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Full text of "Sirius. Zeitschrift für populäre astronomie .."

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Sirius 

Hermann Joseph Klein 




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SlßlUS. 

»>«'44 — 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zentnloip liir alle Freonde und Föidsrcr der Inuielskiuide. 

Herausgegeben unter Mitwirkang 
hervorragender Fachmftnner und astronomlseher Schrifbiteller 

TOB 

Dr. HEBMANN X KLEIN 

in Köln. 

XIX. Band, oder Neue Folge XIV. Band. 




- >»)Ki < 

LEIPZIG, 1886. 
Karl Sclioltze. 



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(RECAP) 

\'6 



Alphabetisches Nauieu- und Sachregister 

Bilm ZEC Bamdo. 



Abbildung, siir photographischcn , des 

Turmraumes im astronomischen 01)ser- 
vatorium des k. k. Hofrates Leop. Kurz- 
mayer. S. 118. 

Alpotragius, d. S. 20. 

Alpbonsus, Hyginus .V, (Cyrillus und die 
dunUoiFDnkt« imMareNectariä. S. 283. 

Änderungen, dii*, der Wärmestrahlung des 
Mondes während der totalen Mond- 

. finstemu am 4. Oktober 1884. S. 206. 

Änderungen, die zeitweisen, in der Urcch- 
barkeit der Spektrallinien der Protube- 
ranzen und der Chroniosphäre. 8. 281. 

Astrophotographie. S. 20. 

Aufleuchten, abermaliges, eines neuen Sterns 
im Nebelfleck der Andromeda. S. 260. 

Aufleuchten, das. neuer Sterne mit beson- 
derer liezugnahme auf die Nova in der 
Andromeda. S. 59. 89. 

AuflösVjarkeit, die, (^'i- DtippRlsteine in 
Femrohren von verschiedener (jirikse. 
8. 178. 

Aiitnahnie, die photographischc,der8pektra 

des Stemenlichtes. S. 127. 
Ausrüstung, über die künftige, u. Thätig* 

hat der Bambecger Stemwarie. 8. 163. 



Bahn, die, des Doppelstenu 61 im Schwan. 

S. 117. 

Bahn, über die, von y Coronae ausitralis. 

S. 2;?.*.. 

Bahnelemente, die, des Satummondes 

Tethys. S. 44. 
Balfour Stewart, über die Licht- u. Wämie- 

strahlung d»>r Himmelskörper. S. 201. 
Bedeckung des Aidebanui durch den Mond, 

Hyginns N, Messier etc. S. 282. 
Bemerkimgen, einige, über die Temperatur 

der Planeten. S. 256. 
Bemerkungen Aber den neuen Stern im 

AndromedapNebeL 8. 59. 



Bemerkungen zur Hypothese ^ber ^^ Lyrae. 
S. 140. 

Beobachtungen des Kometen Fabry. S. 266. 
Beobaehtimgen des Mars. 8. 49. 
Beobachtungen, neue, des Planeten Mars, 
S. 241. 

Beobachtongen, pkotometrische, derkt^en 

Planeten. S. 15^. 
Beobachtungen, über die relative Häuüg- 

keit onwfflkClrHelier, der Yollmondphase. 

27. 

Berichtigung^ zu dem Artikel : Die astronom. 
Znstibide in ÖBterreich'üngarn. 8. 64. 
III. 136. 

Bestimmung der Eigeubewegung der Sonne 
aus SpeMralbeobaehinngen. 8. 66. 

Betrachtungen, einige, anknüpf', an neuere 
Forschongen am Sternenbinuuel. S. 1. 

D 

Doppelfemrohre, grosse astronoin. S. 7Ü. 

Ehrenbezeugung. S. 142. 

Kr^nzung zum Alphabetischen V«'rzeicli- 
nisse der in J. Schmidts Mondkarte l>e- 
findlieben Objekte (Sinns, Bd. XVIII, 
Heft 12, R. 26!') durch, in Neisons Werke 
,der Mond* neu eingetuhrte Namen in 
alpbabetiflcher Reihenfolge. 8. 108. 

Erseheinun^ren, über einige ^gentSmliclie 
spektroskopische. S. 213. 

F 

Fabry-Komet. 8. S68. 

Farbe, die, des Begleiten TOn gUrsae 

maioris. S. 212. 
Femrohre, die Rolle der grossen, bei den 

astronom. Beobachtungen. S. 121. 145. 
Femrohre, kleine, gegenüber grossen. S. 217. 
Fleck, der rote, auf dem Jupiter. S. 212. 

(iewicht, das speiiOeehe, der Meteoriten. 
8. 166. 



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— III — 



Glassetimelzerei , die neue, fi^r optische 

Zwecke in Jena. S. 274, 
Grössen, die photometrischen, der h<!lleren 

Fixöteme. S. 

H 

Heiterkeit, die, der Nacht« in England. 
S. 22. 

Himnielsatlas, ein projektierter neuer. S. 12. 
Hinunelsphotographic. S. 117. 
Hornstein, Carl, Professor, Direktor der 

k. k. Sternwarte in Prag von 1868 bis 

1882. S. 232. 
H^ig^ins, William, Ober die Korona der 

iSomie. S. ISL 
Hyginus .V. S. lü. 

Hypothese über die Entstehung der Mond- 
gebilde. S. Sä 

J 

Jupitermonde, Stellung der. S. itL IL 
95. UiL 143- IfiL 21Ü. 229, 203. 287. 

K 

Xant-Laplacesche HitnnielKuH'chanik und 
neuere bezügl. Auschauungen. S, 207. 

Komet Brooks III. S. 23^ 

Komet, der von Mr. Finlay entdeckte. S. 282. 

Komet, der von 1886, und die Meteore des 
U. November. S. 181. 

Kometen Fabry u. Karnard, Über den Lauf 
der. S. fii 

Kometen, neue. S. iL 139, 2.'>8, 

Konstitution, über die, der Sonnenflecke 
u. über die Photographie a.U Mittel zu 
astronomischen Entdeckungen. S. 22» 

Korrespondenz, ungedrncktc wissenschaft- 
liche, zwischen Johann Kepler u. Herwart 
von Hohenburg 1599. S. 27S. 

Korrigendum. S. M, 

Ii 

Leistungsfähigkeit, weiteres über ilie, eines 
^zölligon Refraktors von Reinfelder u. 
Hertel. S. 2M. 

Lichtwechsel, ül»cr den, des Sternes ,1 in 
der Leyer. S. ü UiL 

Lotahlenkungen an der Südkflste Frank- 
reichs. S. 23fi. 

M 

Majanebel, der, in den Pl^aden. S. 104. 
141. m 

Messier, der Doppelkrater, auf dem Monde. 
S. L 

Meteorbeol nicht nn gen, drei. S. 271. 
Meteor, Rotiereudes. S. 9.M. 
Mondbeobachtungen. S. 2iL 44. 03. 198. 

m 28iL ^ 
Monde, die beiden äusseren, des Uranus. 

S. 44. 

Mond Zeichnungen, neue. S. 154. 



! 5f 

, Nebel, über die, in den Plejaden. S. 104. 

1 IM- LLL m 

' NordlichtiUinliche Erscheinung, über eine 
merkwürdige. S. 140. 

O 

Objektiv, das, des grossen Refraktors zu 
Nizza. S. 44. 

P 

Palisa, Dr. Johann, der Planetenentdecker. 
S. 183. 

' Photograyihie des Sternenhimmel«. S. 4ä. 

Planeten-Epliemeriden, Erklärung und Be- 
{ nutzung der. S. 20. 

Planeten, neue. S. 46. 
I Planetensttllung. S. 24. iS. 12. Üfi. l2iL 
I 144. m m 2M. 24Ü. 2M. 238. 
1 Privatobpervatorium, das, des Herrn Terby 
' in Louvain. S> 267. 
j Privat-Sternwarte, d., zu Heidelberg. S. 265. 
I Punkte, die dunklen, im Mare Nectaris. 

s. m , 

Punkte, die dunklen, im Südwalle des 
I Copeniicus. S. lü 

B 

I Refraktor, der achtzöllige, der Kannschen 
Privatstemwarte zu Zürich. S. 4Ü- 
Refraktor, der grosse, der Sternwarte zu 

Pulkowa. S. 45. 
Riugnebel, der, in der Leyer. S. 25S. 214tL 
I Rotationsdauer, die, des Mars. S. 44. 

! 

j Schiaparelli, über den gro!»8en Stern- 
1 schnuppcnfall vom 22. November 1885. 
j S. ÖL 

1 Schwankungen, die täglichen, des Lufl- 
I drucke«. S. 234. 
Schwingungen, überdie, der Ausströmungen 

der Kometen. S. QS. 
Sichtbarkeit, über die, des Mondes wührend 

totaler Mondfinsternisse. S. 1 "i'.K 
Sonnenfinsternis, die totale, vom 21L Aug. 

1886. S. 2fi2. 
Sonne, über die physikalische Hcschatfen- 

heit der. S. ^ 
Sonnenfleck, über einen abnormen. S. 2LL 
Sonnenflecke, die, 1885. S. 234. 
' Sonnenflecken, über das Wesen der. S. IML 
i Sonnenfleckzeichnungen (Taf.VllI). S. lÖÖ. 

Sonnenhülle, zur Struktur der. S. 51. 
[ Sonnenprotuberanzen, merkwürd. S. 115- 
Sonnentemperatur, über die wahrschein- 
liche Höhe der. S. Ö3. 
Sonnenthätigkeit. die, während des Jahres 

1885. S. lÜS^ 
Spannt hsche Hypothese, die, über die Ent- 
stehung der Mondgebilde. S. 222. 



C2 ^ 



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Spektralanalyse der Bestandteile der Erd- 
atmosphäre. S. 91. 

Spektrum, das, des neuen fitoma in der 
Andromeda. S. 46. 

Spektrum des neuen Sterne bei %^ Orionie. 
S. 166. 

Spiegelteleskop, das grosse, zu Melbourne. 
8. 141. 

*tr!larphotograp>iie. i'.ber. S. 169. 
btern, der ö., im Tra|>ez des Orion. S. 94. 
Stern, ein wahrscheinlidi verAndwIlohar, 

in r 71 >rdl. Krone. S. 20. 
Steru, neuer, im Orion. 8. 25. 
Stemsehnuppenregra, der, des 27. Novbr. 

1885. S. 61. 97. 
äternspektra der Klasse Iii. S. 23 i. 
Stemwarte, die, in Bamberg. B. 70, in 

Heiddberg S. 266, in Louvain S. 267. 

T 

Temperatmr, Aber die, der Hondoberfflbsbe. 
S. 189. 

Toise, Uber die, von Pem. 8. 328. 

TrennLarheit der Doppelsterne in Fem- 
rohren von verschiedener Gr^e. S. 252. 

TysnesmeteoTit, Uber dm, und drei andere 
in Skandinavien niedergefallene Meteor- 
steine. S. 194. 220. 246. 



V 

Untersnehung, neueste, über die Wirme- 
strahlung der Sonne. S. 101. 

Untersuchungen, neuej über die Fortpflan» 
zungsgescbwindigkeit des Lichtes. S. 236. 

Untersuchungen, neue, über die Temperafur 
der Sonne. S. 19. 

T 

Venus. S. 188. 

Veränderliche, drei neue. S. 259. 
Vorschlag einer Anwendung des Stereoskope 

in der Astronomie. S. 162. 
Vorschlag zur Beobachtung unsichtbarer 

Nebelflecken. 8. 69. 
Vorteile, über die, der Anwendnnpj eines 

Kalkspathprismas zur Beobachtung den 

Mars. 8. 116. 

W 

Weisheit, philolog^ische. S. 165. 
Wirkung, über die, kleiner, nahe vorbei- 

nebender Körper auf die Flaneten- 

bewegnng. S. 87. 

K 

Zustände, die astronomiichen, m öster- 
reich'Ungarn. S. 14. 



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Ifaoe Folge Band XIV, ^ Heil 1. 

smiüs. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Inmimai Ar m Fniilt M FMinr fer fliiuUiiit. 

Herausgegeben unter Ifftwirkiuig 
herTorrageiiüer Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

' _ _ „WiiMii u4 Br1c«iiiieii aiaJ dl« Wtmi» wU dU 

«Tanuaar' lSSe. Bmehtliping der MMtekhtit.'* Iqmm, 



Iiihalti Hids* BeliMMnfw« MMpfnl la mmm VoiMinfM am StanMUniMl. S. i. — 



Dw D^mAnim mmkK Mf Am M«ai*. fl. 7. — vb« dta IMIvtdiMl to flttn« B U tar L«7«r. 8. 
S, — wapi9j«Hl«rtMr a«i«r Hi^iMiltiWM 8. lt. " Dte MtMBoniHh« SlifelBda ia Oatemielt- Dasanu 
& 14. — Twndfldita SadulditaBt R«aa mitmuhaagta U«r ai« TmpaiatBv dw Sobb«. 8. 19. — Hygia«* 
S. 8. 19. — Alp«tnclw 4« 8. 90. — Ha «ahxMliiialkli miadwUelur Stani ia dar afirdlichea Kroa«. 8. 90. 

— AstrvpbotognkpUa. S. 98. — liWiaaf aad Kmairaaf der PUactaa-EpktBwrideB. 8. 20. — Di« Beitep- 
Iralt dar IMefete ia laglaad. 8. 99. — baifaftft. S. ». — PlaatteakonstellatioBta in Hfin 188A. 8. 99. 

- auatag d«f Jmtjtamttada ia Hin tm, 8. 98. — PfauMtaattoUaa« im Nftrs 1886. 8. 84. 



Einige Betrachtimgen» anknüpfend an nenere Foisehnngen 

am StemenliinuneL 

Ton Dr. Henn. J. Klein. 

Hente wie Tor JabHanseiideii beschreibt der StemenMmmel rahelos nnd 
in schweigendem Glänze Beine Kieise, der VergftDgliefalceit des Irdischen 
scheinbar völlig entrückt und unserer Berührung ewig unerreichbar. Dennoch 
tritt er durch die Wissenschaft mit in einen f^eishVen, vernunftgemässen 
BeTug, und am Faden der logischen Ideeiiveiknüplun^ steigt der Mensch 
empor von der engen, kleiuuii Erda bis in die feiust^u Regionen des Kauuies. 
Das ist es nnn aneh znnftchst und im letzten Graade, was den Denkenden 
m&chtig ergreift, wenn er den Blick zum gestirnten Himmel emporwendet, 
und deshalb suchen wir nach dieser Art von Naturempfindung in der Blüte- 
zeit des griechischen und römischen Altertums vergebens. Schon Sebiller 
erwähnt, dass tiefes Naturgefübl, Empfänj4Ji(;likeit und jenes Interesse, 
weiches wir Neuere an Naturcharaktereu uebmeu, kaum in Spuren bei den 
alten Griechen angetrolfen werde. Aaeb des sternbeBtteD Hioimels in seiner 
flberwältigenden Einwirkung auf das GemM wird dort nur selten gedacht, 
so in jener schönen Stelle des Aristoteles, die uns Cicero aufbewahrt hat. 
„Wenn es," heisst es daselbst, „Wesen gäbe, die in <len Tiefen der Erde 
stets in W^thnungen lebten, die mit Statuen und Gemälden und allem ge- 
schmückt wären, was die für giücklicli Gehaltenen iu Fülle besitzen: und 
wenn dann diese Wesen Knnde erhielten vom Walten der Götter und durch 

Bfalai 1886. HMt 1. 1 



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^ 2 - 



geöffnete Erdspalten herausträten aus ihren verborgenen Sitzen an die Orte, 
welchf^ wir bewohnen; wenn sie dann plötzlich Erde und Meer und das 
Himmeisgewölbe erblickten, die Grösse der Wolken und die Kraft der \\ iii<le 
erkennten, sowie die Sonne schauten in Huer Schönheit und ihrem Glauze, 
wenn sie endlich, sobald Nacht die Erde bedeckt, den SteraeDhimmel, die 
wechselnden Lichtgestalten des Mondes, den Auf- und Untergang der Ge- 
stirne und ihren seit ewig geordneten Lauf erblickten, wahrlich, dann wür- 
den sie ausrufen: Es Ln*^)it Götter und so grosse Dinge sind ihr Werk" Im 
Altertum niusste fr^ iln Ii das Interesse am Sternenliininicl weseutlieh ge- 
mindert werden unter dem Einllusse der Vorstellung, welche die»eu Himmel 
aus kiystallener Sphäre bestehen Hess, in der die Sterne eingeheftet seien. 
Eist nachdem die anfblfihende nene Wissenschaft die alten KrystallsphSren 
zertrfimmert und die enge Anschauung des klassisclieu Altertums sieh zu 
eiruT wirklichen Weltanschauung erweitert hatte, entwickelte .sich ein tieferes 
Interesse an der denkenden Betrachtung des Himmels. Und dieses Interesbe 
wächst naturgemäss mit dem Fortschritt des W ibseus. Wie kommende Er- 
eignisse ihre Schatten voranswerfen, so geht der Forschung die Sehnsucht 
nach naturwissenschaftlicher Erkenntnis vorher. Mit jedem neuen Streifzug 
in den Weltraum vertieft sich gewissermassen das Interesse, wächst der Trieb 
nach fernerem Wissen, und so tiiidcn wir heute in d'Mi ''Aeit*>sten Kreisen 
Fragen besprochen, welche aufznweiicn die gruaaten i . r 1 r des Altertums 
nicht würden gewagt haben. Auch den Forscher selbst Ueibt es unautiialt- 
sam fort Stets von neuem taucht er nieder in das Meer des Unbekannten, 
xaa eine Perle der Erkenntnis heranfeaholen; es ist, als wenn es ihm aus 
Tennysön's wunderbarer Elegie inomerfort entgegenschallte: 

Spreng' die Berge, roll' die Wasser, 
Wirf die Blitze, wäg' die Sonnen! 

Bis wohin werden diese Bahnen tüiireu, wo werden sie endigen V Nie- 
mand vermag es zu sagen; unzweifelhaft aber ist, dass der Strom der For- 
schung gegenwärtig immer gewaltigere Wellen wirft Klang es vor drei 
Jahrzehnten noch fast mfircheuhaft, wenn von einer Chemie der Gesfimr, 
von den Elementarstoffen auf dem Sirius, oder in dem mildleuchtenden Dunste 
eines Nebelflecks die Rede war, so konnte man dagegen vor wenig Jahren 
schon von Versuchen huren, mittels des PJiotophous die bonne zum Toijen, 
zum Aussprechen der auf ihr vor sich gehenden Liebtänd^ngen zu bringen, 
von Versuchen, die zwar nicht mit unmittelbarem Erfolge gekrönt wurden, 
die aber im Prinzip unanfechtbar sind. Auch die photographische Platte, 
die gegenwärtig den Vogel im Fluge erhascht, ist neuerdings mit über- 
raschendem Erfolge im Dienste der Sternkunde verwendet worden; in wenig 
Stunden leistet sie in Herstellung von Sternkarten mehr und besseres als 
Auge und Hand in vielen Monaten. Vor 46 Jahren gelang es Bessel zum 
ersten male, die Entfernung eines Fixsterns von der Erde nähemugsweise zu 
messen, und mit Recht wurde dieses Ergebnis als ein Triumph des mensch- 
lichen Geistes betrachtet. Jetzt vernehmen wir, dass einer der ft-insteu Be- 
obachter, David Gill, am Kap der guten Hott'nnng, t-ieh auscbickt, im Verein 
mit seinem wisseuschaltiichen Freund Elkin die durchschnittliclteu EuU'ern- 
ungen der Sterne der ersten vier Grössenklassen zu bestimmen und dass er 
auf Qrund seiner Vorarbeiten die Zuversicht ausspricht, diese grossartige 



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Arbeit innerhalb zehn Jaliren zu Tollenden. Wenn es den beiden Beobach- 
tern gelinj^t, diese Aufgabe zu lösen, so wird dadurch die Sternknnde einen 

Kiesenschritt nach vorwärts maeiHMi, denn das Senkblei, welches in solcher 
Weise in die Tiefen des Raumes ausgeworfen wurde, hätte dann das Kelief 
des Sterneugruüdes wenigstens rings um unsere Sonne ergründet. Die Schwierig- 
keiten einer derartigen Arbeit sind freilich ungeheuer, denn es handelt sich 
darum, Entfemangen geemetrisch aosziunessen, die unserem YoistellniigSTer- 
mögen gegenüber geradezu im Unendlichen wurzeln. Wir wissen heute mit 
l)estimnitheit, dass keiner jener leui lit- iiden Fixsterne, welche die nächtliche 
Himnielsdecke schmücken, der l'jrde naher ist als 4000 Milliarden Meilen, 
die meisten stehen vielmehr in Abständen, die sicherlich 10, 100, ja 1000 
mal grosser sind. Solche ungeheure Bntfernangen der Interne von ein- 
ander sind freilich aber anch notwendig, um dem ganzen Systeme tmem Eorfc- 
bestaud von längerer Dauer zu sichern. Was es aber mit diesen Distaozea 
auf sich hat. das i<t von Gill sdhst sehr drastisch versinuliclit worden. Er 
erwähnt, dass aucl» nach seinen nenesten Messungen der am südlichen Himmel 
glänzende Hauptstern im Centauren der Erde unter allen am nächsten steht. 
•Nehmen wir nun einmal an, sagt er, es sei ein Schienenweg bis zu diesem 
Sterne vorhanden, und, um den Verkehr zn erleichtem, sei der FUizpreis 
für den Kilometer auf Pfg. herabgesetzt Dank dieser Billigkeit wünscht 
ein Amerikaner die Heise zn unternehmen. Um aber mit seinem Oelde 
siclier auszureichen, erbittet er si( Ii vom britischen Finanzminister die ganze 
Summe der englischen Xatiorialschuld in bar, in runder Zahl 22000 Mill. 
Mark. Er begiebt sich zum Billetbureau und verlaugt ein einfaches Fahr- 
billet nach dem Hauptstern des Centauren, wobei «ich dann heransstsllt, 
dass die eben erhobene Summe gerade ausreicht, den lahipreis zu zahlen. 
Als vorsichtiger Mann zieht unser Amerikaner n i di eitii<:;p nützliche Er- 
kundigungen ein. „Mit welcher Oe':chwindi2:keit fahren Ihre Züge?" „96 
Kilometer in der Stunde, eingerechnet jeden Auteuthalt.'* „Wann wird der 
Zug anlangen?" „In 48 Millionen 663000 Jahren, mein Herr!" „Das 
dauert allerdings etwas lange.** So würde ungefähr die Unterhaltung des 
Beisenden lauten kOnneni wenn die Sache mOglich wäre, und, um jene un- 
geheure p]ntfernung unserm Geiste voiznführpn, ist dieses Bild vielleicht ge- 
eigneter, als jeil" astronomische Zitier. Die (Jrossc dieser Zahlen ist es frei- 
lich nicht, woduicii die Bedeutung der hier besprochenen Forschungen ge- 
kennzeichnet wird; solche Zahlen würden uns ebenso gleichgültig sein, wie 
die ZifiEem, welche die Snmme aller Sandkörner der Wüste Sahara darstellen, 
wenn nicht jene Forschuni^en einen Beitrag lieferten zur richtigeren Erkennt- 
nis unserer eigenen Stellung im Weltall. „Die astrouomisclien Entdeckungen'', 
sagte Sir John Herschel so schön als richtig, „sind Boten, welche vom Ilim- 
inel auf die Erde herabsteigen und die, indem sie die Geheimnisse der Natni 
enthüllen, nicht nur die materielle Macht des Menschen vermehiun, souduiu 
ihm gleichzeitig Wahrheiten olfenbaren, welche die Jahrhunderte erlenohtOD, 
die Intelligenz vergrössern und den moralischen Charakter der denkenden Mensch- 
heit höher und h('dier erheben." In diesem Sinne haben die astronomischen Porsch- 
nngen ilirf allgemeine, weit über den en^^en Kreis der Faeli gelehrten hinaus- 
l•"i<•lJ.■Jl(l^' 1 M'ileutuug und dienen ihre Ergebnisse geistigen /v.ocken, die nichts 
j^eiiiein;da.m haben mit der Befriedigung müssiger Neugierde. 

