Die Dimensionen des Urnebels und der Sonne im Zustande des adiabatischen Gleichgewichts

Zusammenfassung

Der Urnebel bei Kant und Laplace. Nach den alten Theorien sind die Dimensionen des Urnebels durch die Bahn des äußersten Planeten bestimmt, vorausgesetzt, daß man die Kometen, die sich weiter als der äußerste Planet von der Sonne entfernen, nicht als ursprüngliche Mitglieder unseres Sonnensystems betrachtet. Mit Hülfe einer leichten Rechnung erlauben sie daher, die Dichte des vorausgesetzten Urnebels festzustellen. Läßt man den Kantischen Urnebel, dessen Teilchen sich frei bewegten, sich bis zur Neptunsbahn erstrecken und nimmt ihn der Einfachheit halber als homogene Kugel an, so berechnet sich seine Dichte, da die Entfernung Neptuns von der Sonne 30 Erdweiten, eine Erdweite 210 Sonnenradien und die Dichte der Sonne das 1,4 fache der Dichte des Wassers beträgt, zu

$$\frac{{1,4}}{{(30\,.\,210)^3 }} = 5,6\,.\,10^{ - 12}$$

der Dichte des Wassers. Die Laplacesche Theorie setzt den Nebel nicht als homogen voraus. Die Dichte der höchsten Teile der Sonnenatmosphäre muß also bedeutend geringer gewesen sein als der eben berechnete Wert. Die Pseudo-Laplacesche Theorie führt zu dem Werte 1,3 10⁻¹⁴, die Poincarésche zu dem Werte 1,56.10⁻¹³. Nach unserer Theorie sind die Größenverhältnisse des Urnebels weder durch die heutige Erstreckung des Sonnensystems gegeben, noch lassen sie sich durch Rechnung auf einfache Weise herleiten. Denn da der Ursprungsort der Planeten nicht der Ort ist, wo sie sich jetzt bewegen, so können die heutigen Dimensionen des Sonnensystems nicht unmittelbar einer Rechnung zugrunde gelegt werden. Wir müssen versuchen, auf einem Umwege zum Ziele zu gelangen.