitenschiffen das linke der Juno, das rechte
der Minerva geweiht war.
Hier brachten ihm Konsuln bei ihrem Amtsantritt Opfer und bei ihrem Auszug in den Krieg feierliche Gelübde dar; hierher ging
der Triumph des im Festschmuck des Gottes daherfahrenden Siegers, der vor dem aus weißen Stieren bestehenden Dankopfer zu
dem Bilde des J. betete und ihm den Siegeslorbeer seiner Fasces
[* 17] darbrachte; hierher strömte zur Ausschmückung des Heiligtums
und für den Tempelschatz eine unzählbare Fülle kostbarer Weihgeschenke vom Staat, von Feldherren und Bürgern, fremden Königen
und Völkern zusammen.
Als nach 400jährigem Bestehen der alte Tempel 83 v. Chr. durch Feuer zerstört war, wurde er nach dem alten
Bauplan, jedoch noch prächtiger, wiederhergestellt (78); das Bild des Gottes war eine aus Gold
[* 18] und Elfenbein gefertigte Kopie
des olympischen Zeus (s. d.). 70 n. Chr. wieder verbrannt und von Vespasian kaum wiederhergestellt, zerstörte ihn 80 eine
neue Feuersbrunst unter Titus, worauf Domitian 82 den Tempel errichtete, der bis ins 9. Jahrh. bestanden
hat. (Vgl. Becker, Topographie der Stadt Rom, Tafel 5, Nr. 14 bis 16; »ArchäologischeZeitung« 1873, Tafel 57.) Dem höchsten
Gotte des Staats zu Ehren wurden natürlich auch die stattlichsten Feste gefeiert, vornehmlich die römischen, die großen und
die plebejischen Spiele (s. Ludi).
Die Masse des J. beträgt nach Bessel 1/1047,9
der Sonnenmasse, womit das neuerdings von Schur gewonnene Resultat 1/1047,23 gut
übereinstimmt, während v. Asten 1/1049,6, Hall
[* 23] 1/1050 gefunden haben. Daraus folgt eine mittlere Dichte von 0,24, die der
Erde = 1 gesetzt, oder 1,32mal so groß als die des Wassers. Die Schwerkraft wirkt demnach an den Polen 2,8mal
und (unter Berücksichtigung der Zentrifugalkraft)
[* 24] am Äquator 2,2mal so stark als 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
[* 25] beträgt 5,20280 Erdbahnhalbmesser oder 773,48 Mill. km
= 104,2 Mill. geogr. Meilen (schwankend zwischen 99 Mill. Meilen im Perihel und 109 Mill. Meilen im Aphel).
Der Erde kann er sich zur Zeit seiner Opposition bis auf 79 Mill. Meilen nähern, während sein größter
Abstand in der Konjunktion 130 Mill. Meilen beträgt. J. durchläuft seine Bahn in 4332,5888 Tagen (11 Jahre 10,5 Monate) und legt
dabei in jeder Sekunde 1,81 Meile zurück, noch nicht halb soviel als 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
[* 26] 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, wie aus den weiterhin zu erwähnenden Beobachtungen über die Rotation
des J. hervorgeht, die Neigung des Äquators gegen die Bahn nur 3° 6', so daß also die Zone zwischen den Wendekreisen nur
6° 12' breit ist und die Polarkreise nur 3° 6' vom Pol abstehen, wo 6 Jahre lang Tag und ebenso lange Nacht herrscht.
Eine merkwürdige Eigentümlichkeit des J. sind die Streifen und Flecke, welche uns das Fernrohr auf seiner Oberfläche zeigt.
Erstere laufen dem Äquator des Planeten
[* 27] parallel; sind stellenweise unterbrochen, teils heller, teils
dunkler gefärbt und mannigfaltigen, aber im ganzen nur langsamen Veränderungen bezüglich der 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.