1* 



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— 4 — 



So weit aber unsere Teleskope eindriugen in den Ranm, so sehr die 
Hüfsmitliel der Forschung sich vermehren und vervollkommnen und so 

grossartig imd überraschend endlich die Ergebnisse sind, welche erlaiijrt 
wurden: dennoch umgiebt von allen Seiten finstere Nacht unsern Ho- 
rizont und nur eine verschwindend kleine Succke weit wird das Dunkel 
erheiit liuicii die Fackel des menschlichen Verstandes. Als der ältere 
HerBohel seine erste Durehmustemng des Himmels vollendet hatte, 
glaubte er zu vergle&disweise sicheren Ergebnissen über den Bau unserer 
Sterneninsel gelangt zu sein. Mehr als dreissig Jahre weiteren Forschens 
brnrhten ihn aber von seinen früheren Ansichten /iiriick, und f'hf nr sein 
Auge Sehlens, sprach er ans, dass auch für sein luraenteleskoji der tiiernen- 
himmei uuergründlicb, mithin dessen Gestalt und Bau uuerhndbar sei. Und 
80 Ist OB geblieben bis zur heutigen Stande. Kein Instanment hat noch die 
Grenze der Stemenschieht erreicht, keines Menschen Bliok ist bis dahin vor- 
gedrungen, wo der letzte Stern schimmert. Ueber den Bau und die An- 
ordiiiinp des Weltalls wissen wir durchaus nichts Sicheres. Bewegungen er- 
keüubü wir freilich auch in den Tielen der Hinimelsi auinc. uini in manchen 
Fällen wissen wir mit Bestimmtheit, dass sie durch Anziehungs- und Wurf- 
' Icr&fte hervoigerufen werden; allein diese Eigebnisse beziehen sich immer 
nur auf Teilsysteme. Welcher Anordnung aber das Ganze unterworfen, wo 
die Faust ist, die den gesamten Sternenhinmiel in Zaum und Zügel hält, 
das hat noch kein Kolir ijereio-t m]ä kein Messapparat enthüllt. Scharfsiniiigfe 
Denker haben die wundervolle HdiniuniB der himmlischen Bewegungen, 
welche unser Flaneteüsjieiu beherrscht, aucii aut das üauze der Fixstern- 
welt übertragen wollen; der eine sah in dem grossen Nebelfleck des Orion, 
der andere in der reichen Stemengruppe der Plejaden das Zentrum der Be- 
wegung für alle Millionen Sonnen, welche unsere Teleskope erkennen lassen. 
Die neueren Forschungen sind diesen Anschauungen nicht günstig, sie machen 
es ungleich wahrscheinlicher, dass eiue Anordnung ähnlich derjenigen unseres 
Planetensystems im Reiche der iixsterue nicht vorbanden ist. Der dauern- 
den Stabflitflt der Sternenwelt ist freilich damit dss Todesurteil gesprochen, 
denn in schnöder Hast eilt nun Stern mn Stern, das Werk der allgemeinen 
Zerstörung zu beschleunigen. 

So gewaltig immerhin dif» Kämne sind, welche die Himmelskörper 
trennen, so gross auch die Zahl der Jahrmilliarden sein mag, die erforder- 
lich ist, bis ein teilweiser Zertall sich vollzogen hat: dieser letztere muss 
dereinst eintreten, und selbst die Milehstrasse wird verschwinden, die heute 
ihren mildlenchtenden Bogen yon unergründlicher Tiefe um den Himmel schlingt 
Eingeklemmt zwischen zwei Unermesslichkeiten, deren fernste Harksteine 
dort dem Fernrohre und hier dem Mikroskope gleichmässig unerreichbar 
bleiben, entspricht unser Dasein zeitlich noch nicht einer Sekunde im Ent- 
wicklungskampfe der Natur. Der Mensch kann daher nicht hofifen, jemals 
durch unmitt^bare SrfiAhrung Veränderungen im Baue des Himmels wabr<- 
zunehmen, und es bleibt nur fl1»ig, ans den verschiedenen, gleichzeitig en- 
kennbaren Formen Kückscfalüsse auf die Art und Weise ihrer Entstehung 
zu machen. Das ist der Weg, den einst Sir William Herschel eingeschlagen 
und auf dem er zu folgerichtigen Vorstellungen über die Bildun^^- von Stern- 
schwärmen aus leuchtendem Weitdunste gelangte, indem er ferner das Aus- 



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^ 5 — 



sehen zahlreicher Stemhaafen prüfte ind die einzelnen Formen miteinander 
verglich, gelangte er zu der Überzeugung, dass sich in ihnen ein Bestreben 

der Sterne zeige, sich zu Haufen zusammenzuziehen, und dass hierdurch im 
Laufe der Zeiten eine sehr ungleiche Zerstreuung der Sterne durch den Raum 
eingetreten seL Die Wirkungen dieser Kraft gkubte Herschel besonders in 
dorllOdislauBe «rkeimea tia können, in deren ^inzendstem Teile nach Miner 
Anflicht unter HnnderttaaBenden von Sternen die einen nach dieser, die an- 
dern nach jener Eichtling xiehen. Dieses Aufbrechen der Milchstrasse, wie 
Herschel die Eischeinung nennt, dieser Zustand, in welchen die unaufhörlich 
wirkende, haufenbildende Kraft sie bis jetzt gebracht hat, ist nach dem grossen 
Beobachter eine Art Chronometer, um die Zeit ihres vergangeuen und zu- 
künftigen Daseins anzudeuten. Wenn wir auch den Gang dieses gebelmnia- 
YoUen Chronometers nicht kennen, so ist, sagt Herschel, dennoch gewiss, 
daes, ebenso wie das Aufbrechen der Mildärasse in einzelne Teile uns 
einen Beweis giebt, dass sie nicht emg dauern wird, so auf gleiche Weise 
daraus das Zeugnis üiesst, dass ihre Vergangenheit nicht als unendlich an- 
genommen werden kann. 

Diese Schlfisse fand Herschel bestätigt durch die Entdeckung von 
„Öffnungen** im Himmel. Sehne Schwester CSandine hat fiber die erste Auf* 
findnng derselhen berichtet „Eines Abends**, so schrieb sie an Sir John 
Herschel, „als Ihr Vater im Sternbilde des Skorpions den Himmel durch- 
forschte, rief er nach langem, peinlichen Schweigen plötzlich aus: „Hier ist 
wahrhaftig eine Öffnung im Himmel!" Dann, nachdem er geraume Zeit diesen 
Ort betrachtet hatte, Hess er ihn entmutigt vorüberziehen." Die Stelle liegt 
im glänzendsten Teile der MUchstraese und Herochel der Sohn hat sie spftter 
auch gesehen, sowie mehrere andere in der Nfthe. Man findet sie auf der 
Fläche eines Kreises von 1 bis 2 Grad Durchmesser, dessen Mittelpunkt der 
glänzende Stern Autares im Skorpion bildet. Auch mit den mächtigsten 
Teleskopen ist hier nicht der kleiaste Stern zu erblicken, während etwas 
entferni kugelförmige Sternhaufen glänzen und das gauze Gesichtsfeld des 
Fernrohrs von dem glitzernden Stomstauh der Milchstrasse erftlllt wird. Man 
hat lange Zeit diese merkwQrdigen sternlosen Räume nicht beachtet; erst in den 
letzten Jahren sind besonders amerikanische Beobachter wieder darauf aufmerksam 
geworden. So bemerkt Buruham ilbcr eine J^trlle im Sternbilde des Schützen: 
„Hier ist eine schwarze, kreisförmige (»olluuüg in der Milchstrasse, des 
MoüdUurchmessers groäs. Die Sterne ringsherum stehen ausserui deutlich ge- 
drängt, aher innerhalb dieses Hxelses si&t man nur zwei Sterne; daron ist 
einer 10. Grösse, der andere aher sehr klein.*' Eine ähnliche Oeffiinng be- 
findet sich 2 Grad nördlich von dem Sterne y im Schützen; sie wurde 1876 
von Trouvelot entdeckt und gezeichnot. Es ist ein wirklicher schwurzor 
Fleck in der Milchstrasse und er macht nätierungswciHf» den Eindruck, alb 
wenu ein umegelmässig runder, au den üäuderu verwaiächeuur, sehr dunkler 
Gegenstand dort vor dem glänzenden Stemengrunde stftnde. Vier ziemlich 
helle Sterne, von denen der glänzendste orangefarben ist, stehen nordweetlicfa 
nahe am Bande des dunklen Flecks, drei andere klein^e im Osten. Bings- 
um erblickt man den Schimmer der Milchstrasse, und zwar offenbar weit 
hinter jenen Sternen. Ganz in der Nähe befindet sicli ein sichelförmiger 
dunkler Fleck, viel weniger autlalleud als der erstgeuaimte, aber doch auch 



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I 



sich von dem helleD Hiuteigrunde uaYerkennbar abhebend. Diese dunklen, 
sterulosen Räume sind überaus merkwürdijj und sehr gobeiranisvoll. Soll 
man sie mit Hörschel als wirkliche Oelfnungeu im Himmel (d. h. in dor ^ 
unermessliehen Stenionsehicht) betrachten? Oihq- diirf man im eine lichtlose 
Materie denken, die sich ieruab im Weiteuraume, aber diesseit der Sterne 
der Milohstrasse befindet und uns deren Anblick verdeckt? Diese letstere 
Krklärang ist die anaefaeinead ein&chste, aber sie passt nicht auf das Aus- 
sehen eines sehr grossen schwarzen Flecks, der am stldlichen Himmel im 
Sternbilde des Kreuzes zu sehen ist und schon vor mehr als dreilumdert 
Jahren die Aufmerksamkeit der portugiesischen und spanischen Set'falir*M- t 
erregte. Dieser ausgedehnte dunkle Eaum, rings von der glänzenden Milch- 
strasse umgeben, den die englischen Seeleute Eohlensack (Ooalbag) zu nennen 
pflegen, ist nach John Berschels üntersacfaungen keineswegs vdllig sternen- 
leer, sondern enthält eine grosse Menge teleskopischer St»;: ^ea. Man 
schreibt die Schwärze des Himmelsgruudes an jener Stelle dem Gesrensatze 
der Stenienlcere mit dem um<]febcoden hellen Teile der Milchst rasse zu. 
Auch an uuserm nördlichen Himmel trifft man mitten in der Milchstrasbe 
dunklere Bflnme, in denen auf weiten Flachen nur schwache Sterne schim- 
mern, 80 zwischen den Sternen y und « im Schwan und besonders in der 
Bichtung von <r im Schwan gegen den Stern a im Cepheus hin. In klarai, 
mondscheinfreien Nächten sielit man dort einen dunklen Kanal, an dessen 
Ufern die Milchstrasse ihre Zusammeusetzunf,' aus geballten Sternanhäutungen 
deutlich erkennen lässt. Hier kauu man nicht darüber zweifeihait sein, dass 
der dunkle Baum nur durch das Fehlen leuchtender Gestirne, flberhaupt der 
Müchstiassen-Materie, entsteht, dass wir dort zwischen unermesslichen Steru- 
schichten hindurch blicken in jenseitige, noch um vieles entferntere Käuine. 
Ist man nicht ireiieifft, diese ( irnpvtiening als eine zu fällige zu betrachten, so I 
kann man allerdini^s in ihr mit Herschel Teile unserer Sternschicht sehen, 
die bereits grosse Verwüstung von der Zeit erlitten haben. Die ünermess- 
lichkeit des Gegenstandes nur macht diesen Gedanken befremdlich und die 
Gewohnheit lehrt uns, Vergänglichkeit und Zerfall auf unsere Erde zu be- 
schränken, während dieser Weltkörper doch nur ein verschwindend kleiner 
Hrucliteil des Universums ist und die gleichen Gesetze überall in den Him- 
melsräumen herrschen. Wissen wir also auch nichts Sicheres über den Bau 
des ganzen Steriieuhimmels, so müssen wir doch schliessen, dass diese An- 
ordnung der Welt von vergänglichem Bestände ist. Ja, noch mehr: wie 
ClausiuB und Thomson zuerst gezeigt haben, streben alle Zustände des Welt- 
alls einer gewissen Grenzlage zu, in der keinerlei Veränderungen stattfinden 
können, einem toten Beharrungszustande, in welchem Bewesfung nicht mehr 
raöglicti ist. Auch Helmholtz stimmt dem bei, dass der Krattvorrat des 
Weltalls, der in unveränderlicher Wärme besteht, die nicht mehr in andere ' 
Formen von Energie zurück verwandelt werden kann, bei jedem Naturprozesse | 
zunimmt, während die mechanischen, elektrischen, chemischen Kräfte ab- i 
nehmen, sodass zuletzt, allerdings erst nach unvorstellbar langen Zeiträumen, 
aller Kraftvorrat der ganzen Welt in Wärme übergehen und solche in ein 
allgemeines Temperaturgl^^ichgewicht kommen miiss. Diese Folgerungen aus 
der lüechauischen Wärmeiheorie sind so zwintjend, thi-s alb's. was man bis 
jetzt dagegen vorgebracht hat, ganz unerheblich ist und das Wesen der 



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7 — 



Sache nicht trifli Wie jedes organische Gebilde auf unserer Erde, so hat 
aach das Uiiiversmii seiue Zeit der Jugend und des Alters, bis endlich der 

Herzschlag der Wt'lteu still steht. Mfissig ist die Frage, ob imch solchem 
Ende eine uns iinl»Hkanute Kralt das Starre zu neuem Irt-licn aufrufe oder 
nicht, denn mit dem Krlöscheu des letzten Bewuastaeins wird der Faden zer- 
schnitten nnd' zerrinnt die objektive Welt in ein Noumenon. Sehr siur rich- 
tigen Stunde aber kommt uns bei solchen Betrachtungen Goetbe's Wort: 
„Das schönste Glüolt des denkenden Menschen ist, das Erforscfaliche erforscht 
zu haben und das Unerforschliche ruhig zu verehren.'* 



Der Doppelkrater Messler auf dem Monde. 

Hr. Ä. Demeuse schreibt uns hierfiber aus Aachen das Nachfolgende: 
Meine Beobachtungen am Messier mit einem Brachyten von 105 Milli- 
meter und einem Kt'fraktor von 121 Milliniiter freier Öffnung haben mir 
in dem Aussehen dieser Krater intereas<ante Eigeiitüiiilichlfeiten gezeigt, die 
unabhängig von der verschiedenartigen Beleuchtung des Gebildes zu sein 
scheinen, auf momentanen atmosphärischen Mnflüssen aber sicherlich ebenso- 
wenig als auf optischen Täuschungen bernhen kennen. 

Die konstatierten Verftnderungen beziehen sich vorzugsweise auf den 
westlichen Kiiiter. 

Am I.Februar 1885, 10'' 40'", ein Tag nach Vollmond, erschienen beide 
Krater im Innern sehr heil, nahezu gleich gross und trotz des hohen Sonnen- 
standes stark elliptisch geformt. 

Am 19. Februar d. X, e^* SO*", 2 Tage vor dem 1. Viertel während der 
östliche Krater mit dunklen Schatten angt;füllt war, erschien der westlidie 
im Innern hell und kleiner als sein Nachbar. 

Am 27. Februar, Q\ ein Tag vor Vollmond, fand ich den westlichen 
grösser als den östlichen. 

Am 1. März, 9 \ ebenfalls, eine Stunde später, war dessen Westwall 
unsichtbar. 

Am 23. März, 7 30", steht die Achse des Ostkraters zum Schweifge- 
bilde geneigt, der Westkrater verwaschen, der We.^twall fehlte wiederum. 

Am 26. März, 9^ 20'", beidß Krater gleich gross und beide zum Schweif 
geneigt. 

Zwei Tage später war diese Neigung verschwunden. 

Am IS. April beide Krater gleich gross und im Inneni dunkel. 

Am 19. April, 9*^: der östliche &ater um ein gutes Drittel grösser 
als der westlifhe, der östliche im Innern sehr dunkel, der westliche hell und 
macht den Eindruck, als ob das Sonnenlicht stark reflektierende !Nebel das 
Innere, sowie einen Teil der Oberfläche anfülle, resp. bedecke. 

• Diese Beobachtungen wurden bei ziemlich günstigem Luftzustande ge- 
macht und variierten die angewandten Vergrösserungen zwischen 90 und 250. 

Es ist mir auffallend, ihi^s der ö^tliche Krater bei zu- oder abnehmen- 
der Sonnenhöhe stets im Innern beschattet ist, während der westliche zu 
gleichei Zeit ^grösstenteils ein helles Innere zeigt. Die äusseren Umrisse des 
Östlii lx'U treten scharf markiert hervor, während solclie des westlichen gleich- 
zeitjg iu;it ^mmer verwaschen und uubestimiui ersoheiueu, gleichsam als ob 



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— 8 

ein heller Flor darübpr lnngelag:prt wäre, namentlich das wiederholt festge- 
stellte Fehleu des Westrandes scheint von einer Bedeckung dieser Partie 
henurllbreii. 

AqgIi die scheinbare EntfernnDg der Krater tod einander bleibt keine 

konstante, während Dämlich zu Zeiten die Krater an einander m kleben 
scheinen, beträgt oftmals die Distanz mehr als ein Krater- Durchmesser, die 
Achsen stehen oft zu einander parallel, oft schief. Alle meine Aufzeichnungen 
darüber hier aufzuführen, würde mich jedoch zu weit von einer einfachen 
MitteUuig abbringen. 

Das Sebwei%ebilde verdient ebenftlls mit Anfinerksamkeit verfolgt zu 
werden. Bei klarer, ruhiger Lnft erscheint dies rätselhafte Gebilde oft maltit 
und wenig aii^^f; ' L I nt , l^ i wenif^er günstiger Luft war ich oft ganz über- 
rascht, diesen Schweif bis in das angrenzende Gebirgsland verfolgen zu können, 
wobei sich die dunkle Zone sehr auffällig abhob und der Schweif an und 
f&r sich Seihen schnurgerade ansgestrenter weisser Körner glich. 

Die dnnkle Zone ist oft echmal, oft breiter, gefehlt hat sie bei meinen 
Beobachtungen jedoch niemals. 

Zum Schlüsse möchte ich noch eines merkwürdigen ümstandes gedenken, 
der den Messier betritit. Eiu oder zwei Tage vor dem 1. Viertel und eben 
so lange nachher erscheint dies Gebilde, selbst bei ganz guter Luft, unklar 
und ist diese Zsit, wenigstens nach meinen Erfohningen, zur Beobachtung 
die ^erongflnsligste. ^ 

Über dea Liehtwecdisel des Sternes fi m der Leyer. 

Tom GTmiMBialbhter Platsmann. 

Auf zwei Wegen hat man es mit einigem Gldck versnoht, zur Erkenntnis 
der physikalischen Beschaffeiibeit der Fixstorne zu gelangen: das Spektroskop 
hat ihr Licht in seine farbigen Bestandteile aufgelöst, und das Studium der 
veränderlichen Sterne hat, in Verbindung mit der Sonnen-Physik, den wahr- 
scheinlicfaen Verlaaf ihres Werdens und Yeigehens, die Biologie des lixstern* 
himmels, wenn man so sagen darf, festrostellen gesndit Der Umstand, dass 
«in grosser TeO der Veränderlichen rot gefärbt ist, fahrte zu der begründeten 
Vermutung, dass diese Gestirne den Höhepunkt ihrer Entwickelung über- 
schritten haben, dass sie, aus der Weissglut in die weniger intensive Kot- 
glut übergegangen, allmählich dunkle Schlacken auf einem Teil ihrer Ober- 
ßäcbe zu bilden anfangen. Wird uns bei der Achsendrehung eines derartigen 
Oestims die dunklere Seite sngewandt, so sehen wir das Licht-Hinirnnm; 
die bellrote, scblaokenfreie Seite des Sterns bringt die Erscheinung des 
Maximums zuwege. Die Unregelmässigkpilen in der Periode des Licht- 
weelipelf? bat r4yl(ien in einf^r geistreichen Untersuchung durch die Hypo- 
tlipse^) erklart, dass die Drehung nicht um eine der Haupt-Trägheits-Achsen 
.slattünde und also nicht gleichmässig verlaufen könne. 

