von der Oberfläche, daß die Feuchtigkeit sich da nicht merklich von derjenigen an der Oberfläche unterscheidet. Wir müssen also nach Campbells Messungen schließen, daß außerordentlich wenig (höchstens 0,4 g pro Kubikmeter) Wasserdampf in der Nähe der Marsoberfläche vorkommt. Trotz dieses negativen Resultats können wir mit Sicherheit sagen, daß etwas Wasserdampf in der Marsluft vorkommt, denn wir sehen deutlich, wie er sich an den Polen zu Reif oder Schnee verdichtet. Demnach ist es wohl auch unzweifelhaft, daß die Atmosphäre der Venus, welche derjenigen der Erde viel ähnlicher erscheint, ebenfalls Wasserdampf, und zwar wegen der hohen Temperatur in viel größerer Menge als die Marsatmosphäre, besitzt. Außerdem hat Slipher geschlossen, daß Sauerstoff auf dem Mars vorkommt. Obgleich seine Beobachtung wohl recht unsicher ist, müssen wir doch sagen, daß der Schluß höchstwahrscheinlich richtig ist, und zwar, weil vermutlich die Atmosphären der Nachbarplaneten nahezu so konstituiert sind, wie diejenige der Erde.
Um dies zu zeigen, wollen wir die Entwicklungsgeschichte der Erdatmosphäre ins Auge fassen. Schon 1856 lenkte Koene in Brüssel die Aufmerksamkeit darauf, daß der Sauerstoff in der Luft ungefähr mit der in der Erdrinde befindlichen Kohlenmenge äquivalent ist. Das deutet darauf hin, daß der Luftsauerstoff, ebenso wie die fossile Kohle, gänzlich aus Kohlensäure ausgeschieden ist, so daß vermutlich anfangs kein Sauerstoff in der Erdatmosphäre vorhanden gewesen war. Diese Ansicht, welche später von vielen Forschern, u. a. dem großen Physiker Lord Kelvin, vertreten
Svante Arrhenius: Das Schicksal der Planeten. Akademische Verlagsgesellschaft m. b. H., Leipzig 1911, Seite 15. Digitale Volltext-Ausgabe bei Wikisource, URL: https://de.wikisource.org/w/index.php?title=Seite:Das_Schicksal_der_Planeten.pdf/16&oldid=- (Version vom 31.7.2018)