Nach Lohse hat man den ganzen Äquatorgürtel als eine einheitliche Erscheinung von beträchtlicher Stabilität
aufzufassen, wofür auch der Umstand spricht, daß beim Photographieren das von diesem Gürtel
[* 28] ausgehende Licht anders wirkt
als das von andern Stellen des Planeten stammende. In den beiden Äquatorstreifen treten bisweilen dunklere, bogenartige Teile
auf, welche 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. MancheFlecke 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,
[* 29] der seit Sommer 1878 und noch jetzt (Winter
1886/87) sichtbar ist.
Aus der Beobachtung einzelner Flecke hat zuerst Dom. Cassini die Rotationszeit des J. bestimmt, und es haben solche an verschiedenen
Flecken und in verschiedenen jovigraphischen Breiten angestellte Beobachtungen einen Mittelwert von 9 Stunden 55,5
¶
mehr
Minuten ergeben. Wenngleich die Mehrzahl der Bestimmungen nur in den SekundenAbweichungen zeigt, so ist doch damit die Unmöglichkeit
einer genauen Ermittelung der Rotationszeit dargethan. Einzelne Flecke, namentlich weiße Wolken, ergeben aber eine noch kürzere
Rotationszeit; so fandSchmidt in Athen
[* 31] an einer solchen Wolke in der Äquatorregion nur 9 Stunden 15 Minuten,
was einem Voreilen von 124 m in der Sekunde entspricht.
Was die Deutung der Erscheinungen auf dem J. anlangt, so sind die hell glänzenden weißen Gebilde ohne Zweifel dichte Wolken,
die das Sonnenlicht kräftig reflektieren, die dunkeln Partien aber vielleicht Öffnungen in der Wolkenhülle, durch welche
wir durch eine Nebelhülle hindurch auf den Kern des Planeten blicken. Die beschleunigte Bewegung weißer
wolkenartiger Gebilde im Sinn derRotation des Planeten hat schon Schröter auf Rechnung von Winden
[* 32] gesetzt, die den obern Passatwinden
der Erde entsprechen und wie sie entstehen.
Die rötliche Färbung, welche insbesondere in der Äquatorzone bisweilen auftritt, wird der Anwesenheit
von Wasserdampf zugeschrieben, auf welchen auch einige dunkle Streifen im Spektrum des J. deuten, die auch im Spektrum der untergehenden
Sonne durch den Wasserdampf unsrer Atmosphäre hervorgerufen werden. 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
[* 33] ausstrahlt. Zeugnis dafür legen die mannigfachen Veränderungen der Äquatorstreifen ab,
die man nicht auf Rechnung der Sonnenwärme setzen kann. Unter der Annahme eines noch jetzt andauernden hohen Temperaturgrades
des J. ist übrigens Lohse zu einer eigentümlichen Deutung der Streifen gelangt.
Bei einem solchen Zustand wird man nämlich das öftere Auftreten vulkanischer Eruptionen als höchst wahrscheinlich ansehen
dürfen, und wenn an einer Stelle des Planeten ein solcher Ausbruch erfolgt, so wird die Wolkendecke über
der Ausströmungsöffnung durch die empordringenden glühenden Gase
[* 34] und Dämpfe durchbrochen. Da aber diese eruptiven Massen,
weil aus tiefern Regionen kommend, eine geringere Rotationsgeschwindigkeit besitzen als die höher liegenden Wolkenschichten,
so werden sie 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.
Dieser Ansicht zufolge 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 Farbennüancen eine einfache Erklärung, und nicht minder ist es auch 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 Thätigkeit 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.
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
1/20 der Erdmasse. Am hellsten erscheint gewöhnlich III, der größte; der zweitgrößte (IV) wird aber an Glanz von den
kleinern (I und II) übertroffen.