Bei anigen VeränderKchen erkannte man, dass die Annahme, ihr Lioht- 
wechsel werde durch Rotation hervorgerufen, durch eine andere ersetzt wer- 
den müsse. Algol oder fi Persei (im Mednsen-Hanpt) ergl&nxt 60 Standen 



*) Deren (irundlagen aber wohl nicht so ganz einworlEisfrei sein möchten, wie er 
glanht 



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9 — 



hindureh unverändert als Stern 2. Grösse, sinkt dann iu kurzer Zeit bis fast 
7Air 4. Tirö^se herab und erreicht eben so schnell die früljere Helligkeit 
wieder, so dass der jjauze Licbtn-fchsel in <?ut 9 Stunden abgemacht wird. 
Dauu folgt Wiedel 00 Stunden lüug gleicliiörmiges Licht u. s. w. Man 
(Sflanbt bei diesem und bei ein paar fthnliob ihr Lidii weehselnden Sternen, 
die unter dem Namen der AlgoUOruppe Kusammengefiuet werden, dass dn 
den hellen Stern umkreisender dunkler Trabant für die kurze Zeit, während 
welcher er zwischen uns und seinem Zentralkörper sich befindet, uns den 
Anblick desselben zum Teil entzieht und daher das Licht-Minimum 
hervorruft 

Ef^ gicbt nun aber auch einige Sterne, auf die weder die eine uoeh die 
andere Hypothese ausschliesslich augewandt werden kann. Zu diesen scheint 
einer der bekannteeten Yerftnderlieben zu gehören, nämlich f in der Leyer, 
dessen Licbtweohsel vor nunmehr 100 Jahren durch Goodricke erkannt und 
seitdem vielfach von Schwerd, Hcis, Schoenfeld und andern, besonders aber 
von Argelander, gründlich erforscht wurde. Wenn wir im Folgenden eine 
eigene, auf der Kombination jener beiden Annahmen beruhende Hypothese 
Über die Veränderlichkeit dieses Sternes vorführen, so verhehlen wir uns 
nicht die derselben vielleicht in etwa gegenflberstehenden Bedenken. 

Zwischen je zwei auf einander folgenden Klassen der Helligkeit (sog. 
Grössen) der Fixsterne nimmt man nach Argelanders Vorgang noch 10 Unter- 
abteilungen, sog. Stufen, an. In diesem Masse ausgedrückt, hat ft Lyrae im 
Minimum die Grösse 4,5 (nach Argelander und Schönfeld), d. h. er ist eben- 
soviel heiler als ein normaler St^^ni der 5., wie er hinter einem Durch- 
schnittsstern der 4. (irösse zuriickbieibt. In der kurzen Zeit von 3 Tagen 
3,3 Stunden wächst nun sein Licht bis zum Maximum, wo seine Grösse 3,4 
isi Jetzt nimmt er langsam ab nnd sinkt in 3 Tagen 5,8 Standen auf das 
sekundäre Minimum herab, zur Grösse 3,9. Abermals wird er heller; in 
3 Tapfen 2,9 Stunden ist wieder die Hellij^keit 3,4 erreicht. Nachdem in 
3 T;)fj»Mi 9,8 Stunden wieder das Haupt-Minimum von 4,5 erreicht ist, 
wiederhat sich der Kreislauf der Erscheinungen. 

Die genaauteu Stufeugrössen liussen sich auch auf die wahren Licht- 
rueugeu reduzieren. Nimmt man au, dass ein Stern durchschnittlich 2,^[) 
mal so hell ist, wie ein anderer, der eine GrOsse tiefer steht, nnd dass 
daher ein Stufenunterschied dem 10. Teile der Quadrat \Yurzel aas dieser YerhSlt- 
niszahl (1,096) gleichkommt, so findet man, die wahre Helligkeit von /? Lyrae im 
Haupt-Minimum gleich 1 gesetzt, dass der Stern im sekundären Minimum die 
Lichtmenge 1,733. in den Maximis die Lichtmenge 2,745 uns zusendet; die 
Alaxiiria sind 1,581 mal so hell wie das sekundäre Minimum. 

Oöeubar kann der Verlauf der Licht-Kurve von ß Lyrae, namentlich 
das doppelte Maximum « bloss durch die Umdrehung eines Satelliten nicht 
eikl&rt werden. Allein aiich die Flecken-Hypothese kann bei der anscheinend 
völligen Gleichheit beider Maxima nicht wahrscheinlich sein, selbst nicht, 
wenn man mit Pickering die problematische Hülfs-Hypothese einer ellipsoi- 
dischen Gestalt des Sternes aulstellt. Die Ansicht, welche wir uns von der 
Ursache des Phänomens gebildet haben, lässt sich etwa in folgenden Sätzen 
aussprechen ; 



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1) ß Lyme ist da unanfgelOstes ond YonnBiicliÜicb auch unauflösbares 
Doppelsternpaar, das aus einer h*»llpren und einer wenijjfpr hellen (niclit aber 
dunkeln) Komponente besteht, etwa wie Sirius: doch ist der Unterschied der 
Leuchtkraft lange nicht m gross wie bei letzterem ätern*), auch stehen die 
beiden Objekte viel näher bei einander. 

2) Der Unterschied im DorebmesBer beider Qestiroe ist ebenfoUs nicht 
bedeutend, vielleicht noch geringer, als der zwischen Erde und Mond. 

3) In der Zeit von 12 Tagen und beinahe 22 Stunden drehen sich a) 
beide Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt; b) der heilere Stern um 
seine Achse; c) der schwächere ebenfalls um seine Achse. — Letztere Annahmen 
werden befremden; das unter c Gesagte hat zwar seine bekannten Aualoga 
im Sonnensystem; was aber b angebt, so ist man an die Vorstellung ge- 
wöhnt, die Rotation des Zentralkörpers verlaufe sdineller, als die Kevolution 
des Trabanten. Da wir jedoch beim inneren Mars-Trabanten gerade das 
Umgekehrte sehen und die Dauer der Kotation des Plauet^^n sich von der 
T'mlaufszeit des äusseren Trabanten noch nicht um den tiinften Teil unter- 
scheidet, so ist die erwähnte völlige L bereiustimmuüg durcxiaus nicht ohne 
welteies abzuweiBen. — Alle Drehungen finden gleichsinnig in dner Ebene 
stati 

4) Die äusserst geringe gegenseitige Entfernung der Körper versteht 
sich von selbst aus der f&r ein Uoppelsternpaar sehr kurzen Lmlaufszeit. 

5) Infolge dieser geringen Entfeniimg üben die Körper gegenseitig eine 
aubserordeutÜch starke fluterztugeude ^Vil•kuug aus. lOine mächtige Anhäu- 
fung von Materie findet auf der inuereu Seite des Systems statt; vorzugs- 
weise hier voUzidien sich die Eruptionen, wie wir sie ähnlich auf der Sonnen- 
ober&lcbe erblicken. Die Gleichheit dei' Botations- und Revolutionszeit be- 
günstigt oder vielmehr bewirkt erst diese Veiieilung; andererseits verhindert 
die Längen-Libration die Bildung eines Ruhezustandes. Obgleich auch auf 
der äusseren (vom Schwerpunkt abgewandten) Seite jeder der beiden Körper 
nach bekannten Gesetzen eine Flutwelle entsteht, können doch hier, weil in 
der grösseren Entfernung die Auziehungs-Difi'erenzen viel geringer sind, so 
mächtige Bewegungen nicht stattfinden; zumal bei der hier ungehinderten 
Ausstrahlung gegen den Weltraum wird (h'e äussere Seite eines jeden GestiniB 
erbeblich unthätiger und dunkler sein, als die innere, dem andern Stero zu- 
gewandte Seite; ja die Schlackenbildung kann aussen beginnen. 

6) Das Sonnensystem liegt nicht weit von der Jiahnebene des Stern- 
systems ß Lyrae entfernt, so dass fast beständig der eine Körper uns den 
andern ganz oder teilweise verdeckt. (Wem diese Annahme gew{^ erscheint, 
der bedenke, dass den oben erwähnten Erklärungen des Lichtwechsels der 
Algol-Gruppe wenigstens eine ähnliche Sapposition zu Grunde liegt. Dass 
überhaupt der helle Stern merklich grösser ist als der dunkle, scheint aus 
den Abkühlungsgesetzen zn folgen; ^^^)n gross braucht aber der Unterschied 
nicht zn sein, und dann ist. bei der gelingen Entfernung, die Möglichkeit 
der laugen und starken VerÜusterung gegeben. Den duukleu Körper als den 
grösseren anzunehmen, schien uns zu bedenklieh.) 

*) Deasen Liehtst&rk« man auf das 5000&che von der wineB „dunkeln" Begleiten 
schätzt. 



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- 11 — 



Veraoishen vir an der Hand dieser TonuMsetenngen den Lich^eehsel 
von ß Lyrao zu erklüreii. 

Das Ifaupt- Minimum findet statt, wenn der hellere Stern zwischen uns 
und dem dunkleren steht. Weil wir in diesem Fall von dem Hauptgestirn 
die dunkle Seite erblicken, vun dem Begleiter aber gar nichts zu Gesicht 
bekommen, maeht das System nur einen sehr scbwaebmi Liehteindmek. In- 
dem nun während einiger Tage der helle Stern einen Teil seiner Achsen- 
drehung abmaofat, dreht er uns immer mehr von seiner Lichtseite zu*) nnd 
giebt gleichzeitig uns rlon Aiiltlick des dunkleren Körpers frei Aus beiden 
Gründen wächst die Helligkeit in den ersten ^ Taigen sehr schnell. Wäre 
der helle Stern allein vorhanden, so würde die Zunahme über 6 Tage dauern, 
näbmiich so lange, bis wir gerade die helle Seite erblickten; dann würde die 
gleich lange Zeit der Abnahme beginnen. Wie man aber leicht sieht, steht 
gerade dann, wenn die Lichtseite des hellen Gestirns nns zugewandt ist, 
zwischen ihm und uns der Satellit und bewirkt eine partielle Verfinsterung 
desselben; es wird d;^riiin das ei^nnitliche Maximum gar nicht erreicht. So- 
bald der Haupistern hinter den Trabanten zu treten bej^nnt, fiingt seine 
Scheibe au, sich zu verkleinern; die dadurch bewirkte Lichtabnahuie wird 
mit der Zeit stärker nnd fiberwiegt endlich die ans der Rotation resnltierende 
Zuualime. Sobald die i\Iittelpuukte beider Körper ihre kleinste gegenseitige 
Wiukelentfernung erreicht haben, ist das sekundäre Minimum eingetreten, es 
erfoli^^t nun wieder ein Anwachsen des Lichts, welches offenbar so langa 
dau iii niu>s, bis beim 2. Maximum die Ursachen der Zu- und Abnahme 
Sich aquilibrieren. Dann erfolgt eine jähe Abnahme, so schnell wie die erste 
Zunahme, «nd ans denselben Gründen; und damit sind wir wieder beim 
Haupt^Minimnm angelangt, nnd die Erscheinungen wiederholen sich**^. 

Man wird hier die Einwendung madien: die Zeit zwischen den Maximis 
müsse doch je lenfalls noch etwas kürzer sein als die Zeit, während welcher 
der verfinsteriKii Satellit thätig sei, und die letztere Zeit sicherlich kürzer 
als die halbe Uiulauisperiode; nun aber sei das Intervall zwischen den Maxi- 
mis thatsftehlich fast gleich der Hälfte der Periode. Diesen Einwand zn 
widerlegen, brandit nicht einmal der geringe Abstand der Körper, der frei- 
lieb allein zur Erklärung auch nicht hinreicht, herangezogen zu werden; es 
genfigt vielmehr ein Hinweis auf den Trabanten. Derselbe ist, wie schon 
ohcti bemerkt, nicht vollständig dunkel, und kann es auch, nach den Ent- 
wicklungsgesetzen der Weltkörper, uicht wohl sein, weil seine Dimensionen 
von denen des Zentralsterns nicht allzusehr verschieden sind. Derselbe wird 
nach dem Haupt-Minimnm so lange heller, bis seine Zunahme infolge des 
Hervortretens hinter dem Zentralstern der Abnahme infolge seiner Rotation 
dss Oleichgewicht hält Das tritt o&nbar schon eher ein, als nach 'V« des 

*) Der Übei^ti^ TOD der I^diteeite zur SeUaelcenieite wird ab efn itetiger gedacht 

*•) Die Zeiten zwischen dem Hanpt-Mjnimum und dem ersten Maximum einerseits 
andererseits zwischen dem zweiten Maximum und dem HaaptpMioimttm, sind nicht so 
völlig gleich, wie man vaeh der Hypothese erwarten mSebte. Was hier an der Symme- 
trie fehlt, wäre vielleleht auf Kechnang der Libration zu setzen, d. h. des TJiustandes, 
das3 die Rotationen ganz gleichförmig, die Bevolntionen aber, als in elliptischea BahoeD, 
i>twas ungleichförmig verlanfen; wenn es ideht mit d«r in einer spfteres Note za er- 
wähnenden etwaigen geriogoi DilbreM swiacboi den Zeiten dar Aduendtehiuif und des 
Umlaufs ansarornftphäftgt. 

2* 



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— 12 — 

ümliiilb; nnu nimmt er biocu noeh ab, und darom muss der Beginn der 
Lichtabnabme des gansen Systems, d. h. das erste Maximum, sich etwas ver- 
frOben, mid wegen der Symmetrie aller Verhältnisse offenbar das zweite 
Maiimum sich entsprechend verspäten. Dann aber ist die ganze Gestalt der 
Licht-Kurve im allgemeinen erklärt. 

Bei der grossen Begelmässigkeit dieser Kmve, die aus zwei fast genau 
kongruenten H&Uten bestebt, mossten wir eine genane Qrientierang der Licht- 
seite je eines Sterns nach dem andern hin nnd damit die Gleichheit der 
Eotations- and Bevohüaons-Daner annehmen. Setzen wir nun den Stil, «lu'se 
Gleichheit sei bei einem anderen Stempaar nicht vorhanden; e?; wird iiuch 
dann der schwache Stern auf dem hellen eine Flutbeweguug erzeu;4e;i; die- 
selbe wird jedoch der entsprechenden Ei'scheinung in unsereu Weltmeeren 
insofern ähnlich sein, als die FlnthGbe nnd damit das Maximom der erufH 
tiven Tbfttigkeit erat etwas nach der Kulmination des anziehenden Körpers 
eintritt. Der thädgste, hellste Punkt wird dadurch gegen den dem anziehen- 
den Körper gerade gegenfiberllH^enden Punkt etwas verselioben, und zwar, 
wie eine leichte Überlegung aufweist, nach rechts, wenn man. auf dem an- 
ziehenden Satelliten stehend, sich dem hellen Körper gegenUberbtellt und 
die Drehungen gegen den Uhrzeiger Terlaufend denkt. 

Diese Verschiebung wflrde die Symmetrie der Eunre stOren; es wfirde, 
wie die geometrische Konstruktion zeigt, das erste Maximum verhältnis- 
mässig zu schnell erreicht und auch zu stark ausfallen; ja, unter Umständen 
könnte das zweite Maximum nur durch eine Einkuickung in dem langsam 
abfallenden letzten Zweige der Kurve sich andeuten. Merkwürdiger Weise 
scheint dieser FaU bei den Veränderlichen d Cephei und ^ Aquilae realisiert 
SU sein, wie der Kenner der Licbt-Knr?en deser, auch in sonstiger Beziehung 
sebr an ft Lyrae erinnernden Sterne wohl schon herausgefunden hat*). 

Erwähnen wir noch, dass die von uns vermutete Lichtwirkung der Flut 
auch bei einem Körper unseres Sonnensystems, nämlich bei Japetus, viel- 
leicht vorhanden ist. Dieser äusserste Trabant des Saturn ist bekaiintlicdi 
am hellsten, wenn er westlich vom Zeutralkörper steht, was durch obige 
Hypothese Iddit erklärt wird; man hat also darum noch nicht nötig, bei 
diesem Satelliten die Gleichheit der Rotations- und der Befolutions-Periode 
anzunehmen. 



Ein piojektterter neoer Himmelsathis. 

Tod J. Messer. 
(Hiena Tafoll.) 

Dieser Himmelsatlas will den in unserer Zeit sich mehrenden Liebhabern - 

der Astronomie bei Betrachtunpr des Himmels ein Mittel an die Hand geben, 
sich mit den einzelnen Sternbildern sowohl wie mit den in denselben be- 
findlichen iuteressantesteu Veränderlichen, Doppelsteruen, Sternhaufen und 

*) Von dm bekaimteD spektroskiqiiiMhen AiNioniiititan das Verinderliehw P Lyne 

lässt sich mgen , dass sie iler Annahme, wir hätten es hior mit zwei Sternen zn thnn, 
mindestens nicht widi r.sjiri'cher]. — Sobald konstatiert w«'i'<leii sollte, dass das erste Maxi- 
mum auch nur ein wenig helkr sei, als das zweite, so wQrde man zu schWeMW haben» 
dass die Botatbn des Uiraptsteias etwas schneller als die Bevolation Terliefo. 



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NeMflecken bekannt zu maoben. Zu diesem Zwecke habe ich mich bemüht, 
auf den 26 Karken Idieses neuen StornaüasBes ein mOgliehst getreoes nnd 
wahres Bild des gestirnten Himmels (fttr 1880) zu geben, und alles weg- 
gelassen, was dieses Bild trüben oder gar entstellen könnte. Es sind die, die 

Sternbilder versinnlichenden Figuren älterer Kartenwerke aus diesem Grunde 
ganz weggelassen und nur die Grenzen der einzelnen Sternbilder beibe- 
halten worden, wodurch die das Sternbild bildenden Sterne selbst deutlich 
nnd anschaolich in den Vordergnmd treten. 

Der Athis enthftlt alle im mittleren Enroiia mit blossen Angen sicht- 
baren Sterne der 6 ersten Grössenklassen — im Ganzen 3596 Sterne, die 
auf 57 Stemenbilder verteilt sind und fast bis zum 40. Grade südl Breite 
reichen. 

üm den St<>rnbiMeru auf der Karte mit denen am Himmel die grosst- 
möglichste Ähnlichkeit zu geben, sind die Kartennetze nach der verfeinerten 
konischen Projektion von Mercator-de 11 sie entworfen. Die Meridiane er- 
scheinen als gerade linien, die Buallelkreise als konzentrische B(^en, von 
denen die 2 mittleren — nm 15 * von dnander abstehenden — den wirk- 
lichen Längen-Dimensionen auf der Kugel genau entsprechen; der mittelste 
Parallel aber am eine kaum in Betracht kommende Grösse von der wahren 
Länge (auf der Kugel) differiert. Das auf diese Weise gewonnene Mittelfeld 
der Karte ist somit der ihm entsprechenden Fläche des Kugelabschnittes 
möglichst genau nachgebildet Ausser diesem Vorzuge der Genauigkeit und 
anderer wmter nnten angeffthrten Vorteile vermeidä diese Projektion jede 
Verschiebung oder Verzerrung der Sternbilder, indem sie die rechten Winkel 
an den Schnittpunkten des Kugelnetzes beibehält. 

Die den Karten zu Grunde liegende Kugel mit ihrem zu projizierenden 
Netze hat 1260 Millimeter Umfang und ein Aquatorgrad, mithin 3,5 Milli- 
meter Länge. Der Mittel-Parallel und seine Radiuslänge ist auf jeder ein- 
zelnen Karte links über dem oberen Kande augegebeu. Die 57 Sternbilder 
sind nnn dergestalt auf die einzelnen Karten Terteilt, dass immer ein grosses 
(oder auch mehrere kleinere) als Hauptsternbild die Mitte der Karte ein- 
nimmt. Da nun dieser letztere Teil der Karte, wie oben erwähnt worden, 
mit den wahren Dimensionen der Kugel (von 401,28 Millimeter Diijf-hmcsser) 
fast genau übereinstimmt, so ist auch das Sternbild selbst dem erit sprechen- 
den am Himmel möglichst ähnlich. (Die genügen Längendifterenzeu am 
oberen und unteren Bande der Karte kommen dfibd kaum in Betracht, da 
die letzteren meist nur von Gremstembildem eingenommen werden. 

Das Fonnat der Karten ist ein sehr handliebes (17 Va Zentimeter jede 
Sdte) und soll die Benutzung derselben wesentlich erleiditem. üm die 
Brauchbarkeit derselben noch zu erhöhen, sind die wichtigeren oder interes- 
santeren Doppelsterne und Veränderlichen auf der Karte dem Auge leicht 
kenntlich gemacht, erstere durch ein das Scheibchen des Sternes halbieren- 
des Striehäehen, leteteie durch Bingelchen. Femer sind Nebelflecke durch 
punktierte Scheibchen , Sternhaufen durch punktierte Sternchen dargiestellt, 
so dass das Auge diese verschiedenen Objekte unmittelbar TOn der Karte 
abzulesen und mit einem Femrohre sofort am Himmd auftuiinden im 
Stande ist . . ,1: 



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14 



Es dürfte auf diese Weise nicht nur eioA grossere ADScbauliclikelt uud 
Bequemlichkt'it beim Gebrauch dieser Kaiien erzielt« sondero auch das Karten* 
bild selbst mehr vertieft, resp. vergeistigt sein. 

Schliesslich sei noch erwähnt, dass die Geratiliuigkeit der Meridiane 
und die Bandteikug einerseits eine rasche Ermittelung der geraden Anf- 
steigung und Donation eines jeden Sternes auf der Karte, sowie anderer- 
seits die Eiutraguug eines Planeten oder Kometen nach AB nnd Deki in die 
Karte ohne Z 'ifv iiust ermöglichen. 

Dem Sternverzeichnis liegen die Bonner Beobachtungen Bd. III, IV und 
V uud Heis' Katalog zu Grunde. Bei der Keduktion auf das Jahr 1880 
sind die Sekunden iu AR und Dekl., wenn unter 30, weggelassen, wenn 30 
oder mebr, als voll zu den Ifinnten geschlagen worden. Ee entspricht dies 
Ver&hreu dem vorliegenden Zwecke vollkommen, da der Massstab der Karten, 
obgleich grösser ah bei Argelaoder und Heis, eine schärfere Bestimmung 
der Positionen nicht verlaugt. 

Die Angabe der Helligkftit oder scheiubaien Grösse dpr Sterne ist nach 
Heis. Nur in den wenigen i allen, wo dieselbe von dein Fundameutal-Ka- 
talog der astronomischen OeseDsohaft abweicht^ sind die GrOssenbestimmnngen 
dieses letzteren aufgenommen worden. 

Die Bezeichnung der Sterne ist die aUgemein flbliche nach Itoyer's 
üranometrie und nach Flamsteed. 

Schliesslich noch einige Erläuterungen zum Stern Verzeichnis, welches 
dem projektierten Atlas beigegeben werden soll. 

Die erste Tertikalkolnmne giebt die fortlaufende Nummer, die zweite in 
den 3 Rubriken die Bezeiobnnng nach Bayer, Flamsteed nnd die Nnmmer 
des Bonner Steru-Yerzeichnisses. 

Die dritte Kolumne enthält die Grösse des Sternes nnd bei Veränder- 
lichen die Maxima nnd Minima. 

Die vierte und fünfte die gerade Aufsteigung (in Zeit) und die Dekli- 
nation der Sterne för 1880. 

Die secAiste Kolumne endlich enibslt die betreifende Nnmmer von W. 
Struves und 0. Stnives Verzeichnissen der Doppelsteme. 



Die astronomischen Zustände in Oesterreicli-Ungani. 

In der österreichißchen Monarchie befinden sich gegenwärtig im gan/<Mi 
19 Sternwarten. Unter diesen sind 10 Staatssternwarten (Hochschulen mit- 
genommen) 5 private, 3 gehören Krzbischöfen, eine dem Henediktiuerorden. 
Unter diesen sind 2 private im Üau begnilcn und 3 gänzlich eingegangen, 
sowie eine Msrioe-Sterowiurte. 

Als Stattssteravarteu gelten: 

K. K. Sternwarte in Wien. 

K. K. Polytechnikum-Sternwarte in Wien. 

K. K. Universitäts-Sternwarte in Graz. 

K. K. üniversitäts-Stern warte in Prag. 

K. K. ITniversitäts-Stern warte in Krakau* 

K. K, Marine-Steruwarte in Pola. 



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15 



K. K. Marine- Akademie-Sternwarte in Triest 

K. K. PoIytechDikum-Sternwarte in Badapesl. 

K. K. Meteorologische Zentralanstalt in Budapest 

K. K. Üüiversitäts-Stern warte in Klanseuburg. 

Als Pri vat-Sternwarten werden erwähnt: 
0-G3ralla (üngai n). Besitzer N. von Konkoly. • 
Her^nj (Ungarn). Besitzer R von Oofiiard. 
Wien. Prof. Th. Riifcer von Oppolser. 
Wien. 0. Kufner (im Bau). 

Eis Eartal (Ungarn). Baron G. von PodmanioKky (im Bau). 

Die Bisoli5flichen Sternwarten sind: 
Kaiocsa (Ungarn). Gründer und Besitzer Sr. Eminenz L. Kardinal Haynald. 
Earlsburg (Siebenbürgen). Besitzer der Bisclioi' von Siebenbürgen.- 
Erlau (Ungarn). Besitzer der Erzbiscbof von Erlau. 

Die Sternwarte des Benediktinerordens. 
Eremsmfinster in Ober-Österreicb. 

Was nnn den Instnunentenpark dieser TnsÜtots flnbetrim, so ist im 
aUgsmeinen hierüber das meiste bekannt und soll desshalb dieser Punkt 

auch nnr ganz obertlficlilich behandelt werden. Die Wiener K. K. Stern- 
warte besitzt heute den gr^^^sf^n Rpfraktor der Welt. Es wird daselbst 
»'ine förmliche dagd auf Asierouien getrieben, jedoch mit dem 12zoliigen 
Clark'scheu Fernrohr, da die grösste Thätigkeit am 27Zöllpr bis zum 
heutigen Tage Professor Vogel, Direktor der Sternwarte in Potsdam, ent- * 
wickelt hat, als er mit ihm spektroskopische Messungen sehr lichtschwaeher 
Sterne angestellt hat. (Für solche Beobachtungen wäre das Bieseninstrument 
eigentlich da!) Ausser den Planetoidenbeobachtungen werden natürlich auch 
noch andere Beobacdituugen angestellt. Eine Hauptthiitigk^it der AViener 
Sternwarte ist das sofortige Berechnen der Kometenbahneiemente nach ihrer 
Entdeckung. 

Die Sternwarte am K. K. Polytechnikom wnrde . wahrscheinlich mehr 

ffir geodätische Arbeiten, nnd als Schaustück gebaut als für Beobachtungen. 
1^ wurde daselhfit nie etwas gemacht, und Wird auch jetzt nichts darin 

beobachtet. 

Die Uni versitäts-Stern warte in Graz ist ein besser ausgerüstetes Gegen- 
stück zu jener am Wiener Polytechnikum. Sie besitzt einen özöiligen Stein- 
faeil'schen Refraktor mit Uhrwerk und manche kleinere Instrumente. Die 
Sternwarte ist an das' physikalische Eabinet angehant, nnd neben einem 
grossen Brauhause, in einem hohem Turme rtrl t unglücklich plaziert. 

Die K. K. Sternwarte in Prag beginnt ihre Thätigkeit seit der Direk- 
tion des Herrn Prof. Weinek. Das unglückliche Gerüste eines Tychonia- 
nischeu Turmes (ohne Drehdach) birgt einen 6 Zöller von Stein hoil, mit dem 
mau nur ein paar Stunden Ost- West vom Meridian, und höchstens bis zu 
einer Höhe von 55^ den Himmel flbersehen kann. Dass nnter diesen Ver- 
hältnissen dortselbst doch Beobachtungen angestellt werden können, gereicht 
nnr dem eifrigen Direktor zu grösster Ehre. 

Die Universit'Äts- .Sternwarte in Krakau scheint entweder fm r*Mn didak- 
tische Zwecke zu dienen, oder es werden dort systematische Beobaciitungen von 



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16 — 



,Jan^pr Periode" gemacht, welche bis /.um beutigeu Tage noch nicht tot 

die Oftentlichkeit traten. 

Die K. K. Marine - Steruwarte in Pola war unter der Direktion des 
Herrn Dr. Jobann Palisa eine der tbütigsten iü Euiopa. Alle Komei« n wur- 
den dort eifrig mit dem 6zölUgen Stein heil^scben Refraktor beobachtet uud 
eine «Anzahl Asteroiden entdeäi Es befindet sich dort ausser dem ge- 
nannten Instrumente ein 7z0)liger Meridiankreis von Sims in London und ein 
12zölliges Brachyteleskop von R. Fritsch in Wien. Der gegenwärtige Direktor 
soll sich mit pliotographischen Aut'naliinen des Himmels beschäftigen. 

Die Marine - Akademie in Triost wollte auch eine Sternwarte besitzen. 
Dass aber daselbst eine wirklicii ■ m Mi Tn ^^innrpiichtfltfi Sternwarte errichtet 
werden sollte, ist und bleibt noch lauge em pmm Debideriuiii. Die „Stern- 
warte** dient sn Zdtbestimmnngen, und Begatierung von Chronometern. Sie 
besitzt aber auch ein asirnntal montiertes Fernrohr von vielleicht 3Va bis 
4 ZoU Objektivöfihuog. 

Als man eingesehen hatte, dass sich am neuen Polytechnikum in Buda- 
pest keine solche Sff^rriv. irt" errichten Hess, wo man die, damals von Kon- 
koly dem Staat unter gewissen Klauseln offerierten O-Gyallaer Instrumente 
unterbringen könnte, und der Staat resp. die Baukonmiission viel zu kleiuherzig 
war, fftr diese an einem freien Platz ein Qebände wie in Ztlrieh zn hauen, 
hat man dorthin eine Sternwarte gehant, welche ihrer selbst spottet Sie 
besteht aus einem Winkelwerk und Treppenkonstruktiouen, welche wirklich 
dem fr^'tiinlcn Erbauer des prachtvollen Operntheaters in Budapest nicht zur Ehre 
frereicheu, wo der Astronom, wie die Besucher jeden Augenblick einem Beinbruch 
durch Herabfallen ausgesetzt sind. Die kaum 3Va Meter grosse Kuppel können 
manchmal 3 Mftnner .nicht vom Siecke bringen. Ursprünglich war daselbst 
ein 5z0lligcr Dialyt von Pl$sd, der angeblich so schlecht gewesen ist, dass 
er durch einen 5zölligeu parallaktisch montierten Refraktor mit Uli r werk er- 
setzt worden ist. Es stellt da noch ein Höhenkreis von Starke und ein 
Passa^^pninf'tnimeut von demselben Konstrukteur. Beide haben eine Neigung, 
sich iu dais vorige Jahrhundert zurück zu wünschen, wenn man sie mit den 
küustlerhaft vollendeten Instrumenten Repsold's vergleicht. 

Die Steruwarte steht unter der Leitung eines hochangesehenen alten 
Geometers, der einen Assistenten für die Uhrreguliemng zur Verfugung hat 
Es soU angeblich die geographische Breite der Sternwarte bestinmit worden 
sein — weitere Thätigkeit ist unbekannt. — 

Das Traurigste dabei ist aber der Umstand, dass das j^rosse Publikum 
in Budapest heute der Meinung: ist, und man kann b-o'-^ar sagen, die Rc- 
gieruiifi^ s( lh>t, dass die Hauptstadt rn2:arns eine wirkliciie Sternwarte be- 
sitze weiche den Anforderungen der iieuLigeü Wissenschaft entspreche! 

Im Garten der meteorologischen Zentralanstalt in Budapest befindet 
sich auch eine Drehkuppel, unter dem Namen „Astronomische Hütte** be- 
kannt Darunter betindet sich ein 4 zöUiger üefraktor parailaktisch montiert 
qiit einem schönen Merz'schen Objektiv. 

Die K. Üniversitatiä-Sternwftrte in Klausenburg besitzt einige alte In- 
strumente von Keichenbach und i^raunhofer, und existiert mehr auf dem 
Papier ala in Wirklichkeit 



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— 17 — 



Die grösste und besteiBgeriohtate Frivatstemwarte in östeireioh-üiiguni 
ist die Yon O-Gyalla. Selbige besitzt heuto drei parallaktisch montierte Be- 
fraktore mit ausgezeichneten Objektiven von Merz, von 9, 6 und 4V« pariser 
Zollen, alle mit Uhrwerk, sowie eine grosse Sammlung von Spektralapparaten 
und anderen Nebeninstrumenten. Leider mangeln in 0-Gyalla die nötigen 
Arbäiskrftfte, da nnr tm Observator angestellt ist, und dem Besitzer heate 
die nötige Oesundheit nnd Arbeitdnst, nm die Thfttigkeit m TergrOssem, 
feUen. Es werden vom Observatoi rein spektroskopischa Beobachtungen 
angestellt, sowie auch die Sonne fleissig beobachtet, allerdings können flie 
vorhandenen Instrumente ebensowenig ausgenützt werden, wie dies bei der 
Wiener Sternwai-te der Fall ist. 

Das astrophysikaliscbe Observatorinm in Her^nj gehört einem arbeits- 
Instigen, fleissigen, gewandten jungen Manne, der sein ganzes Leben der 
Wissenschaft opfert. Daselbst ist ein sehr gut«s parallaktisch es Spiegel- 
teleskop mit einem prachtvollen Uhrwerk, und ein aus<^ezeichneter 4VaZül- 
liger Refraktor, Die Thätigkeit der Sternwarte in Her^ny ist eine ausser- 
ordentliche, und man kann sich nur wundern, wie der Besitzer zu mecha- 
nischen Arbeiten, photographischen Aufnahmen des Himmels, spektrosko- 
piseber Beobachtung der Qestime und noch yerschiedenen anderen Arbeiten 
Zeit findet Im Interesse der Wissenschaft wäre es wohl angezeigt, dass diese 
eben erwähnten zwei Privat* Sternwarten ihre Herren, rospoktiTe Leiter 
wechseln könnten. 

Die Privat-Steru warte des Herrn Oppolzer in Wien besitzt einen 7 zul- 
ligen Dialyteu von Plosäl, einen schönen Meridiankreis von Scheäler und 
einen 4zOI]^n BeiserefraJLtor von ScheflFler, nebst anderen Ueinen Instm- 
menten. Diese Sternwarte war in früheren Zeiten recht thätig, indem doHr 
selbst alle Planetoiden nnd neueutdeckten Kometen beobachtet worden sind, 
jedoch nimmt die Thätigkeit heute ab, indem der Besitzer durch seinen Be- 
ruf selbst verhindert ist, astronomische Beobachtun^^en anzustellen, und es 
der Lage der Sternwarte nach nicht recht geht, dasd Fremde diese besuchen, in- 
dem man dazu nur dnreh die Privatwohnmig des Besitzers gelangen kann. 

Eine schöne Privat-Sternwarte soll durch einen reichen Banquier 
0. Kufner in Wien errichtet werden. Selbige ist schon im Bau begriffen und 
soll als TTaiiptin-^trnment piiipti 10 zöllic^pn Kofraktor von Steinbeil erhalten, 
den Jv( psiild uüOüUereii wird, sowie eiiieji KbpsoMVchen Meridiankreis, Der 
Arbeitäpian dieser Anstalt soll sehr geheim gehalten werden. (?) 

Eine ebenlkdls sdiöne FriTai-Sternwarte ist in Ungarn im Ban. Der 
Gründer ist Baron Geiza von Podmaniezky in Kis-Kartal in der NShe des 
Landschlosses Sr. Majestät des Kaisers von Österreich in GödöUö, auf dem 
Besitze des Barons. Als Hauptinstrument wird ein 7 zöUiger Refraktor von 
Merz dienen, dessen Montierung von P. Cooke ausgeführt wird. Dio Thätig- 
keit soll im nächsten Jahre beginnen, und der Arbeitsplan ist: die Beobach- 
tung von PlanetenoberflSdien, des Mondes und der DoppeJsteme. Auch sollen 
SonnenbeolMUilitDngen angestellt werden. 

Unter den Sternwarten der Hoehpriester nimmt die von Kalocsa um- 
scHD^r den ersten Rang ein, als sie in Betreff ihrer Ausrüstung auch mit 
manchen Staatsanstalten die Konkurrenz atisbalten würde. Wie bekannt, 
besitzt sie einen prachtvollen 7zöiligen Refraktor mit Uhrwerk von Merz 
sirfu isae. ueft 1. • 8 . 



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— la -r 



und einen 4ZöUer von Merz. Mit der Leitung war im Anfang ein alter 
kninlrer Herr betraut, der allep machen wollte, und das Endresultat war 
dann das bekannte „ex omuia aliquid*' u. s. w. Er zei'splitterte seine Zeit 
Amsk AxMten, worin keiu Astronom berufen war. Der hochverehrte Pater 
hti jedodi die geograpbisdie Breite der Sternwarte ans Beobaclitnngen im 
ersten Vertikal sehr genau bestimmt. Sein gegenwärtiger Nachfolger be- 
obaditet am 4 Zöller die Sonnenflecke, auf eine yon Potsdam, O-Qjidla nnd 
ZQrieh verschiedene Weise. 

In der Sternwarte von Karlsburg sollen einige ältere Instrumente, da> 
fonter aber ein recht schöner 3 zölliger Meridiankreis herumliegen. Der 
EnstoB wird es wabisdieinlicli gar nicht wissen, wosn das eine o£ar andere 
InstnimeBt dient, wie das die Fama Tom Knetos der iEjansenbniiger soge- 
nannten Sternwarte plauscht. 

Erlau ist eine berühmte Sternwarte vor den Augen des ungari^^clien 
Volkes, indem mau im Titelblatte eines jeden für das Volk gedruckten 
Kalenders heute noch lesen kann: t^^rechnet für die Polhöhe der Stadt X 
TSn Prof. Dk F, A. von M., Direktor der erzbiscboflicben Sternwarte in 
Erlau**. Dabei ist zu bemerken, daas der hochverehrte Direktor schon seit 
12 Jahren sein Amt demittierte, nm Schulinspektor zu werden, aber auch 
schon mindestens d Jahre tot ist Laut Aussprache älfprer Herren soll 
man mit der Einrichtung dieser Sternwarte nie fertig gewordeü sem , und 
damit solange operiert haben, bis die Anstalt zu einem Museum (aber einem 
wunderbar sdiönen Hnsenm) geworden ist Vordem sind Beobachtungen 
dort nie angestaut worden. 

Die Sternwarte in Kremsmünater, dem hochverehrten Benediktinerorden 
gehörig, liey;t in einem enormen Steinkonglomerat, in einem 7 Stockwerke 
hohen Turme. Dieser Bau ist aber so massiv, dass die Mauern im 
8. Stockwerk, wo sich der Meridiankreis betiudet, noch 2 Meter dick sind, 
nnd gewSliren sie den Instrumenten eine sozusagen absolute Festigkeit 

Die Thfttigkeit dieser Anstalt hat ihre Kulmination unter dem rerstor- 
beaen Direktor Pater Gabriel Strasser erreicht. Mau kann wirklich sagen, 
dass der hochwfirdigste Pater au den verhältnismässig kleinen Instnimeiiten 
(Refraktor kaum 5 Zoll) Fabolhaftes geleistet hat, und alle Erscheinungen 
beobachtete, zu denen die iviälte seiner Instiumeute ausreichten. 

Aus dem oben Gesagten ist wohl ersiehtUeb, dass es nioht unumgäng- 
lich notwendig Ist^ entweder enorme lustrumente aufzustellen, oder eine grosse 
Sammlung von Instrumenten aufzukaufen, da es bewiesen ist^ dass ein Astro- 
nom mit f'inem 6 Zöller am Monde derart feine Details entdeckte, dass sie 
mit grösseren Instrumenten b» i wi iiitior Übung gar nicht gfst licn, höchstens 
vermatet worden sind; ein anderer mit noch bescheideneren Hiiismitteln die 
grdflste Mondkirte entworfen bat, und femer din Amerikaner mit einem 
6 Boiler die DnüiBtan Doppelsternmessungen ausgeführt hat und viele der 
schwierigsten Doppelsteme entdeckte! Fleiss und Arbeitslust muss der Beo- 
bat htßi ]mben, dann trird sein Instrument gewiss sehr vielen anderen über- 
legen sein! 



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— 1« — 



Yennlsdite ütaehrtoliteii. 

Neue Unterauohungen Ober die Temperatyr der Sonne bat H. Ericksoa 
angestellt Er Irommt durch dieselben su dem Besnltate, dasB die Tempe- 
ratur derselben an der Oberflftcbe nicht niedriger sein könne als 1,694,475 <>. 

Hyginus N. In Nr. 101 der englischen astronomischen Zeitschrift The 

Observator}^ erwähnt Hr. Rand Capron einer kleinen l^Iondkarte, deren Ür- 
spruflg ihm unbekannt war, die sich aber nachher als die verkleinerte Kopie 
von Mädlers grosser Mondkarte erwies, welche Arago seiner populären Astro- 
nomie beigeben zn müssen geglaubt hat Beim Naehforscben in Mftdler's 
Karte &nd nnn Hr. Band Cäpron am Ort ?on Hyginus N «be ovale Zeich- 
nung, welche „recht bfibsch mit diesem Objekte korrespondiert, sobald es 
undeutlich gesehen wird oder schlecht erleuchtet ist/' Nach Hrn Wesley's 
Ansicht sieht die Stelle bei Mädler aus wie ein schwacher Hüg* 1. ,,Wir 
wissen aber," sagt Hr. Rand Capron, „dass dieses Aussehen (ähnlich einem 
Hägel) Kleinas Objekt (Hyginus N) unter gewissen ErleuchtungBVtthliitBlSBen 
darbietet^ und, fUirt er fort, obgleich die ovale Answeitong bk Beer und 
Mädlei^S Eatrte nur im rohen mit unseren modernen Zeichnungen korrespon<- 
diert, so scheine es ihm doch, dass ihre Position und ihr allgemeines Auff- 
sehen nahe genug mit denjenigen von Hyginus N übereinstimmen, um die 
Frage nach der behaupteten Neubildung desselben seit Mädler's Zeit eriiat- 
lich anzuregen. — Diesen Bemerkungen des Herrn Rand Gapron habe ich foir 
gendes entgegenzuhalten. 

Die MfidliBr^sche Mondkarte in ihren beiden Ansgahen inx ihir sohtfn 
viele Jahre früher bekannt, ehe Hyginus N sichtbar wnrde, ich habe aber 
nie eine Andeutung dieses Objekts darin finden können, auch Kr. Schmidt 
nicht Auf der Ranptktirte findet sich ein kleiner Hügel angedeutet der 
östlich von N liegen miisst/, auf der in grossem Massstabe von Mädler 
ausgeführten Darstellung der mittleren Mondregion, welche den Schuecken- 
berg nnoiluBt und ebenso die Gegend um N hemm, findet sich dlehts. lofh 
habe aber ausserdem auch die Original-Handzeichnungen Mädlers 
(die noch vorhanden sind) nachgesehen, anch dort findet sieh 
nichts, was auf das Objekt Hyginus N bezogen werden könnte. 

Herr l{and Capron «af?!, Hyginus N zeige sich unter gewissen Beleucht- 
ungen als soll wacher Hügel resp. helles Flpck(^hen. Das ist aber ein völliger 
Intimi. Hygiüus N zeigt sich uieiuäla in solcher Gestalt! Wer 
glanbt, ihn als hellea, hQ^lShnliches Fleckchen jemals gesehen zn haihen^ 
dem kann ich die feste Versicherung geben, dass er sich sehr getäuscht liät 
Südöstlich neben N, etwa 1 Meile davon entfernt, steigt das Terrain zu 
einem nieringen, von Schluchten zerrissenen Plateau aji und d»>psen süd- 
westlichste Ecke ist bügeiförmig aufgetrieben. Man kunu dies selir deut- 
lich sehen, wenn bei zunehmendem Monde die Lichtgrenze eiw^ü westlich 
von Hipparcb liegt und die Gmbe Hyginus samt der Mündung der grossen 
BiUe nodi im Schatten ist Alsdann erkennt man, dass der Hügel, den ich 
in meinen Zeichnungen mit h bezeichnete, am Rande des Plateaus steht, 
aber mit df*r in einem westlich daran streifenden breiten Thale liegenden 
kralei f imigeu Vertiefung N und dem südlichen Krater N" gar nichts zu 
thuu bat Dr. Klein. 