Die Größe ihres Hauptplaneten und die Kleinheit der Neigungen ihrer Bahnen sind Ursache, daß fast jeder
Umlauf dieser Monde eine Sonnen- und eine Mondfinsternis
[* 36] mit sich führt, die mit geringen Ausnahmen sämtlich total sind. Nur
der vierte Mond
[* 37] 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 Lichts darbieten. Hinsichtlich der Dauer dieser Finsternisse
ist zu bemerken, daß I höchstens 2 Stunden 15 Minuten 44 Sekunden, II 2 Stund. 52 Min. 4 Sek., III 3 Stund. 33 Min. 40 Sek. und
IV 4 Stund. 44 Min. 50 Sek. verfinstert werden kann. Die Sonnenfinsternisse, welche die Monde für den Hauptplaneten bewirken,
sind von der Erde aus an dem über die Planetenscheibe ziehenden Schatten
[* 38] des Trabanten erkennbar. Zu bemerken
ist, daß die drei innern Monde nie gleichzeitig verfinstert werden können. Es ist nämlich stets die Länge von I, vermehrt
um die doppelte Länge von II und vermindert um die dreifache Länge von III, gleich 180°, und zugleich
ist die Summe der Bewegung von I und die doppelte Bewegung von III gleich der dreifachen Bewegung von II, woraus folgt, daß,
wenn zwei dieser Trabanten gleiche 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 Länge haben. 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
[* 39] 1676 auf die Entdeckung der Geschwindigkeit
des Lichts. S. Tafel »Planetensystem«.
[* 40]
Dieser Planet ist während der Opposition 1889 von Keeler mit dem großen 36zölligen Refraktor der Lick-Sternwarte
sehr fleißig beobachtet worden. In klaren Nächten bot die Planetenscheibe einen wunderbaren Anblick
und einen Reichtum an Einzelheiten, den man inZeichnungen nicht vollständig wiederzugeben vermag. Und doch ist das Zeichnen
am Teleskop zur Zeit noch die einzige brauchbare Methode der Darstellung von Planetenscheiben, die allerdings beim J. durch
dessen schnelle Rotation erschwert wird. Im ganzen hat Keeler 24 Zeichnungen der Jupiterscheibe fertiggestellt,
von denen 8 in »Himmel und Erde«, August- und Septemberheft 1890, veröffentlicht worden sind.
Die Hauptgebilde auf dem J. sind bekanntlich die beiden Streifen nördlich und südlich vom Äquator, deren FarbeKeeler als
rot bezeichnet, und zwischen denen der helle Äquatorgürtel liegt. Südlich von dem südlichen Streifen
befindet sich der bekannte, seit Sommer 1878 sichtbare rote Fleck. Übrigens zeigte sich die Oberfläche mit Ausnahme der äußersten
Polarregionen und des roten Fleckes kaum irgendwo gleichmäßig gefärbt, sondern überall mit flockigen, äußerst unregelmäßig
gebildeten Wolken bedeckt. Die Mitte der Äquatorialzone war durch ein lachsfarbenes Band
[* 41] bezeichnet, ihre
Ränder waren glänzend weiß aus wolkenartigen Massen gebildet,
¶
mehr
hier und da als lange Lichtstreifen in die roten Streifen eintretend. An einzelnen Stellen reichten die Wolken von dem einen
bis zum andern Rande und unterbrachen das mittlere Band, wobei aber an den betreffenden Stellen meist nur eine Schwächung der
Farbe des mittlern Teiles eintrat. Bisweilen bemerkte man auch einen fast regelmäßigen Wechsel heller
und dunkler schattierter Felder in dem Äquatorgürtel, und manchmal bedeckte eine rötliche Färbung einen Teil dieses Gürtels
in seiner ganzen Breite.
Die bemerkenswerteste Erscheinung aber in dieser Region waren die Lichtfäden, welche von beiden Seiten des Äquatorgürtels
in die benachbarten roten Streifen hineinreichten. In der Nähe des Äquatorgürtels waren dieselben weiß
und scharf begrenzt, weiterhin wurden sie rötlicher und verwaschener, bis sie sich in der allgemeinen Farbe des Hintergrundes
verloren. Unter günstigen Umständen erkannte man, daß sie nahe am Äquatorgürtel aus unregelmäßigen, rundlichen oder
gefiederten Wolken bestanden, welche weiterhin lichtschwächer wurden.