3* 



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— 20 — 



Alpelragiin d. Am 15. November 6^ nntilerar Zeit von EOln bot 
flieh eine günstige GeLegenheit, diese merkwürdige Formation zu beobachten. 
Der Mond stand zwar nicht sehr hoch, auch war die Luft keiueswegs riihif^, 
doch lag die Lichtgreiize des zimehmenden Mondes nur wenig östlich von d. 
BekannÜich wird Alpetragius d von Mädler als heller und ziemlich grosser 
Krater beecbiieben, während Schmidt fand» dass dort kein solcher Krater 
enstieri Nov. 15. zeigte sich d als helier elliptischer fleck, der offenbar 
eine BodenanschweUung ist, jedoch keinen Schatten warf. Südlieh li^ da- 
vor ein kleiner Krater, dessen innerer Durchmesspr nahe halb so gross er- 
schien als derjenige des kleinen Kraters ani nördlichen Ende der lanj^pu 
Wand bei Thebit. In der Umgebung erschienen in guten Momenten zalil- 
reiche kleine HügeL Der Krater ist nicht schwer zu sehen, doch kann er 
durchaus niclit derjenige sein, den ICfldler gesehen haben wÜl, resp. zeidi- 
nete. Dr. Klein. 

Ein wahrtoheinlioh veränderlicher Stern in der nördüohen Krone. Herr 

G. F. Chambers maelit darauf aufmerksam, dass ein roter Stern, der an 
folgendem Oüg des Himmels steht: Kektasz. 15^ 45"* 26*' nordl. Dekl. 
39® 54.7' wahrscheinlich veränderlich ist. Er kommt in John Herschers 
Beobaclituiigen als roter Stern 9.5 Gr. vor, aber Birmingham konnte ihn 
1873 im Mflrz nicht sehen, ebensowenig Ball in Dublin 1876. Chambers 
suchte 1885 August 18. den Ort des Sterns am Himmel auf und fand so- 
gleich an diesem einen augcnfiilligen roten Stern, der viel zu hell war, als 
dass er den genannten beiden Beobachtern hättn entgehen können. Seine 
Helligkeit war 8 Gr. und die rote Farbe sehr iiilensiv. Seitdem hat Cham- 
bers den Stern wiederholt beobachtet und keine Veränderuug seines Lichts 
wahrnehmen können. 

Astrophotographiflu Herr Direktor C. Mengering in Deutz bei KOln 
schreibt uns: „Mit meinen pbotographj8che& Versachsii bin ich endlich einen 
Schritt weiter gekommen, da es mir gelungen ist vom Monde Bilder zu be- 
kommen , die in den Ümrisssen scharf begren/t «ind und hoffe ich , dass es 
mir gelingen wird, nach genauer Ermittelung det) chemischen Fokus und der 
richtigen Eipositionszeit, auch in den Details scharfe Bilder zu erhalten. Ich ver- 
wende ftnsserst lichtemi^ndliGhBromsilbergehitine-Trockenplatten, deren Em- 
pfindlichkeit ich noch chidnrch bedentond vermehre, dass ich sie knrz vor dem 
Beliiditen einige Minuten deu Dämpfen von hochgradigem Atzammoniak aus- 
setze. Neuerdings machte ich den Versuch, die Sterne zu photographieren. 
und ferner die Bewegungen derselben photographisch festzustellen, was mir 
vollkommen gelangen ist. Unter anderen stellte ich den Polarstern ein und 
exponierte bei festgeklemmtem Beftaktor 28 Ifinnton. Diese Zeit genügte, 
am die Bew^grnng des Pdaiis auf der Platte sichtbar za machen. Venns 
exponierte ich, ebenfalls bei festgeklemmtem Eefraktor, 5 Min. lang und er^ 
hielt ein gutes' Rf>snltat. Teli zweifele demnach nicht, dass e« möglich sein 
wird auf plu t Lnaphischem Wege Orts-Bestimmungen auszutübreu und Orts- 
Veränderungen unter den Gestirnen zu konstatieren und habe ich mir die 
Anfgabe gestellt, diea weiter zu verfolgen. Nächstens mehr darüber.** 

Erlüirung und Benutzung der Planeten-Ephemeriden. Im Kachstehenden 
folgt f&r die nen «antretenden Abonnenten sowie für diejenigen Leser, welche 



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— 21 — 



mit der ^Bedeutung der in jedem Hefte gegebeaeu mouatliclieii Plaueten- 
steUnng nieht bekuint sind, eine knne ErU&mg derselben. 

IHe Oiie der Plaueten am Hinimel werden fClr die beigeschriebeaen Tage 
und den Zeitmoment des Mittags in Berlin angegeben durch Rektäszeilsion 
lind Deklination. Geozentrisrh Geissen dieselben, weil sie so angesetzt sind, 
wie sie eiu Auge im Erdmittelpunkte sehen würde. Die KektaszeusioDtt-»- 
und DekliuatioDäkreise au der Himmeläsphare entsprechen den Längen- und 
Breitenkreisen anf der Erde. Die BelctauuenBiotten dLhlt man vom Mhliugs- 
pnnUe gegen Osten, die Deklinationen vom Aeqttator des Hlminels beiderseits 
gegen (5e Pole hin. X"idliche Deklinationen werden durch +, südliche 
durch — bezeichnet Mau [)flf^j^ jedoch die Bektas/ensionen nicht in Gra- 
den etc. auszudrückcD, sondern in Stunden (h), Minuten (m) und Sekunden (s). 
Eine Stunde (l^) ist = 15 Grad (15 o), 1 Minute (1") = 15, Bogen- 
nunnten (15'), 1 Sekunde (1 ') =^ 15 Bogensekunden (IS")* Hiernadi kaiin 
man die Stunden und Hinuten der Bektassensionen bequem in Bogengrade 
umrechnen. Auf den Himmelskarten findet man meist die Bektaszensionen 
in Graden anceo^eben und es ist mm sehr leicht, den Ort eines Planeten, 
der in den l^ihemeriden nach ßektaszeosion und Deklination aufgeführt ist, 
auf einer Sternkarte zu bezeichnen und hiernach den Planeten selbst am 
Himmd zu finden. So ist im gegenwärtigen Hefte der Ort des lEais . iRlr 
iSSxz 5 so angegeben: Bektaszension Iii" 16" 255% BeUiuBtion + 9* 10' 38.4'^^ 
Will man hiernach den Ort des Mars- imf einer Sternkarte bezeichnen, s.o 
kann man zunächst von den Sekunden ganz absehen, da solche Genauigkeit 
hier nicht erforderlich wird. Nun sind 11 gleich 11 X 15^ = 165 ^ 
16 " = lü X 15' oder = 4», zusanmien also 169^. Die Dekfination i^t 
4- also nördlich und gleich 9<> 10'. Sucht man diesen Ort auf der Hiumiel^ 
kiffte, 80 trifft man auf das Sternbild des grossen L6wen, zwischen den 
Sternen S und v. Die Eoluume, welche übersdbrieben ist „Oberer Meridian^ 
durchgang", giebt den Zeitmoment an, in welchem der Planet südlich im Me- 
ridian steht oder kulminiert. Bei diesen Zeitangaben ist jedoch zu b^ 
merken, dass die Stunden astronomisch bis 24 fortgezählt werden und zwar 
von Mittag zu Mittag. Die Kulminationszeit des Mars am 5. März 12 ^ 24 
hetsst also in bflrgerlieber Zeit 6. Mftrz 24 » frOh nach Mitkendusht ' 

In der Rubrik Planetenkonstellationen bedeutet: Opposition eines 
Planeten diejenige Stellung desselben am Himmel, in welcher er der Sonne 
genau gegenüber steht und um Mitternacht kulminiert. Ein Planet ist ferner 
in Konjunktion mit einem anderen, wenn er von der Erde aus gesehen 
bei diesem zu stehen scheint. Konjunktion m iUktaszeiiäiun tritt em, 
wenn beide Gestirne gleiche Bektaszensionen haben, ist auch die Dekliiiatioii 
heider Gestirne gleich, so tritt (fflr ein Auge im Erdmittelpunkte) eine Be- 
deckung ein. Ob diese Bedeckung auch für bestinmite Punkte der Erd- 
oberfläche stattfindet, kann in jedem Falle nur eine besondere Berechnung 
entscheiden. In der Monalbepiiemende werden diese Bedeckungen für Berlin 
angegeben, so dass man sich näherungsweise auch für benachbarte Orte dai- 
nach richten kann. 

Die Stellungen der Jupitermönde sind so angegeben, wie sie sieb 
zu den betreffenden Zeiten in einem astronomischen Fernrohre (welches die 
Gegenstände umkehrt) zeigen. Die weissen Kreise, bezeiüduien den Jtt|ittf. 



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_ 29 — 



und die Monde dad dnrdi die ihnen nkommenden. SaUen 1 bis 4 unter» 

sdiieden. Die Bewegung jedes Mondes geschieht allemal in derRichtuiig von 
dem Punkte, der ihn bezeichnet zu der betreffenden Zahl. Ein weisser Kreis 
am Bande bedeutet, dass der betreffende Mond vor der Scheibe des Jupiter 
steht, ein schwarzer Kreit, dass er Terfinstert ist, d. 1l kn SeMMi iw 
Jupiter verweilt Die 4 Figuren oben seilen fltr jeden der Tier Monde die 
Stellung, in welcher er beim Eän tritt in den Schatten des Jupiters rersch windet 
(d) oder beim Austritt aus dem f^ohatten wieder erscheint (r). Im Monat 
Mär? 1886 stehen die Monde beim Eintritt in den i^chatten (d) aii^sfT- 
ordentlich nahe am Kande der Jupiterscheibe, weil Jupiter in di^em Muuate 
!n Oppeeition nur Sonne kommt 

M HeMerlwIt der MIolils Iti ERQleiid. Es kann keinem 9wM wo/bet- 
K^gen, dB» BngkDd dasjenige Land ist, in welchem während dtf letzt- 
verflos?^eTien hundert Jahre die moiston astronomischen Beobachtungen und 
Kiitderkungen gemacht worden sind. Um so interessanter ist nun eine Sta- 
tistik, die jüngst Johnson Teröffentlicht hat über die Zahl der heiteren 
Nute in Enghmd während der Jahre 1859 bis 1884. Hiernach TBiiiert 
diese jtiiriioho Annbl swisehen 44 nnd HO. Man kann hieraaeh nicht gerade 
behaupten, dass der britieobe Himmel asfaronomisclieBeobaielitangen begOnstige. 




MdiTfire grta wi kl« Mrte 

Ton ausgezeichneter Leistung, mit oder ohne Stativ, 

sind preis würdig zu verkaufen. Wegen näherer Auskunft woUen 
sich Beflektanten an mich wenden. 




««▼•rkanfen. D r. Oppenheim. Berl in, Blumeshüf 

Pl(«i|ft«okon$teilation«{) 1886. Mä^z 18>> Saturn wird siUitiunär. Mäi% 3. U 
Yenits noft dem Muude in Xonj. in Bektau, März 5. SonDeofinsteniiss, uasichibar b«i 
nns. Mirz 6. Mars in Opposition mit der Sonne, MStz f> 7'^ Merkur mit dem 
Monde in Konj. ia BektMz. Marz 9. 15^ YenuB wird stationär. März 10. 51^ Her« 
kur im Mmtigmdeu Knoten. M&rz 10. 201^ Neptun nait dem Hinte i> Koaj. in 
I^ktasz. März 1". 17^ Saturn mit deQi Mowik in Konj. iu BskJsua. März 14. 19*» 
Herkur im Ferihel. Marz 18. 14^ Mars mit dem Monde in Konj. in Bektasz. März 
19. 21>> Jupiter mit dem Monde in Konj. in Bektasz. M&rz 20. 8l> Uranus mit dem 
Monde in Konj. in Bektasz. März 20. 5* Sonne tritt in das Zeichen des Widder«. Prüh- 
lingsantang. März 21. 8>> Jupiter in Opposition mit der Sonne. Mftn 21. Merknr 
in gröaster SfitL £^o»g»tioQ, 18* 99*. März ^;^ 0^ Sttarii fiQQaaamtar mil- dpr Sonne. 
März 2''. 2^ Merkur in gn"8spter nördl. heliozentrischer Breitf März 25. 2^1» Uranus 
in Opposition mit der Bonne. M&rz 87. Venns im grössten Glänze. März 89. 15 >> 
]C««|eWv fliid itatiiate JUm tt. m> ümim nit im IMe fa EmM. » Mtei; 



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Stellmig der JupitemdMle Im Un m mn 13^ mitU. Greenw. Zeit 
Phasea der Verfinsterungen. 



o 



O 



IV. 



Tag 






1 
1 






•S 


O -4 




*i#-2« 


o 


•3 l-O 4-2. 


3 








2-4- \ 


0 .? 












4- 


•81. < 








5 






4. 


O 1-S 8- 






6 




4- 




•1 O 






7 




•4 




Ol* 






8 






-4 ^ 






•2« 


9 


Ol- 




-4 


•so 2« 






10 




II 




12 


o i-* »• 










•1 O 3-2 


4 




14 






» 


o 1- 




•4 


1 






-8 


•1-20 




4- 


16 






•8 


.1 0- 8- 




4> 


17 


02- 






O'l 




•8« 


18 




19 




29 


4.1 O t 


21 






4. 


24»- O 1* 






22 




4- 




? o 






28 






'8 


Ol. •« 






24 


02- 






•08 






25 






•4 


1- o »• 






26 






4 


O '21 S. 






27 




28 


»8- O 


29 






8. 


? O -4 






'30 






'8 


G 1' -2 






31 












•4 



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— 24 — 



Planetanstelliuig im M&rz 1886. 



imtag 



5 

10 
15 
20 
25 



5 
10 

15 
20 
25 
80 

5 
10 

15 
20 
25 
80 

8 
18 
88 



6«oientr. 
B«ktMieiuion 
k. m. •. 



0«OMatr. 
DeklioAtion 

0 ' " 



tion 
h m 



Ocozentr. 
B«ktattzenBion 
h. m. s. 



Oeos«Btr. 
Deklination 

Q i 4i 



tion 
h m 



M e 



23 35 
0 8 



39 

3 
19 



21 81 
81 89 
21 31 
21 37 
91 46 
81 57 

11 16 
11 8 

11 1 
10 54 
10 48 
10 48 

18 18 

12 8 
12 3 



10-44 
50-65 

21 - 68 
5049 

9.26 
41*87 

210 
19'86 
3270 
18*80 

7*08 
84-66 

2-55 
84-04 

14-09 
23-00 , 
17 41 : 
1044 

J u 
48K)5 

6-41 

22- 88 



r 
3 
0 
5 
9 
U 
+18 

• n 

— 6 
7 
8 
8 
8 

— 8 



k y 
40 
54 

19 

0 

28 



r. 

13-6 
567 
33-6 
426 
9-1 
9-0 



u t. 

24 10-0 
81 U'8 
5 23-7 
33 56 6 
46 451 
40 47-8 



M 

+ 



r 

10 38-4 
52 21-0 
30 8-3 
16-9 
361 
28-7 



10 

11 2 
11 27 

-11 45 



i t e r. 
• 0 90 10-1 

0 50 54-2 
' 1 21 47-4 



0 43 

0 57 

1 8 
1 12 



1 
0 



8 
53 



22 39 

88 17 

22 0 

21 46 

81 85 

81 26 



12 24 

11 56 

11 29 

11 3 
10 37 

10 12 

18 8 

12 24 

11 40 



8 
18 
28 



8 
18 
88 



8 

14 
26 



S ■ 

6 6 21-R4 
6 7 11-79 
6 8 48-74 

U r 

12 24 50*44 
12 88 1S3-78 
18 81 48-56 

N e 

3 34 15-84 

3 25 11-30 
3 26 23-08 



t« r n. 

+22 46 26-3 
82 47 59 9 
+28 49 19-7 

8 n u t. 

— 1 51 50-2 
' 1 41 58-1 

— 1 81 88-8 

p t u n. 
+16 58 58-0 

16 57 4 8 
+17 2 5-3 



7 2 
6 28 
5 46 



13 
18 
11 



21 
40 
69 



4 44 

3 57 
3 11 









m 


Mondphasen. 


März 


2 






Mond in Erdferne. 


M 


13 


2 


10-8 


Eretes Viertel. 


n 


18 


0 




Mond ia Endaihe. 


n 


19 


17 


30-3 


Vollmoud. 


» 


86 


28 


37-8 


Letztes Viertel. 


fV 


89 


22 




Mond in SidftnM. 



Bternbddeokunffen. daroh den Mond für Berlin lööQ. 



Monat 


Stern 


Gröcae 


Eiutritt 


Austritt 






h m 


h m 


Hta 9. 




4-3 


7 86-6 


8 85-4 



(Eiutiitt in den Sehfttten.) 



1. Mond. 






2. Mond. 




März 1. 13b 2» 41* 




März 1. 


III» 7m 


30- 7« 


8. 7 80 841 




8. 


18 48 


53-7 


8. 14 55 30-6 




15. 


16 90 


86-2 


10. 9 23 52-6 










15. 16 49 4*1 










17. 11 17 88 0 










(Ansferitt ans < 


Ion 8 


efanttoi.) 






24. 15 22 13-3 1 




26. 


10 59 


88-6 


2(; 9 50 38-5 1 










17 ITi 











Lag« und QrtiM dat 8aluniringes (naeh Beaael). 

Min 10. Grosse Achse der BingelUpse: 42-75"; kleine Achse 1919". 

Erhöhnngswinkel der Erde über der Bingebeoe 26" 40*1' mdl. 
Mittlere fiddefe der EUiptik Hin 11. 88« 87' 14*60" 

Scheinb „ „ „ 23° 27' eUß^ 

Halbmeuer der Sonne • » „ 16' . 7*6" 
Faiallaxe „ »90" 

(Alle ZeitAa{»b«a iimIi mltilerar B«rUa«r Zell) 



Dndt vn B«ak a Sehitaer te Laiprif. 



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Neue Folge Band XIV. ^ Heft 2. 

SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

fattnlorgan Br iB» Frwnde ni FWbw dar mimUtnfa 

Herausfjegeben unter Mitwirkung 

herTOrrftgender FacIiiiiänTipr und astronomischer SckriftsteUer 
Ton Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln 

- .^AA^ „WiaMB and Järkfliulea lind di« Fniul« und die 



Ittbftlt: TXnuBt Staim Im OHon. B. 19. — Xtbat dl» i«lMl*» rautfigkett mwlllkOrUoher BMb* 
Mlit«iig«D 4« ToUdMikd^kaM. Ton OlMKlAnv Mn Iteiälils 8. W, ^ Dm 8taKiMdbiiappenreg«a dM 
S7. MovraHMC IMi^ 8. 88. ^ Itac •elitali'lUg« IMksktor der Kwm'tcfco Mv«tat«n>wwrto sa UbMi. 
lUtgsteat ^ Dr. 7. Mmunt ift Sttteh. (N«brt AbUldung »af TftAd II). 8. 40. — TtBndnhM HMb- 
ilolMiiBi Di« MtauHtaiKM dM BfttanmoadM Ttfbyt. 8. 4A. ^ DI« bwidii» ■uMiwi Xaad» das UntttM. 
8. 44. — Dto BotattonadaaM da« Ibm. 8. 44. — Dm 01|J«lettv dM gronan Bafrmkloia m Sin». 8. 44. 



— Kam ZMBataB. 8. 44. MoadbaobMlltaac. 8. 44. — Dar imaa Bafkmklor dar fllHswalla ml Pol- 



8. 4ft. — Fbotogn^Ua dat ManiUBnala. 8. 48. — Du Spaktross des nana Stana la 

S. 4« Nena n«iiataii. 8. 46. — Inaat»«. 8. 48. — Plapatanton »tcllatioiian Im Apfült88 
8. 46. — 8leUujag der JapitaimQoda im Aftil 1666. 8. 47. — PlMMtealalla&g im April 1686. 8. 48. 



Neuer Stern im OnoiL 

HeiT J. K Gk>Ye zu Bdt» in Irland hat Müfte Dez^ber 1885 einen 

roten Stern 6. Gr&sse nahe bei x' (54) Orionis beobachtet, der weder in 
Hardiujjs Knrten noch bei Heis oder in den Bonner Karten vorkommt. 
Zu Dun Echt wurde das Objekt Dez. 17 gefunden, als Stern G S Gr. und 
von orangeroter Farbe. Das Spektrum desselben war sehr schön und vom 
3. Typus, es zeigt 7 dunkle Banden, während die Intervalle^ besonders im 
grünen und blauen Teile, von hellen Linien durchzogen waren. 
Der Ort des Steins (für 1886) ist: 

Rektaszension 48« 59« DekL + 20« 9*4'. 

Herr Baron von Engelhardt in Dresden hat auf seiner Sternwarte die 
Nova am 18. Dezember beobachtet. Er fand sie 6'6 Grösse, bei ihr steht 
ein bläulich weisser Stem 10*5 Gr., der ihr slldlich folgt: Distanz 58", 
Pos. Winkel lOß« 48'. 

Nach einer Beobachtung des Herrn Dr. £. von Bebeur-Paschwitz zn 
Kfurlsruhe vom 28. Dezember ergab sich der Ort des Sterns (1885,0) 

Rektaszension 5^ 48» 69.5" Ddd.4-20« 9' 14" 

Die Helligkeit der Nova war G"2 Grösse und der Stern zeichnete sich 
dmch ein sehr rabiges rötliches Licht ans. 

Sblu 1881. Hall 8. 8 



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— 26 — 



Der Direktor des astrophysikülisclien Observatoriitins m Pot'^dam, Herr 
Professor Vo^el, schreibt unter dem 27. Dezbr. an den Herausgeber der 
Astr, Nackriciiten: 

«Arn 20. Dez. habe ich bd ausgezeidmeter Luft das Spekianun des Siems 
genauer untersuchen können. Es ist ein schön ausgeprägtes Spektrum der 
Klasse lUaf in dem sich viele dunkle Banden mit Leichtigkeit erkennen 
lassen. Ganz besonders auffaUend ersokeint ein dunkler Absorptionsstreifen 
W. L. '508 bis 496 Mill. mm. 