Bei größerer Länge waren sie stets nach dem nachfolgenden Rande der Jupiterscheibe gerichtet; es schienen
also vor derÄquatorialzone nach außen ziehende Wolkenmassen zu sein, die allmählich hinter dem voreilenden Strome der Äquatorialzone
zurückblieben. In der That ließ sich in einzelnen Fällen durch Beobachtung erhöhter Punkte oder Knoten auf den Fäden eine
solche Bewegung nachweisen. Die Austrittsstellen der Fäden im Äquatorgürtel zeigten eine etwas größere
als die durchschnittliche Helligkeit und fast stets einen eigentümlich fahlen, olivengrünen Ton, der anderweit nicht bemerkt
wurde. In einzelnen Fällen wurden zwei, aber niemals mehr parallele Fäden gesehen. In einem Teile des Äquatorgürtels schienen
die Veränderungen besonders rasch vor sich zu gehen; auch wurden dort einige der gewöhnlichen Richtung
entgegengesetzt verlaufende Fäden bemerkt.
Von den beiden roten Streifen zeigte der nördliche die rote Farbe am entschiedensten, der südliche war mehr purpurn. Sie
machten den Eindruck eines passiven Mediums, in welchem die Bildung der Fäden und andrer Formen vor sich geht.
Die dunkeln Flecke, welche in diesen Streifen häufig vorkommen, fanden sich fast stets in dem Raume zwischen zwei Fäden, da,
wo der eine eine scharfe Biegung machte; sie waren übrigens nie rund, sondern unregelmäßig oder gezackt. Sie hatten dieselbe
Farbe wie die Streifen, nur in etwas tieferer Nüance.
Nach außen war der südliche Streifen schärfer begrenzt als der nördliche, dessen Grenze gewöhnlich
mit roten Trümmern umsäumt war. Der klarste und, mit Ausnahme der dunkeln Flecke, am dunkelsten gefärbte Teil des roten
Streifens war die große Bucht hinter dem roten Flecke. Die Farbe des letztern war ein mattes Rosa, in der Mitte
etwas heller. Nach Messungen von Bernard, die eine Länge von 29,800 km ergaben, war er 1889 merklich kürzer als 1880. Seine
Form war ziemlich regelmäßig elliptisch; er war umsäumt von hellen weißen Wolken, die nur am südlichen vorangehenden
Ende unterbrochen waren, so daß der rote Fleck mit dem dort endenden, aber durch seine Farbe scharf unterschiedenen
grauen Gürtel zusammenzuhängen schien.
Jenseit der beiden roten Streifen war die Oberfläche weiß und grau gestreift. Auf der Südhalbkugel grenzte vor dem roten
Flecke der erste helle Streifen unmittelbar an den südlichen roten Streifen und endete am roten Flecke, während sein vorangehendes
Ende sich quer über den südlichen roten Streifen zog und durch ein feines Netzwerk
[* 43] in übrigens nicht
näher aufgeklärter Weise mit
dem Äquatorgürtel zusammenhing. Die rote Färbung des südlichen Streifens konnte weit in
den Raum hinein verfolgt werden, der ihn von dem nächsten weißen Gürtel im S. trennte, doch ging die
Färbung am hintern Ende allmählich in Grau über.
Hinter dem roten Flecke gingen die beiden weißen Streifen in einen breiten grauen Gürtel über, auf dem zahlreiche weiße
Punkte glänzten, von denen die kleinern rund und wie helle Knoten auf den verschwundenen Enden der beiden Streifen erschienen.