Wie es häufig bei sehr stark ausgeprägten Spektren dieser Klasse der 
Fall ist, bat man bei Anwendung mäfsiger Zeretarenung aadi h&m Spekbrnm 
dieses Sterns auf den ersten Blick den Eindruck, als ob das Spektrum mit 
einzelnen hellen Linien durchsetzt sei, obgleieh nur durch den Kontrast Ton 
sehr dimklen Banden und schmalen linieiuurmen Teilen des Spektrums jener 
Eindruck hervorgebracht vnrd. 

Das Spektrum war heil genug, um Messimgen mit einem Spektral- 
apparat Ton mittlerer Zontreuung ausfUtren za kSoneii. Im Mittel ans 
don^bsehnittUch 6 Einstellungen ergab sieb: 

1. 15 '3 7 Dunkler breiter Streifen. 

2. 15.75 Helle Stelle, die den ilindrack einer bellen Linie macht 

8. 17.99 Ende einer zimnUcb dunklen nacb Rot rerwascbenen Bande. 

4. 18,17 Helle linienartige Stelle im Spektrum, ' 

5. 19,94 Ende einer sehr dunklen nach Rot verwaschenen Bande. 

6. — Dicht auf die vorige Bande folgend eine helle Stelle, die ganz 

den Eindruck einer hellen Linie hervorbringi 

7. 21.71 Ende der dunkelsten breiten Bande. 

8. 21.96: Helle sobmale Stelle im Spektrum, wie eine belle Linie auf- 

leuchtend. 

9. 23.88 Helle linienartige Stelle, einer dunklen Bande folgend. 

Von der ersten dunklen Bande ist nocb im Bot ein breiter dunkler 
Streifen zu erkennen; auf die letzte im Spektrum gemessene Stelle folgen 
noch einige dunkle Streifen. 

Ich habe nach Vollendung der Melsungen im Spektrum des neuen 
Sterns das Femrohr auf or Orionis gerichtet und mit demselben Spektral- 
apparate die Hauptlinien und einige der besonders heil erscheinenden Stellen 
im Spektrum dieses Sterns gemessen. 

1. 15'85 D-Linieu, die sich deutlich von einer breiten dunklen Bande ab- 

iioben. 

2. 15.80 Eine auffallend helle schmale Stelle im Spektrum. 
8. 17.94 Ende einer Gruppe dichtstefaender Linien, 

4. 18.14 Sdir beUer schmaler Streifen im Spektrum. 

5. 20.00 Magnesiumlinien, die das Ende einer Gruppe TOn sehr engsteben- 

den Linien bilden. 

6. 20.10 Linienartig aufleuchtende Stelle, selir intensiv und auttailend. 

7. 21.78 Ende einer (hier in Linien auf löslichen) Bande. 

8. 21.92 HeDe Stelle, lioienartig. 

9. 23,88 Helle Stelle, sehr sebmal linienartig, Torber eine dunkle Bande. 



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— . 27 — 



Zur licsseren Beurteilung der, in anbetraclit der Schwierigkeit der Mes- 
simgeu bei dem schwachen Sterne, sehr befriedigenden Übereinstimmung 
inbezug auf die Lage der Banden in den Spektren des neuen Sterns und 
a Orionis lasse ich die obigen Messungen in Wellenlängen (Mill. mm) aus- 
gedrftckt folgen. 



Neuer Stern et Orionis 



1. 


588.8 


589.2 


6. 




515.3 


2. 


581.4 


580.4 


7. 


496.8 


496.1 


3. 


544.1 


544.9 


8. 


494.4 


494.7 


4. 


541.8 


541.8 


9. 


475.1 


475.1 


5. 


517.8 


516.6 









Neuer Stern a Orionis 



Das Spektrum des neuen Sterns zeigt hiernach keine besonderen Ab- 
weidumgen und ist znr Klasse Illa sa rechnen.* 



Ueber die idatiTe Häufigkeit nnwilUdlrlieher Beobaclitiiiigeii 

der Yollmondphase. 

Von Oberlehrer Max Bascliig. 

Wie beharrlich auch von den ältesten Zeiten her*) an einen entechei- 
dendeo Einfluss der Mondphasen auf die Witteiungserscheinungen geglaubt 
worden ist, die wissenschaftlichen Untersuchunp^en liber die Berechtigung 
jener Meinung — und sie bilden bereites eine Litteratur für sich — **) 
ergaben noch immer ein negatives liesultat. Woraus trotz der wiederholt 
erwiesenen Wirkungen des Mondes anf die ahnosphSrische Ebbe und Mnt 
wie einzelne meteorologische Faktors, welche aus eben jener Litteratar 
ersichtlich sind, dieses negative Gesamtngdbnis erklärlich wird, ist oft er- 
örtert und namentlich darauf hingewiesen worden, dass auf bescliränkte 
lokale Witterungsverhältnisse jener Einfluss sich am allerletzten geltend 
machen könnte.***) 

Koch 9Aer M als die ohenerwShnte allgemeinere Meinung pflegt die 
spezielle Behauptung angestellt und yerfochten zu werden, dass der Voll- 
mond eine Art zerstreuender Wirkung auf die Wolken sastLbe, und gewisse 
moderne Wetterpropheten haben \\\r noch neuerdings Vorschub pe1 eistet. 
Aber auch dieser Meniung widersprechen an rerschiedenen Orten über die 
Bewölkung bez. Heiterkeit des Himmels angestellte Beobachtungen, unter 
anderem Ton Dr. Hennann J. Klein zusammengestellte siebenjährige Be- 

*) Einigem Ge^cbichtliclie hierüber findet sich in rinem Aufsatz: , Glaube und 
Aberglaube in der Witt^rungskunde'* von Dr. J. van Bebber; Februarheft des ,Hum- 
boldt* 1885. 

**) Über diese geben wohl den erschöpfendsten Aufschluss die neu erschienenen 
beiden Worke: /tpnphysik von Dr. S. Günther" iiriil .Handbuch der ausübenden 
Witterungökuude von i)x. J. van Bebber," ersteres im ii. Bd. S. 177 ü., letztere«» hn 
L Tal S. 18—189. 

***) nierüber s. Prof. PrestpV^ Ausführungen in rlen Kl. Schriften d. naturf. Ges. 
zu £mden XVü S. 17 u. fl. (nach einem Berichte in Eleins Revue 4. Bd. 1876. S. 260) 
nie die BcUnaatheBen Aber dieMm Pttnkt in den oben dtierfcen Werken. 

8» 



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obachtungen in Köln und solche von Ellner aus den Jahren 1856—1864 
zu Bamberg*) und nach Erörterung insbesondere der Beobachtungen von 
Schübler''''*') und Schiaparelli konstatiert vau B ebber als Resultat, 
dass der Einfluss des Mondes auf die Bewölkung entweder nicht 
Yorhanden oder doch so schwach sei, dass er aus den oben bezeidi- 
neten langjährigen Beobachtungsreihen nicht nachgewiesen -werden kann. 
Dieser Widerspruch zwischen Wissen und Meinen schien uns namentlich 
bei der weit zurückreichenden Geschichte, welche jene Meinung hinter sich 
hat, zum mindesten der Erklärung durch einen uns täuschenden Ein- 
fluss auf unser Urteil zu bedürfen. Wir fanden diesen Dinflnss aber 
in der Dauer der zwischen Sonnenuntergang und Sonnenaufgang 
uns gebotenen mittleren Beohachtungszeit der Phasen einerseits 
und in den Verhältnissen der vom Monde uns während dieser 
Beobachtungszeiten zugesandten Lichtmeugeu andrerseits. 

I. 

Da uns nun zur Erklärung der mehrfach erwähnten Meinung voll- 
ständig auszureichen schien, festzustellen, dass die Zahl der imwillkUrlichen 
Beobachtnngen des Vollmonds überhaupt, und somit auch — ohne jeden 
Einflnss auf die Bewölkung — desselben am unbewölkten ffimmel, die Zahl 
der unwillkürlichen Beobachtungen der übrigen Phasen wesentlich über- 
steigt, so setzten wir uns vor, die oben definierten Beolisiclihmgszeiten der 
Phasen in ihrem gegenseitigen Verhältnis zu ennitteln; denn es ist zunächst 
— ohne Ilücksicht aui die Lichtintensität der i'hasen — die Zahl der un- 
wiUktlrlichen Beobachtungen notwendig den für die Beobaehtong daige« 
hotmen Zeiten proportional zu setzen. 

Da es sich nun bei Ermittelung dieser Zeiten im Yorlieg«iden Falle 

nur um Durchschnittswerte fiir eine soweit hinreichend grosse Anzahl von 
synodischeu Monaten handelt, dass in ihr alle Ungleichheiten der Mond- 
bewegung durch gemeinsame Periodizität sich ausgleichen, so kann an Stelle 
der wirklichen Mondbewegung am Himmel eine ideelle der Art gesetzt 
werden, dass Mond und änne mit emer aus ihrer wirklidien al^eleiteten 
durdischnitfclichen Winkelgeschwindigkeit auf einem durch den reinen Ost- 
und Westpunkt gehenden Kreis, also etwa im Himmelsäquator sUh be- 
wegen; nur ist hinsichtlich der Erleuchtung des Mondes auf die hierdurch 
bedingten Finsternisse keine Rücksicht zu nehmen; ebenso kann ohne er- 
heblichen Fehler der sich zum grossem Teil für beide Gestirne gegen 
einander aufhebende Einfluss der Be&aklaon unberaekBichtigt hleiben; 
endlich können gleich&lls ohne erheblichen Fehler die Sonnenstrahlen fbr 
die Distanzen der Mondbahn parallel angenommen werden, da die Berück- 
sichtigunir ihres Winkels sogar einen, wenn auch nur unbeträchtlichen 
Vorteil für das zu erlangende Resultat ergeben würde, auf den um 
der Einfachheit der resultierenden Zahlenyerhältnisse willen rerzichtet 
werden soU. 



*) Allgem. Wittenmgskimde toh Dr. H. J. Klein, 1888. S. 2S5 fl. 
*^3.vAn Böbbers Handbuch S. 1S5~164. 



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— 29 — 



Unter den vorstehenden Vomnssetzimgen nun soll die Zeit jeder Phase 
von der vollen Beleuchtung des ihr vorausgehenden bis zur vollen Beleuch- 
tcmg des ihr folgendea Oktanten geredinet und die einzelnen Beobachtnngs- 
zdten zwischen Bonnenuntergang und Sonnenaufgang nach den wShraid 
einer Nacht zurückgelegten Bogen am Himmel gerechnet Averden. Be- 
aeichnen nun N, E, V, L beziehentlich die Zeiten der Beobachtung für die 
Phase des Neumonds, des Ersten Viertels, des Vollmonds und des Letzten 
Viertels, so ergiebt die Bestimmung der Mittel aus jenen Nachtbogen für 
diese Grössen sofort die Plroportion: 

N:E:V:L = 1:4:7:4 

Obwohl nun eine Ermittelung der effektiven Werte aus dem Kalender 
wegen der hier ^pemaelitai Toraossetznngen einer gemeinaiunen PeriodizitBi 
aller Ungleichheiten der Mondbew^nng die Berücksichtigung einer sehr 
ausgedelmten Zeifcperiode erfordern würde — nicht einmal der Meton sehe 
Cyklus würde ganz genüj^en — und auch die oben envühnteii Vernach- 
lässigungen eine wenn auch geringe Abweichung so ermittelter Zahlen- 
verhältnisse von den obigen herbeiführen müssen, soll doch durch einige 
effektive Werte das oben ermittelte Resultat kontrolliert werden. Es ge- 
nügt hienm den natttrlich wesentlichsten Einflnss der yerschiedenen T^es- 
länge und der verschiedene Jahreszeiten dadmnch zu eliminieren, dass man 
je 4 aufeinanderfolgende Phasen von je 4 einander möglichst entspreclT-iv 
den Zeitpunkten des Jahres aus berücksichtigt. Hiernach fand sich z. Ii. 
alä Summe aus den in Stunden ausgedrückten Beobacbtungszeiten für die 
Monate Januar, April, Juli, Oktober des Jahres 1882 nnd weiterhin März, 
Juni, September, Desonber des Jahres 1883 ftr die einzelnen Phasen nach 
den obigen Bezeichnnngen: 

1882 1888 Burchschnitt: Verhältnisse: 



N:. 


43n. 


4'n8 


45,45 


1 + 


£: 


166,„ 








V: 


310^0 




308,„ 




L: 




164,,.^ 






Sa. 


693^5 


693^ 




le. 



Mit Rücksicht anf die ünvollkommenheit^n ihrer Ennittelnng dürfte 
die Annäherung der vorstehenden Durchschnittszahlen an die unter den 
obigen Voraussetzniiq^en gefundenen reinen Zahlenverhältnisse immerhin 
eine sehr befriedigende sein. Es wür^len wonach in der That naeli der 
oben erwälinten ProportionaJitiit zwisciien den Anzahlen unwillkürlicher 
Beobachtungen nnd den dargebotenen Beobachtongszeiten je einer Be- 
obachtnng der Neumondphase (gerechnet vom letzten bis ersten Oktanden), 
je vier Beobachtungen der beiden Viertel und sieben Beobachtungen des 
Vollmonds entsprechen orler nnf 16 Mondbeobachtungen überhaupt 7 Be- 
obachtungen der Yollmoudphase (in ihrer oberwähnten Ausdehnung) zu 
rechnen sein. 

Dem ISnwande gegenüber, dass die angenommene Daner der Phasen 
und also auch der Vollmondphase eine zu grosse sei, wdl die bei Beginn 
derselben sich Ober 3 Oktanden ausdehnende Belenchtong noch nicht das 



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— 80 — 



Ansehen des Vollmonds biete, ist zunächst darauf hinzuweisen, dass die 
hier in Betracht kommende Projekidon auch im ungfinfltigBtea Falle nidit 
*/^, sondern circa ^'/^^ der Mondscheibe belenohtet wscbeinea lasst, die 

dnrdiBChnittliche Grösse dw Phase aber mit Berücksichtigung ihrer wach- 
senden BeobachtTm^szeit eine (hircbschnittliche Beleuchtungf von 
fast genau ^^j^^ der Mondscheibe ergiebt. 

Dagegen Hesse sich, da es sich hier nm unwillkürliche d. h. nur ge- 
legenthch von Laien angestellte Beobachtungen handelt, mit Recht ein- 
wenden, dass für solche die volle Nacht als Beobachtungszeit im allge- 
meinen nicht in Frage kommen könne. Obwohl mm durch Annahme 
einer abgekürzten Beobachtungszeit eine gewisse Willkür in diese Be- 
trachtung eingeführt wird, soll ihr doch einmal dahin Rechnung getragen 
werden, dass die erste Iliilfte der Nacht, also die Zeit bis Mittemacht, 
zur Ermittelung der fraglichen Verhältnisse nebenbei allein in Be- 
tracht gezogen wird. Dann ergiebt sich auf dem oben angedeuteten 
Wege die anderweitige Proportion: 

: E' : V' : L' = 1 : 7 : 7 ; 1 

wo N' E' V' L' entsprechende Bedeutung haben, so jedoch, dass die ab- 
solute Zeit der Neumondbeobachtuugen hier die Ilälfte der früheren ist. 
Auch hier ergiebt eine entsprechende Zusammenstellung der Beobachtnngs- 
zeiten aus dem Kalender bei gleichmässiger Berücksichtigung der 4 Jahres- 
zeiten eine befriedigende Übereinstimmung; nur ergiebt der bei den oben 
ermittelten Yerhältoissen vernachlässigte Emflnss der Refraktion hier mu 
deswillen noch ein geringfügiges Plus für die Phase des Vollmonds, weil 
in der zweiten Hälfte des Ersten Viertels die Verkürzung der Zeit des 
Mondscheins rlurch die "Refraktion bei der Sonne nicht aufgehoben wird 
durch eine eiUsprecliende Verlängerung für den Mond selbst, der für diese 
Phase vor Mitternatht den Horizont nicht mehr erreicht. 

liiernuch müsste nun, von dem eben erwähnten geringfügigen Plus zu 
Gunsten des Vollmonds abgesehen nnd ohne Berttdraichtiginig der Licht- 
intensität der Phasen eigentlich die Meinung entstehen, dass Vollmond und 
Erstes Viertel in gleicher Weise, kurz der zunehmende Mond überhaupt, 
einen zerstreuenden Einfluss auf die Bewölkung auszuüben im Stande sei, 
abgeleitet von seiner relativ häufigen Wabrnehmnng luiter den sämtlichen 
vier Phasen. Obwohl uns eine derartige Behauptung nicht bekannt ist, 
dürfte doch die bedentsame Bolle, weldie mau dem zunehmenden Monde 
in den Angelegenheiten des bürgerlichen Lehens hekanntermafsen zuweist, 
mit darauf zmrttckzuführen sein, diiss unter j* 1 Beobachtungen des Mondes, 
während der ersten Hälfte der Nacht sich der Wahrscheinlichk^'it mich 
nnter den obigen Voraussetzungen stets 1 + 7 + 4 = 12 Beobachtungen 
des zunehmenden Mondes befinden. 

Übrigens beträgt in beiden Fällen, sowohl für die ganze Nacht, wie 
för die fiäfte deoselhen bis Mitternacht die Zeit des VoUmondscheins 
^/j^ von der Beobachtongszeit der gesamten 4 Hiasen; nur kommt im 
letzteren Falle die Bephachtmig^zeit des Ersten Viertels deqemgen des 
Vollmonds gleich. 



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— 81 — 



Vor allem aber könnten die vorstehend ermittelten Zahleuverhältnisse 
unwillkürlicher Mondbeobachtongen reelle Geltung nur beanspruchen, wenn 
die Lichtintensität der einzelnen Phasen ohne Einfloss auf die Zahl solcher 
Beobachtungen wäre. Dies ist aber selbstverständlich nicht der Fall, und 

es müssen demgemäss zur Gewiummg von der Wirkliclikeit entsprechender 
Zahleuverhältnisse unbedingt die Lichtintensitüten der Phasen nach Mög« 
lichkeit zahlenmässig in ßetracht gezogen werden. 

n. 

Als Gnmdsats Inon hier TorangesteUt werden, dass em Stern von 

doppelter Lichtintensität unsere Aufmerksamkeit doppelt so oft auf sich 
lenken wird, als ein solcher von einfacher Lichtintensität, oder dass die 
Zahl der unwillkürlichen Beobachtungen eines Gestirns proportional zu 
setzen ist, seiner Lichtintensitiit — sonstige Umstände der Beobachtung 
als gleich angenommen. Die Lichtverhältnisse der Mondphasen sind mm 
h^auintlich von Lambert unter Voraussetzung dner glatten zerstreut 
reflektierenden Mondoberfläche durch eine sehr einfache Formel dargestellt 
worden; nach ihm ist das Verhältnis der Lichtmengm zweier Phasen T 
und v' dargestellt durch den Bruch: 

sin V — T cos ▼ 
sin — 7* cos 1* 

Jedoch entspricht die so entwickelte Kurve der Lichtintensit&t für einen 
Mondumlauf den von Berschel und Zöllner durch photometrische Mes- 
suncren festgestellten Beobachtungsgrössen so wenig, dass, während die 
Lambert sehe Kurve für die Abscissen um 180'\ also in der Nähe des Voll- 
monds der Abscissenachse parallel verläuft, die aus den Beobachtungen ab- 
geleitete Kurre an dieser Stelle dne entschiedene Spitze aufweist, von 
welcher die Kurve zu beiden Seiten nach den Vierteln, stett wie bei Lam- 
bert in konvexem, vielmehr in der Hauptsache nach konkaven Zwdgen und 
sehr steil abfällt. Es gelang mm Zöllner*) durch Substitution einer kan- 
nelierten (mit durchgehenden Erhebungen versehenen) Mondkugel — für die 
Eechnung selbst: eines entsprechenden Cylinders von '■^j^ Höhe — eine 
Formd zu oitwickehi, welche weniflatemi Tom Vollmond bis zu den heidea 
Vierteln den Beobachtungen Herrsdiels sowohl wie seinen eignen in sehr 
befriedigender Weise entopridit; das Ton ihm gefundene LichtmeDgeuyer- 
hältnis ist: 

sin (v — ß) ~ ( v — ß ) cos (v — ß) 
sin {y' — ß — (V — ß) cos (V — ß) 

WO V die ^londphase, ß den Neigungswinkel der parallel zur Drehungsachse 
gedachten durchgehenden Erhebungen bedeutet; er bestimmte diesen Winkel 
zu 52®, so dass allerdings für Phasen unterhalb dieses W inkeiH die jb ormel 
nicht mehi- brauchbar ist. Diesem L beistände begegnet er durch die An- 
nahme, dass jene Erhebungen nicht scharfkantig, sondern dnrdi eine der 
Oberflfidie des Gylinders konzentrische Flache abgestumpft säen und Er> 



*) FhotometEisehe üntenuehnogen, Leipsig 186& & 



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.— 32 — 

gSnzung der Formel durch ein der Lambert'schen Formel i ntsj reeiieiides 
Glied, ohne jedoch hierfür eine gleich strenge Entwickelung zu geben. 
Diesen GranMtKen entspredicaid, soUen ftr den ganzen VerlaxdT der Mond- 
phasen von 0^ bis 180^ die in ihrem ersten Teil der Formel, im Weiteren 
der Beobachtungskurve Zöllners entlehnten Lichtintensitäten für Stu- 
fen von je 15° durch folgende Verh&ltniszahlen *) dargestellt werden: 

Ohk) %2 1« '^1 16,2 22,, 33,0 

far: 7V 22%*^ 52^2** öTV^o S2'j^^ 97^/,o 112^,*^ 127»/.« 

46„ 66„ 89,", 
für: 142^ IST^^^ 172^2** 

Da die geringen Abweichungen bei dem fttr den abnehmenden Mond 
entwickelten Kurvenzweige sich wesentlicher erst in dem an sich schon 
hypothetischen Teile dieser Kurve (vom letzten Viertel abwärts) geltend 
nmchoi, so setaoi nir diesen Zweig dem andern kongruent. 