Etwa 150 Längengrade hinter dem roten Flecke traten zwei ovale weiße Flecke auf mit symmetrisch um sie
gruppierten kleinern runden Flecken, und noch 70° weiter stand ein großer ovaler Fleck mit einem kleinern an jedem Ende.
Diese Gebilde blieben während der ganzen Beobachtungsreihe erhalten. Der letzten Gruppe folgten noch ein oder zwei einzelne
Flecke, der graue Gürtel verlief dann in die dem roten Flecke vorangehenden Streifungen. Mehrmals wurde
auch ein isolierter weißer Fleck in höhern südlichen Breiten bemerkt. Diese hellen Flecke schienen einen abstoßenden Einfluß
auf die weißen Streifen der Nachbarschaft zu äußern; bei sehr scharfen Bildern konnte man sehen, wie sich dieselben über
sie hinwegwölbten.
Viel weniger Einzelheiten als die südliche Halbkugel zeigte die nördliche. Dieselbe war bedeckt mit abwechselnd hellen und
dunkeln Streifen, welch letztere wie Trennungsspalten in den weißen Wolkenmassen aussahen; doch ist es nicht gerechtfertigt,
sie in einer geringern Höhe als die weißen Streifen anzunehmen, da sie bei senkrechter Beleuchtung
[* 44] nicht
als Schatten aufzufassen sind. Auch hier ließ sich die rötliche Färbung noch an den ersten dunkeln Streifen wahrnehmen.
Übrigens trat die wolkenartige Natur der Jupitersoberfläche am auffallendsten in den dunkeln und hellen Streifen der Nordhemisphäre
hervor, und Keeler macht darauf aufmerksam, daß man ein überraschend ähnliches Bild in dem Wolkenmeer
sieht, welches zuweilen durch das Thal
[* 45] westlich von dem die Lick-Sternwarte tragenden MountHamilton eindringt und bei hellem
Himmel und vollem Sonnenschein weit unterhalb der Höhe der Sternwarte
[* 46] schwebt. HelleFlecke, wie auf der Südhemisphäre, wurden
nördlich vom Äquator nicht bemerkt, wohl aber erblickte man in kleinern Instrumenten dunklere Flecke von
bestimmter Form, die indessen im 36zölligen Refraktor sich als dunklere Wolkenmassen in den Räumen zwischen den hellen Streifen
erwiesen.
Auf der Oberfläche des J. gehen nicht bloß beständige Veränderungen der feinern Einzelheiten vor sich, sondern auch ihr
Gesamtcharakter scheint sich in den letzten Jahren erheblich verändert zu haben. Die Entscheidung darüber,
ob diese Änderungen periodischer Natur sind, dürften aber wesentlich abhängen von der weitern Ausbildung der Photographie
in ihrer Anwendung auf Himmelskörper, weil bei Zeichnungen am Fernrohr der persönlichen Auffassung des Beobachters ein zu
großer Spielraum gewährt ist.
(astron. Zeichen ♃), der größte Planet unsers Sonnensystems; übertrifft an Masse und Volumen alle andern
Planeten zusammengenommen. Seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 5⅕ Erdbahnhalbmesser oder 771 Mill. km,
die Excentricität 0,04825; in seiner Sonnenferne (Aphel) steht J. daher 808 und in seiner Sonnennähe (Perihel) 734 Mill. km
von der Sonne ab. Die Neigung seiner Bahn gegen die Erdbahn beträgt nur 1° 18', 7. Seine Entfernung von der Erde schwankt
zwischen 583 und 959 Mill. km, sein scheinbarer Äquatordurchmesser zwischen 31" und 51". Der wahre Äquatordurchmesser
beträgt 142500 km, ist also 11mal größer als der der Erde; seine Masse ist 1048mal kleiner als die Sonnenmasse ^[] und
309mal größer als die Erdmasse, seine
Dichte 1,4, also etwa ein Viertel der irdischen; die Rotationsdauer beträgt 9h
55m 34s, seine Abplattung ein Sechzehntel.