Ber&cksichtigt man nim die yerschiedene Daner des Mondscheins in 
den aufeinanderfolgenden Stufen durch Multiplikation der obigen Angaben 
mit den ungeraden Zahlen als den jenen Zeiten entsprechenden Yerhältnis- 
zahlen, so ergiebt die Berechnung der Mittel fttr die mittleren Licht- 
intensitäten der vier Phasen: 

Berücksichtigt man, um dem früher erwähnten Einwand zu begegnen, 
die Dauer der Sichtbarkeit des Mondes in seinen vier Phasen nebenbei auch 
für die beschränkte Zeit zwischen 6 — 12 Uhr Nachts, so ergiebt die ent- 
sprechend modifizierte Berechnung die Mittel: 

n; = o,„ e;=i6^, v;==68^, 1^ = 27,^3 

Für die Zahl der nnwillkürlichen }3eobachtungen des Mondes, sei es 
im allgemeinen für die nach den obigen Grundsätzen giltige mittlere 
Länge der ganzen Kacht, sei es für die Hälfte derselben zwischen 6 — 12 
Uhr, eigehen sich nun die wahren TerhSltniszahlen dnrch BMcksicfa- 
tigong beider Faktoren, sowohl der Daner der Beobachtungszeit, wie der 
mittleren Lichtintensität der Phase für diese Zeit, also durch Multiplikation 
der im 1. und im 11. Abschnitt ermittelten Verhältniszahlen. 

"Die hier resultierenden Verhältniszahlen entsprachen den obigen Prin- 
zipien kuuform nach M()gli('hkeit den in jeder der 4 Phasen vom Monde 
uns überhaupt zugesandten Lichtmengen; werden diese Lichtmengen ent- 
sprechend mit Nm Vm heziehentUch Nm ^ » I<V hezeichnet, 
so wird: 

E« := 18,1, . 8 « 145^ E'„. = 16^^ . 7 = 117,, 
V„ = 68,^ . 14 = 964„ V'„ = 68,^ . 7 = 482,«. 
L„ = 18,3^^ . 8 = 145,1 L'„ = 27^ . 1= 27,^ 

Sa.: 12ö6,2s Sa.: 628^^ 



*) Veigl. Fhotom. ünte». T. Zftllner, 8. 67—69 und sugleiok 17. Taftl derlÜgmrea 
ebeadaadfaHrt. — 



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— SS — 

Den 8o ermittelten Lichtiiien^en würden nun beiderseits die 
Zaliien uiLWiiikürlicher lieobacbtungeii proportional zu setzen 
sein. Bemerkenswert isit, da88 trots der Teisehiedenen Beobachtnn g aa e ite i i 
des Ersten und Letzten Viartels im zweiten Falle, dennocli das Gesamt- 
ergebnis für die Zeit von 6 — 12 Uhr goiaii die Hälfte der iiii- die ganze 
Nacht aufgestellten Lichtquantitäten der vier Phasen liefert Daher ge- 
staltet sich nach Prozentualsätzen die obige Tabelle lolgeudermafsen: 

V = 77^'" V — 77 

» m — • * ' 0 * >tt — » * In 

Während somit fllr beide Fälle von je 100 unvirillkürliohen Be- 
obachtungen des Mondes unter den gemachten Voraussetzungen 77 auf 
die YoUmondpliase fSoDen wQidoi, stünden ihnen fdr die don eisten 
Viertel wesentlich günstigere erste Hälfte der Nacht 19 Beobachtungen des 
Ersten Viertels und 4 Beobachtungen des Letzten Viertels, fdr den allge- 
meinen Fall je 11 Beobachtunp^en beider Viertel gegenüber. 

Zur Kechtfertigunp^ der VorMUssctzung, dass die Zahl der vniwillknr- 
lichen Beobachtungen der Lichtintensitat der Phase proportional zu setzen 
ist, sei nur noch erwähnt, dass letztere unser Urteü, auch ohne Rücksicht 
anf die Zahl, durch die blosse Intensitfit der Einzelerscheinung dahin be- 
einflussen könnte, dass wir einer solchen fieobachtnng in unserm Gesamt- 
urteil ein entsprechend grösseres Gewicht beimessen; dies wOrde sogar eine 
Proportionalität mit dem Quadrate der Lichtintensität bedingten; doch schien 
eine solche Annahme immerhin gekünstelt und es daher für den Zweck 
dieser Betrachtungen richtiger, von der natürlichen und nächstliegenden 
Annahme der einfachen ProportionalitiU; auszugehen. 

Findet nun den eingangs zitierten Quellen gemäss kein nachweisbarer 
Einflnss des Vollmonds auf die Bewolkmig statt, finden also fttr alle 

Phasen des Mondes gleiche BedeeknngSTerhältnisse statt, ^^o 
sind nach dem Vorstehenden, dann entsprechend auch unter 100 
unwillkürlichen Beobachtungen des Mondes überhaupt am un- 
bedeckten Himmel 77 Beobachtungen des Vollmonds am unbe- 
deckten Himmel, ein Umstand der genügend erscheint, um die 
fälschliche Meinung herTorzurnfen, als ob der Vollmond einen 
zerstreuenden Einfluss auf. die Bewölkung ausübe. 



Der Sternsclmnppeiiregeii des 27. Kovember 1885^ 

Ueber diese grossartige, wenngleich nicht unerwartete Erscheinung 
haben die Tagesbl&tter und die Faclgouniale zahlreiche Berichte veröffent- 
licht. Es yerbleibt daher nur, an diesem Orte die wichtigsten Wahr- 
nehmungen und Berichte zosammenzusteUen. 

Fretwalde. Herr Obeistlieutenant von Sichart, Eommandemr des 
Gaxde-Fuss-Artillerie-Kegiments, berichtet folgendes: 



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— 84 — 



^Der Biela'f^che Meteorsfhwarm wurde am 27. No-veuiber zwischen 
57, luid 7 Uhr abends, sowie auf kurze Zeit auch gegen 10 Uhr abends 
ZU Freiwalde m dar Nfihe von Lflbben beobachtet 

Der Hünmel hatte sich zu der genannten Zeit aa%ek]art and war voll- 
ständig wolkenlos und nach der durch den Regen veranlassten Keinigong 
der Luft sehr sternenklar. Der Lauf des Meteorstroms durch unsere Atmo- 
sphäre war von a^ls serordentlicher Pracht durch die grosse Anzahl der Me- 
teore , welche in sekr iaugsamer Bewegung (olt 3 — 4 Sekunden dauernd), 
aber in rascher Folge das ganze Firmament durchsogen, teils bis za Sternen 
1. Grösse aufleuchtend und dann einen hellen Schwdf nach sieh ziehend, 
teils als glänzende Sieine ohne Schweif auftretend. 

Der Riidiationspnnkt der Meteore konnte leicht festgestellt werden, da 
er sich wiederholt in der Weise markierte, dass viele Meteore gleichzeitig 
von ihm aus uach alieu Kichtungeu hin (nach oben, uuieu, rechts und 
links) auseinander liefen, ähnlich wie die aus einer Rakete ausgeworfenen 
Leuehtsteme. Der Ansstrahlungsponkt lag etwa in der Mitte zwischen 
y Andromeda und v Perseus; man wird nicht viel irren, wenn seine 
Koordinaten za 25^ Rektaszension und + 4^^ Deklination angenommen 
werden. 

Eine Zählung der Meteore, welche während eines bestminiten Zeit- 
mafses auftraten, machte grosse Schvfierigkeiten , da zu viele gleichzeitig 
liefen und der Eindruck des glänzenden Schauspiels am Himmel za Aber- 
wältigend war. Trotzdem gelang es zweimal, die A^^^fahl der aufgetretenen 
Meteore an einem bestimmten Teile des Himmels annähernd festzustellen, 
wobei jedoch in verschiedenen Momenten die Zahl der gleiclizeitin- l-mfen- 
den ra8ch geschätzt werd(^n niasste. Der Aufsteilungspunkte wurde gegen 
Osten zu, gerade dem Ausstrahiungspuukte gegenüber genommen, und 
dieser selbst etwa als das Zentrum der Beobachtungsflfiehe fisstgehalten. 
Die Grösse dieser Flache kann annähernd zu der ganzen Himmelsfläehe 
angenommen werden. 

Wahrend viele Zählungen misslangcn, konnten einmal 215, ein zweites 
Mal 26^ ^leteore während 1 Minute gezählt werden. Das Mittel von 240 
müsste für den ganzen Himmel das Dreifache ergeben. Dabei miiss indes 
bemerkt werden, dass, wie auch die weiteroi Beobachtungen zeigten, die 
giösste Zahl der Meteore an der Ostseite des Himmels auftrat, wo der 
Ansstrahlongspunkt lag. 

Nimmt man also das Doppelte — 480 Meteore für den ganzen Himmel 
an, so würde sich eine durchschnittliche Häufigkeit von 8 Meteoren pro 
Sekimde ergeben. Dabei muss indes heiTorgehoben werden, dass die An- 
zahl der gleichzeitig sichtbaren Meteore 8e£r verschieden war. WShrend 
zuweOen 2 — 8 Sekunden yergingen, ohne dass sin Meteor zog, waien 'stellen- 
weise — und zwar dann meistens in d«r NShe des Ausstrahlungspunktes — 
10 bis 15 Meteore gleichzeitig sichtbar. 

Zwischen ö^/, und 7 Uhr schien die Häufigkeit gegen Ende etwas 
geringer; dieser Eindruck kann aber auch dadurch hervorgerufen sein, dass 



Bald nach 7 Uhr bewölkte sidi der Hinimel wieder vollständig, um 
eist gegen 10 Uhr and zwar nur auf kurze Zeit wieder klar zu wcvden. 




gemacht ^wurden,^ als anfangs. 



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— 35 — 



Der Meteorschwarm lief auch zn dieser Zeit noch , al^ r li^il utend spär- 
licher; die Allzahl der beobachieteo. Meteore kanu iiuciisteiis auf 10 bis 20 
pro -Mimite geschfitet werden. 

Im Jahre 1866 wurde diesseits auch der zu dieser Zeit in semem 
Maximmn bi findliche Novemberschwarm (die LeouideD) beobachtet. Die 
8. Z. auch vif 1 Aufsehen erregende Himmelscrscheinun^ dürfte indes durch 
den diesjiUiriii; n l^i*-kstrom übertroflFen sein imd zwar nicht aliein wegen 
der grösseren iluuiigkeit der auftretenden Meteore, sondern überhaupt 
wegen der grossartigen Schönheit des ganzen Schauspielea, welches die in 
langsamer Bewegung und majestätischer Ruhe namentlich über den ganzen 
Westhimmel dahinlanfenden Meteore herromefen.* 

Genll Herr A. Eammermann berichtet in den A. N. in folgender 
Weise: 

„Wir erwarteten das Schauspiel nicht so firüh, da das ffirkolar von 
Ihm Echt die Zeit um Mittemadit angab. Mit Eintritt der Dunkelheit 

und bei sehr wolkif^^em Himmel schoss nach allen Richtimjj^en. aber beson- 
ders nach AVesteu hin, ein wahrer Feuerrej^en. Die Sternschnuppen waren 
meistens vereinzelt, aber oft fielen sie in Gruppen von 3, 4 und 5 zusammen. 
Zwischen 7^ vu 7^ 22"^ abaids konnte ein eii^dner Beobachter mindestens 
1200 zahlen, da die Zahlung wegen der enonnen Menge erschwert wurde; 
ein anderer Beobachter, Prof. Colladon in Genf, giebt um diese Zeit eine 
Häufigkeit von 60 in der Minute an. Wenn man nnnimmt. dass ein ein- 
zelner Beobachter höchstens den dritten Teil des Himmels übersehen kann, 
und die Bewölkung um diese Zeit im Mittel 0.4 war, so ergiebt sich wäh- 
rend dieser 22 Min. eine Gesamtzahl von mindestens 6000 Sternschnuppen. 
Was die Helligkeit der einzelnen Sternschnuppen anbelangt, so ist auffal- 
lend, dass sehr wenige, ich schätze 2 oder 3 Prozent, Sternen erster Grösse 
gleich kamen. Ich liabc keine einzin^o o^escbcn, die mit dem jetzifj;en Glänze 
von Venns vergleichbar gewesen wäre. Der lladiationsipunkt, wie er von 
Herrn Kaoul Gautier und mir festgestellt wurde, war 1^ 36"* iu Aß. und 
-f- 41** in d um An dieser Stelle sah man ab und zu einen Stern 

aufleuchten und Terschwmden. Der Radiant scheint rieh aber mit der Zeit 
bewegt zu haben, imd zwar über ; Andromedae hinweg. Der Zustand des 
Himmels erlaubte aber nicht mehr, dieses festzustellen, da fortwährend 
Wolken vorüberzogen und der Himmel nm 7'^ 4")'^ sogar ganz bedeckt 
war. Durch grössere oder kleinere Woikenlücken konnte : aber festgestellt 
werden, dass das Maximum des SteruschnuppenMls gegen 7^ 15*" stattge- 
funden hat. Zwischen Mittemadit und 1 Uhr morgens konnte Fro£ Colladon 
nur noch 6 Sternschnuppen zahlen, die aber allerdings w^en des Mondes 
und des Nebels grösser als Ton der dritten Klasse sein mussten. 

Nachtrag vom 5. Dez. Der Regen, der am 28. Nov. imd an den 
folgenden Ts^en in Genf fiel, wnrdf^ sorgfältig aufgehoben und Herrn Pro- 
fessor E. Young zur Analyse gegeben, da zu erwarten war, dass derselbe 
reich au Meteoritenstaub sei. Professor Young laud wirklich in demselben 
Meteoritenstaub in ziemlicher Anzahl. Femer ftlge ich noch hinzu, dass 
dnrdi Wolkenlücken am 29. und 30. November um 5' .^'^ abends ein sehr 
schönes Abendrot bemerkbar war; ob dasselbe durch Meteoritenstaub Ter- 



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— 86 — 



anlasst wurde» in derselben Wesse, wie man die Krakatoaerupfion dazu 

benutzte, um die prächtigen Abendröten von 1883 zu erklären, will ich 
dahin gestellt sein lassen. Die Möglichkeit wäre jedoch nicht aufge- 
schlossen." 

Pra^. Herr Prof. Dr. L. Weinek, Direktor der Prager Sternwarte, 
berichtet darüber das Folgende: 

„Wir waren wohl auf das Phänomen vorbereitet; doch übertraf es an 
Ileic'htiim und Schönheit alle Erwartungen. Es zeigte sich glänzender als 
der seinerzeit überraaebende Sternschnuppenfall vom 27. November 1872, 
den ich damals auf der Leipziger Sternwarte beobachtete und bei welchem 
in einer Minnie nach Sfiden bis 22 Stenisclmuppen fielen, und auch reicher 
als jener in der Nacht vom 13. zum 14. Kov. 1866, wo in Greenwich pro 
Minute 120 Meteore gezahlt wnrdoi. Wir dag^n isahlten in ein«r Minute 
über 300. 

Der Beobachtungsplan war schon für den 26. ^^uvember verabredet, 
da möglicherweise eine zeitliche Verschiebung der mit dem Biela'schen 
Kornett sasammenhSngenden und eigentlich flQr den 27. Not. erwarteten 
ErBeheinnng stattfinden konnte. Thatsache ist, daas am 27. Nov. die Erde 
die Bahn des Biela'schen Kometen nahe kreuzt, und dass in diesem Jahre 
der Hauptkörppr des Kometen nicht entfernt von dieser Stelle sein konnte, 
wo dann für tien Erdbewohner durch den Eintritt in die längs der Bahn 
angehäufte Meteoritenmaterie ein lebhafter Stemschnuppenfall auftreten 
muss. • ÄhnHch war es ja am 27. Ney, 1872, wo ana der Enehdnung 
selbst mit mathematiecher Sicherheit anf den Urheber, den Bida sehen 
Kometen, geschlossen wurde. An der Prager Sternwarte sollten sämtliche 
Beobachter thätig sein. Die Sternschnuppen sollten gezählt, gezeichnet 
und — photographiert werden; das Erste, um die Dichtigkeit ihres Fallens 
zu charakterisieren, das Zweite, mn. ihren Ausstrahlungspunkt, d. i. jenen, 
woher die Meteore kommen, feetas fl s te llen, das Dritte, um in dieser Be- 
ziehung den ersten Yersadi zu machen, und wenn er gdingt, bei der 
Flüchtigkeit des Phaenomens möglichst objektive ReminiaBenzen daran zu 
besitzen; sollte er aber such nicht gelingp^i — in Ermangelung genügend 
grosser In>itrumente — so musste selbst das negative Resultat von Wert 
sein. Prag verabredete sich auch in dieser Hinsicht mit Dresden, wo mit 
gldchart^lem Apparat und zu gleidier Zeit dieselbe Himmelsg^end photo- 
graphiert werden sollte, um aus don Yei^Ieich zweier, an ▼«schiedenen 
Orten aufgenommener Platten die relative Verschiebung derselben Stern- 
schnuppe gegen benachbarte Sterne später konstatieren und auf deren 
Höhe, in welcher sie aufgeleuchtet, schliessen m kiuinen. In Dresden be- 
reitete sich fiir diese Aufnahme der Photograph und Dozent Hermann 
Krone, Mitglied der 1874er Yeuusexpedition (AucUands-I.) vor. In Prag 
gewann ich für dieses Yorhaboi Heim Hof-Photographen Karl Maloch, 
welcher mit grösstem lateresse und grSsster Bereitwilligkeit sich und seine 
Apparate der Sternwarte zur Verftlgnng stellte. Der photogr. Plan war: 
1) In Prag und in Dresden mit einem Steinheirsch^'n Antipianet No. 4 
(Objektiv ütfmmg 43 Mill.) zu arbeiten, welcher bei voller Öffnung Licht- 
stärke mit Korrektheit des Bildes verbindet. 2) Die empfindlichsten Brom- 




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— 87 — 



silber-Gelatme-Plntten anzuwenden. 3) Den Apparat in etwa 40® Hohe 
nach Opten zn ricliten. 4) Mit dem Exponieren um <3 Ulir, d. i. zur Zeit 
des Auihorens der siog. aatronomiBchen Dämmerimg zu beginnen und bis 
znm Mondanigauge fortrofiilmn. 5) Jede Platte mit genauer Notierung 
der Anfang- und SchltUEHodt 15 SiGiinten lang za exponieren, wodurch 
-wohl die Steine w^en ihres Fortrückens von Ost nach West als belle 
Linien erscheinen müssen, damit aber zugleich die f?i( btnnt? des Äquators 
auf der Platte fixieren. Sollte im Laufe de.s Abends eine andere als die 
für's Photograpbieren ge\Aalilte Ostgegend des Himmels ein glänzenderes 
Schauspiel Ton hellleachtenden Meteoren verraten, 80 war yerahredet} sich 
gegmeeiiag diesoi Ort zu telegraphieren und die Apparate weiter auf den 
letzteren zu richten. Hinsichtlich der möglichen Danor des Photographierens 
bis zum Mondaufgange mnsste ein Plattenvorrat von mindestens 12 Stück 
Yoi^esorgt werden. 

Am Abend des 26. Nov. war es ganz trübe, regnerisch und aussichts- 
los. Der Kaefamittag des 37. Nor. USzte etwas* auf nnd liess ÜBr dm Abend 
einiges hoffen. Noch um Uhr regnete es; dann zeigten sich Wolkoi- 
Iflcken, in welchen sich die Sternschnuppen gleichsam jagten, und sofort 
ging es die 126 Stufen hinan in den Stpmwartentnrm. Die erste Beob- 
aebtung geschah zunächst gemeinschaftlicii von mir, Adjunkten Dr. Grufs 
und titud. Laska und bestand in einem Zählen der Sternschnuppen während 
begrenzter Zeit mit Kennung d» Grössen der anfleachtenden Meteore. Wir 
ri<mteten dabei unser Haupteugenmerk nadi Südwest, wo eben die Venns 
aus Wolken hervorgetreten war und die Wolkendecke in der Richtung West- 
Ost '^'ivh zu heben bec^ann. Trotzdem die Sternscliniippen bei einer Be- 
deckmig 0'7 (d. h. 7 Zehntel des südwestlichen Himmels waren mit Wolken 
überzogen) zumeist nur unbestimmt und blitzartig durch die Wolken leuch- 
teten, wurden doch in 11 Minuten Hundert gez^t, darunter 4 heller als 
1. GrSsse, 84 1. Gr., 27 2. Gr., 18 8. Gr. und 17 4. nnd 5. Gr. Als es 
im Westen weiter aufklärte und die Milchstrasse mit dem Schwan deutlich 
sichtbar wurde, war das Schauspiel geradezu t^berwältigend. An allen Ecken 
und Enden leuchtete es auf, zogen feurige Linien vom hellsten Glänze bis 
zu matt verlöschendem Schimmer stets wechselnd, sich erneuernd und tau- 
saidföltiges Leben über das Sternenzelt verbreitend. Wahre Raketengarben 
bieiteten sich vom Zenitiie aus — es regnete in der That Sternschnuppen. 
Und welches Farbempiel begleitete diesen Regen! BhI I erglänzten die 
Meteore tiefrot, bald grtinlichblau, bald wieder blendend weiss, zumeist 
Schweifspuren glühender Pünktchen zurücklassend und die Bahn des Me- 
teors sekundenlang fixierend. Überall hasteten, jagten sich die Stern- 
schnuppen, zuweilen in derselben Bahn doppelt und dreifach auftretend 
— und man stand bewnndotnd still, IM des Beobachtens veacgessend. 