Die Umlaufszeit des J. beträgt siderisch 4332 Tage 14 Stunden, tropisch 4330 Tage 14 Stunden, synodisch 399 Tage. Letzteres ist
also die Zeit, die im Mittel zwischen zwei aufeinander folgenden Oppositionen verfließt. Nach den neuesten Bestimmungen betragen
die Durchmesser des J. in seiner mittlern Entfernung 38",4 und 35",6. Die Neigung seines Äquators gegen
die Ekliptik beträgt nur 3° 6', der Wechsel der Jahreszeiten verschwindet auf dem J. daher fast ganz. Die Existenz einer
dichten Atmosphäre ist durch mehrfache Beobachtungen nachgewiesen.
Dem bloßen Auge
[* 47] fällt der J. durch sein rein weißes Licht auf; im Fernrohr gesehen zeigt er mehrere
dunkle, dem Äquator parallele Streifen, die sich aber rasch ändern und oft schon innerhalb 24h ein verändertes Aussehen
zeigen. Ferner hat man oft helle Flecken, 1878 auch einen deutlich rot gefärbten Fleck auf dem J. wahrgenommen, der mehrere
Jahre lang sichtbar blieb. Man muß annehmen, daß dies dampf- oder wolkenförmige Gebilde in der Atmosphäre
sind. Wahrscheinlich besitzt der J. im allgemeinen kein eigenes Licht; jedoch ist es nicht ausgeschlossen, daß einzelne
helle Flecke auf ihm zeitweilig eigenes Licht entwickeln. Seine Albedo beträgt 0,62. Jedenfalls steht der Entwicklungszustand
des J. dem der Sonne weit näher als dem der Erde.
In seinem Laufe um die Sonne wird er von fünf Monden begleitet, von denen vier bald nach Erfindung des
Fernrohrs fast gleichzeitig von SimonMarius und Galilei entdeckt wurden, während die Entdeckung des fünften, dem J. nächsten,
erst am Barnard mit dem großen Refraktor der Lick-Sternwarte gelang. Die vier äußern Monde
sind schon in schwachen Fernröhren sichtbar, der innerste aber ist nur mit den mächtigsten Fernröhren und auch dann nur
mit Mühe wahrnehmbar. Da ihre Bahnen fast mit der Ebene der Ekliptik zusammenfallen, so scheinen sie immer nahezu in einer
geraden Linie zu stehen.
Ihre Abstände vom J. betragen 2⅓, 6, 9⅔, 15⅓, 27 Halbmesser des J., ihre Umlaufszeiten ½,
1¾, 3½, 7⅛ und 16⅔ Tage. Ihre Durchmesser liegen etwa zwischen 3400 und 5800 km; der des innersten Mondes entzieht sich
jeder Schätzung. Die vier innersten Monde werden bei jedem Umlauf, der fünfte in der Regel verfinstert. Diese
Verfinsterungen hat Olaus Römer 1675 benutzt, um die Geschwindigkeit des Lichtes zu bestimmen; sie bilden auch ein bequemes,
aber wenig sicheres Mittel zur geogr. Längenbestimmung. Für die Bewegungen dieser Monde sind von Laplace folgende Gesetze
aufgefunden worden:
1) Für jede Epoche ist die Länge des ersten (innersten), vermehrt um die doppelte Länge des
zweiten und vermindert um die dreifache Länge des dritten, gleich 180°. 2) Die mittlere siderische Bewegung des ersten,
vermehrt um die doppelte des zweiten, ist für jeden Zeitraum gleich der des dritten Mondes. Hieraus folgt, daß nie alle
Monde zugleich verfinstert werden können. Vorausberechnungen für die Verfinsterungen der Jupitermonde,
welche Erscheinungen man als Jupiterphänomene bezeichnet, werden regelmäßig im Nautical Almanac veröffentlicht. (S. Sonnensystem
und die dazugehörige Tafel.)