Sobald die Westseite vollends aufgeklärt war, wurde der photograpbische 
Apparat auf eine Stelle zwischen Adler, Schwan und Leier gerichtet und 
von 6 F. 12 ^T. ;i'> R. bis 6 LT. 57 M. 1 S die erste Platte exponiert. 
Pie Zeiten des üe^jinnes und Enden der Exposition notierte ich >ielbst mit 
astronomischer Genauigkeit Withreud dieser Aulnahme, als ich über den 
Apparat weg nach besonders glänzenden Meteoren aussah nnd oft in einer 
dnzigen Sdnmde gleichzeitig 6 bis 7 schwächere Stemsdmuppen zahlte, 



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— 38 — 



erhellte plötzlich um 6 ü. 55 M. der Himmel, wie bei intensivem Wetter- 
leuchten, und ich konnte auuekmeu, daäa im Augenblicke eine ungewühn- 
lidi helle Stenuehnuppe oder Feaerkogel niedergegangen sei. Dieselbe 
vuide auch von Dr. Grolk und Ladca in der Nfihe toh ß Andimmedae be- 
ohachtet, zuerst als bläulich weisse Kl^gel« weit heller als die Venus, die 
alsbald tiefrot wurde und sich in einen langen Schweif auflöste, welcher 
zwei volle Minuten sichtbar blieb. Es wnr dies das grösste und hellste 
Meteor des ganzen Abends. Dr. Grufs und Laska seteten in dieser Zeit, 
nachdem der Himmel klarer geworden, von 6 U. 24 M. bis 7 U. 25 M. 
die Zahlung d^ Meteore fort, und es eigiebt sidi daraus, däss nm 6 Uhr 
54 M. durchschnitlOich in einer Minute nach Süden 72, nach Westen 89 
Sternscliimppcn fielen. Nacli einer späteren Wahrnehmung zeigte es sich, 
dass Ost und Süd, ebenso Nord und West sich bezüglich der Häufigkeit 
der Meteore nahe gleichartig verhielten, weshalb für die genannte Zeit als 
Summe aller Sternschnuppen bis inkl. 5. Grösse, die über dem Horizonte 
Prags in einer Minute auftauchten, die Zahl 82S gesetzt werden kann, 
d. h. m kamen zu dieser Zeit auf eine Sekunde 5 Sternschnuppen. De- 
deutend müsste diese Zahl vergrössert werden, wenn man noch die klei- 
neren und teleskopischen Stemscbnuppeu in Anschlag bringen wollte, doch 
fehlt daidiber jeder Anhalt. 

Mittlerweile war es auch im Osten klar geworden. Der photographische 
Apparat wurde deshalb nach Osten gebracht, um die mit Dresden yerein- 
barte Stelle des Himmels einsustellen. Er wurde auf einen Ort gerichtet^ 
welcher nach oben vom Perseus, links vom Fubrmanne (Capella), rechts 
vom Stier (Aldebaran, Plejnden) und unten vom Saturn umgeben war. 
Wieder dauerte die Exposition eine A lertelstunde; das Mittel der Zeiten 
fiel auf 7 Uhr 16 M. 20 S. Ahnlich wurde bei unverrücktem Apparate 
eine dritte Platte um 7 U. 32 M 58 S. und eine vierte um 7 U. 49 M. 
42 S. exponiert. Bei Exposition der zweiten Platte trat von Westen her 
plötzlich ein so heftiger Sturmwind auf, dass er im Turme Alles durch- 
einander fegte und df^n Aufenthalt auf der Galerie in 38 Meter Höhe fast 
uiiliciinlich gestaltete. Die Temperatur war auffallend hoch, sie betnig um 
6 üiir 4|- 9^', 8 C, um 10 Uhr + 9®, ÖC. Bemerkenswert ist, dass im Jahre 
1872 am 27. und 28. NoYonber die Temperaturrerhfiltmsse in Prag ganz 
ähnlich waren. Würde eine solche abnorme Temperaturerhöhung auf der 
ganzen Erdoberfläche oder namentlich auf jen^ Sdte, wo hauptsächlich 
Sternschnuppen in die Atmosphäre eindrangen, mit rapidem Anstiege be- 
obachtet worden sein, so könnte sie wohl dem Zusammentreffen der Erde 
mit dem BieWschen Koiueten zugeschrieben werden — firüher aber nicht. 

. Da es schon bd der vierto^ Platte im Osten etwas bewirkt und 
schleierhaft geworden, wurde zunächst das Photographieren angegeben. 
Indem nun au h die Assistenten Dr. Sehwartz und Kostlivy in die Beob- 
achtung eintraten, arrangierte ich ein gleichzeitiges Zählen der Stern- 
schnuppen nach allen vier Himmelsrichtungen. Ich selbst beobachtete 
nach Ost, Dr. Grufs nach Süd, Dr. Schwarz nach West, Kostlivy nach 
Nord und Laska nach dem Zenitk Auf ein gegebenes Zeichen wurde Ton 
allen um 8 Uhr 1 M. su zShlen b^mmi und nm 8 ühr 14 M au%e-! 
hört; Dr. Schwadat musste schon nach 11 Minuten aufhören, da es im 



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. — 39 — . 



Westen ganz bedeckt wurde. Wir zählten: Weinet nach Osten bei einer* 
mittleren Bedeckung 0,4 427 Sternschnuppen (in 13 M.), GruLs bei 0 35 
Bedeckung 396 (in 13 Min.), Schwarte nach AVesten bei 0*6 Bedeckung 
550 (in 11 M.), Kostüvy nach Norden bei 0,45 Bedeckung 683 (in la M.) 
und Loska muie dem Zenüih 63 Sternschnuppen. Eednziert man diese Be- 
obachtungen auf die Bedeckung 0*0 und auf die Zeitminute, so fielen um 
diese Zeit nach Osten hin in einer Minute 55, nach Süden 47, nach Wes- 
ten 125 und nach Norden 96 Sternschnuppen, welche als Gesamtmenge 
für die sichtbare Sphäre von Prag (mit Ilinweglaflsung der speziellen 
Zeuithbeobachtungen, da jeder Beobachter auch die Zenithgegend seiner 
Seite mitbeobachtet hatte) ergeben: 323 Sternschnuppen, also T51]ig das* 
selbe wie eine Stimde vorher. Es sei jedoch bemerkt, dass die spatere 
Zeit der Beobachtung ein Abnehmen der hell auftretenden Sternschnuppen" • 
erkennen lies«?, dass aber schwache Sternschnuppen überaus zahlreich fielen, 
so dass ich um 7 Uhr 15 M. (und unabhängig von mir der Stemwarten- 
diener ^ieubauer) in der Sekunde 10 — 12 Sternschnuppen auf einmal nuf- 
leachten sah. — Die Ostseite und das Zenith erwies«! sich als besonders 
gfinst^, um auf den Ausstrahlungspunkt der Sternschnuppen zu schliessen, 
namentlich die letztere Gegend, wo die stationfiren oder ganz kurzen Me- 
teore den liadiationspunkt unmitt^^llvir verrieten. Derselbe lag wie im 
Jahre 1872 in der Nahe von Andromedae. 

Um Uhr musste jedes Beobachten aufhören, da der Himmel 

dicht mit Wolken fiberdeckt war. Detart wurde auch meine Absicht des 
Einzeicbnens der helleren Meteore in Sternkarten, welches noch nach 
Mondau%ang, wo das Photographieren absehliessen musste, bewerkstelligt 
werden konnte, nicht ausführbar. Doch waren wir auch flir den kurzen 
Ausblick durch das schnell verhängte Wolkent'enster dankbar; nahmen wir 
doch die Erinnerung an ein grossartiges, unvergessliches Sternschnuppen- 
Phänomen mit 

Die HOTTormfong der photographischoi Platten, die in sorgföltigster 

Weise durch Herrn Maloch geschah, liess sofort die Sterne 1. bis 3. und 
4. Grosse klar und priizis erkennen. Von den Piejaden sind beispielsweise 
fünf Stenie sichtbiir. — Sämtliche Sterne erschienen als feine Linien von 
nahe gleicher Richtung und Lange. Li der That, wird die Brennweite 
de^ photographischen ObjektiTes nach dem Steinheil'schen Preis- Kurant 
zu 240 B^limeter angenommen, so berechnet sich die Lfinge der aquato-i 
xialen Stemwege auf den Pla^n während 15 Minuten zu 131 Mühmeter; 
anderseits muss die Neigung dieser Bahnen gegen die Horizontale, da der 
Apparat genau nach Westen, resp. Osten gerichtet gewesen, 40 Grade be- 
tragen. Es stimmt dies alles mit der Wirklichkeit. Dagegen scheinen die 
Sternschnuppen ob ihrer Flüchtigkeit keinerlei Eindruck auf den hoch- . 
empfindlichen Emnisionsplatten zurfii^elassen m haben, so dass auf diese 
noch grössere Listrumeute als das benutzte anzuwenden wären. Dies ver- 
mag jedoch erst entschieden zu werden, nachdem die Platten vollstündiLT 
getrocknet und durch mikroskopische BetrarhfTinrr ioder einzelne Stern auf • 
denselben identifiziert worden. Wie fein die Abbildung der Sternschnuppen 
sein würde, erhellt daraus, dass der ganze Mond auf diesen Platten nur 
als Sdidbdien. yon den zwei Millimeter Durchmesser erscheinen k5nnte. — 



• 



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Immerhill ist auch da.s an den Sternen mit so einfachen Mitteln gewonnene 
Resultat interessant und lehrreich für die Herstellung photographischer, 
direkt Tom Himinel aufgenonmiraier Sternkarten, wobei die Stemlinien sich 
besonders gut zur Abflchätziing der rdatiTen Helligkeit der Sterne eignen. 
Bichtet man femer den photographischen Apparat auf den Polarstern und 
dessen ümgehnng, wo die scheinhare Bewegung eine minimale ist, so wird 
man in der Lage sein, Studien über Kxpositionsdauer und chemiflcbe Grössen- 
klasse punktartiger Sternaufnahmen zu machen. 

Ich muss noch mit Dank eines Telegrarames gedenken, welches die 
Sternwarte am Abend des 27. NoTember von Herrn Pfarrer Kaschka in 
Tnsohkau \m Pilsen, einem aufinerksamen astronomiscb^D Amateur mit 

scharfem Auge und guten Instrumenten, mit Bezieliimg auf den piaehtig 

nufgetxetenen SternscJinuppenfall erljielt, welchem am anderen Tage ein 
schriftlicher und lr]»endig geschilderter Berieht folgte. Darin licisst es: 
„In einem Kometensucher war die Zahl der erglühenden Meteore verzehn- 
facht; wie Myriaden von Feuerfunken durchflogen sie das Gesichtsfeld. — 
Um 9 Uhr war das Schauspiel trotz wieder eingetretener Aufheiterung 
minder schön." 

In der Nacht vom 28. zum 29. November zeigte sich der Himmel 
dicht bezogen; es regnete lebhaft. Am 29. morgens 3\,j Uhr traten 
endlich einige Wolkeniücken auf, in welchen ich aber bei Mondschein 
während einer halben Stunde keine einzige Sternschnuppe wahrnehmen 
konnte.« (ScUus folgi) 



Der achtzöllige Eeftaktor der Kanu'selien PriTatsteniwarte 

zu Zürich. 

Mitgeteilt von Dr. J. Maurer in Zürich. 
(Nebst Abbildung auf Tafel 11. i 

Unser Land besitzt f'ine stattliche Zahl von Instituten, denen die Pflege 
der praktischen Astrononue obliegt, und die allen billigen Anforderungen, 
sowohl inbezug auf mstrumentale Hilfsmittel als auf Zweckmässigkeit der 
übrigen ISnriehtnnsen Genüge leisten. — Unsere Obsenmtorien sind teils 
^ntonalen, teils eidgenössischen Bestrebungen entsprungen; wir nennen in 
erster Linie die Sternwarten rc» Qenf^ Neuchätel und Zürich, von welchen 
die erstem l^eiden ja schon so manche vorzügliche Dienste für die Hebung 
und Förderung der schweizerischen Chronometerindustrie geleistet haben; 
in zweiter Linie erwähnen wir die kleineren Observatorien von Bern*) und 
Basel fun BemouDisnum). Zn ümen hat sidi in jüngster Zdt die fmnt» 
. Sternwarte in der Ton Chiodera nnd Tschudy erbauten Villa Kann (Bnge 
bei Zürich) gesellt. 

Seit Plantamour dem Kanton Genf geschenkweise ein auf seine Kosten 
konstruiertes und aufgestelltes parallaktisch montiertes Fernrohr (Äquatoreal) 
überlassen, sind kaum fünf Jahre verflossen; mehr als zwanzig Jahre aber 
sind es her, seitdem £. Kern, Chef der weltbekannten Aarauer Firma J. Kern, 



*) Das nir Zeit aber mehr meteoroloi^uchfnk Zvecken dient. 



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1 

— 41 — 



auf der Mesigai Stemwazte unserer pol3rteclimsclien Sditile die Meridian- 
kreise und den SfUssigen Achromaten (Objektiy-Öffiiiiiig 160 mm) montiert 
hat. Manches ist ini Vf rlnnfV flip^Jcr Zeit, wn« sich auf den Bau der grossen 
astronomischen Instrumente, nuuieiitlich auf deren mechanische Teile bezieht, 
geändert und verbessert worden; das beweist ja auch der seither nütig ge- 
wordene, momentan (teilweise) stattfindende TJmban der Haupt-Instrumente 
der Züricher Sternwarte^ Wenn wir es daher in Nachstehendem Tersaehen, 
von dem achtzölligen schönen Achromaten des Eann'sch^ Observatorinms 
eine kurze Detail-Skizze zu gehen, so gehen wir dabei vor allem von der 
Annahme aus, dass wohl nichts so geeignet sein möchte ein Bild von dem 
jetzigen Stande der Präzisions-Mechanik zu liefern, als eben die Vorführung 
eines solchen grössere Instrumentes, wie sie die heutige beobachtende Astro- 
nomie ja in der Mehrzahl der Fälle, neben den Meridiankreisen zn ihren 
Messmigen benutzt. 

Der parallaktisch montierte Refraktor mit Merz'schem Objektiv von 
217 mm iieier Oönimg^ und 3,144 m Brennweite, von weichem die Skizze 
auf Tafel II eine Total-Ansicht giebt, ging aus dem Atelier der Herren 
Eugen Uartmann & W. Braun in Bockenheim -Frankfurt a. M. hervor; 
plaziert ist derselbe in der nahe 5 m hohen dsemen mit IQappenöfihung 
versehenen Drehkuppel, die den turmartigen Anban der Villa Kann krönt. 
Dem eigentlich astronomischen Zweck hätte allerdings ein trommelartiger 
Überbau (Drehtrommel) mit etwas grösserem Durchmesser fllr den Retrak- 
, tor besser gedient. Das Aquatoreal Avird von einer gusseiserneii Säule t'e- 
tragen, welche einen glockeuartigen mit drei zur Korrektion der Aufstellung 
dienoiden SteDschranben yersehenen Fuss besitzt. Die Höhe* der Saale 
wurde so bemessen, dass, wenn das Femrohr frei im Meridiane drehbar 
und nach dem Zenith gerichtet ist, zwischen Okular und Fussboden eine 
Distanz von zirka 1 ^ m bleibt — eine Entfemmoig, die noch bequeme 
Beobachtuugtu zuläsht, 

Das vorliegende Instrument repräsentiert den Typus der sogenannten 
deutschen Ai&tellmig eines parallaktiseh montiertcni Refraktors, die sich 
g^enüber der englischen — abgesehen von dem Aufbau auf einer Säule — 
zunächst dadurch kennzeichnet, dass die ^Achsen freiliegend sind. Die 
LniTf'rnng des Achsensystems an diesem Äquatoreale darf ein besonderes 
Interesse heanspruchen, weil die Verfertiger zum ersten Mal eine neue Kon- 
struktion in Anwendung brachten, die von vornherein äusserst zweckmälsig 
erscheint und sich auch zweifellos bewahren wird. Das Folstttck sowohl 
als die, die DeJdinationsachse tragende Brücke, sowie die zur Aufnahme des 
Femrohrs dienende sogen. , Wiege* haben die Gestalt von Hohlcylinder- 
Segmenten: an den für die Lagerkörper bestimmten Stellen \mrden die- 
selben mittels Bohrstange und Messerstalil genau cylindrisch Ijearbeitet 
und fein geschliffen. Die Lagerkörper hinmederum besitzen ursprünghch 
die Form Ton YoIIcylindem; es werilen diese Lager auf den Achsen dann 
sdbst so weit abgedreht, dass sie in jme Li^erstellen der Hohlcylind«- 
Segmente genau passen, mit welchen sie nun mittels versenkter Schrauben 
fest verbunden sind. Erst nach genauem Anpassen bringt man die Lager- 
k()iper in diejenige Form, die teils im Interessn der Eleganz wüm^cheiiä- 
wert erscheint, teils durch Anlehnung anderer Instrumententeile eben not- 

Sirius 18S6. U»ft 2. 4 



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wendig wird. Durch diese MeÜLode iel bei einiger AufinerkBamkeit mit 
absoluter Sicherheit die Konaxialitat der Lager erreicht, dass also die Achsen 
an ihren Rcibimgsstellen ohne jede Klemmung genau in die Lager passen. 
Beide Achsen sind aus gehärtetem Stahl hergestellt und mittels Diamant 
abgedreht. Um die durch die schweren Massen verursachte Reibung der 
Stondenacbse zu Termindem, ist dieselbe an ihrem obern, gegen den Himmels- 
pol schauenden Ende durch zwei ungleicharmige Hebel unterstützt, deren 
Drehungsachsen östlich und westlich im obem (nördlichen) L^erstück der 
Stundenachse licfV>stigt sind und die an ihrem kürzern Arm gemeinschaftlicli 
einen Halbring tragen, in welchem zwei harte Friktions- Stahlkugeln in 
einem Abstände von 90® eingebettet sind, während die auf den längeren 
Hebelarmen verschiebbaren schweren Gewicht« dafür sorgen, den E^ck 
der Stnndenachse anf ihre Unterlage möglichst zu yerringern. Das untere 
— südliche — Ende der Polarachse liegt behufs Entlastung gegen die glas- 
harte Kupyje einer mit feinem Gewinde versehenen Stahlschraube an. 

An der Deklinationsachse, die mit vollor Heihung in ihren Lagern liegt, 
ist ebenfalls zum ersten Male durch geschickte Verwendung von je acht 
genau gleich grossen polierten Stahlkugeln (welche gegen die mit plan- 
parallelen harten Stahlsdieiben bepanzerten SeitenflScheu des dem Femrohr 
benachbarten Lagerkörpers anlaufen können) eine Vorrichtung ai^bracht, 
wodurch einesteils die Lage derselben ausserhalb der Meridianstellung ge- 
sichert, andemteils eine Entln'-tnng in axialer Richtung bewirkt wird. Die 
Dekliriiitionsachse trügt auf der einen Seite eine Brücke, an der die Wiege 
zur Auinaiiuie des Fernrohrs befestigt ist, auf der andern dagegen ver- 
schiebbar ein grosses Gegengewicht zur Ausbalancierung des Femrohrs. 
Das Hauptrohr des letztem von 3 m Lange ist aus einer grossen Anzahl 
schmaler, trockener Fichtenholzstäbe zusammengesetzt, über welche schliess- 
lich ein Mahj^onifournier gezogen worden; diese noch von Frauenhofer her 
stammende Konstruktion soll gegenüber von metallenen Rohren den Vor- 
teil haben, bei gcriugereni Gewichte eine weit grössere Steihgkeit zu he- 
sitzen und deshalb Durchbiegungen nicht so lacht unterworfen zu sdn. 
Durch die yerschiedenen beigegebenen Okulare können 50 — 600 fache Ver- 
grösserungen erreicht werden. Am Okularkopf sitzt anf zwei kräftigen 
Stützen gelagert der „Sucher**, mit einem Objektiv von 55 mm ÖflFhung 
und 40 cm Brennweite, der durch ein lichtstarkes Okular bei 12 maliger 
Vergrü«serung ein Gesichtsfeld von. 6 Grad besitzt. Längs des Fernrohres 
smd zwd •Schienen angebracht, auf welchen sich Ctewichte, zur Ausbalan- 
cierang der verschiedenen am Okularende au&usetzenden Hilfsapparate, wie 
Filar-Mikrometer, Spektroskope etc., verschieben lassen. 

Der Stundenkreis sitzt am untern Ende der Polarachse und ist auf 
seiner Vorderfläclie so geteilt, dass direkt Zeitn»iuaten und mit Hülfe des 
AHobiaas > poch 4 Sekunden Zeit abgelesen werden können. Die Ablesung 
wird durch ein Mein» F^röhrchen erleichtert, dessen Okular fOx die Be^ 
obai^htung eine ganz bequeme Stellung hat. 

Der Deklinationskreis ist an dem, dem Femrohr entgegengesetzten 
Ende der Deklinationsachse beh'stigt und trägt eine Stirnteilung, die mittelst 
des Vernier noch 150" zu schätzen gt^stattet. Heide Kreise sind aus Messing 
mit Speichen fein bearbeitet und mit neusilbemem Limbus versehen. 



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— 43 — 



Die freihändige Bewegung des Fernrohres in allen Lagen erfordert 
dank den Entlastunf^svorrichtungpn und der Ans});ilancierunt]r aller beweg- 
lichen Teile — in welche Luge immer öie kuniraeii mögen — sozusagen 
gar keinen Kraitaulwaud, Die feine (mikrometrische) Bewegung des Fem- 
rohres kann während der Beobachtung vom Okular aus rennittelt werden. 
Zu diesem Zwecke befindet sich fÖr die Feinbewegung in Deklination an 
dem, dem Fernrohr benachbarten Lagerkorper der Deklinationsachse ein Kreis- 
segment, konzentrisch dreh1)!u- init letzterer, welches mit Hilfe einer Breras- 
schraube auf dem Lagerkörper festklemmbar ist; letztere wird mittels 
Huyghens scher Gelenke (deren Gestänge in am liohre befindlichen Stützen 
gelagert) bis ans Okularende rerlängert, woselbst sie in ein^ achteckigen 
Handgriff endigt. In das Peripheriegewinde jenes Kreiss^mentes giäffc 
eine endlose Schraube, die in der Brücke des Femrohrträgeni gelagert ist. 
Die Drehung dieser Schraube, die bei festgeklemmtem Segment eine minimale 
IHewei^nmti; der 1 »ekliuationsachse bewirkt, wird durch kleine Winkelzahnräder 
vermittelt, deren eine Achse ebenfalls durch Gelenke mit einem, am Okular 
hefindliehen (scheibenförmigen) Gn£P verbunden ist. 

Ganz ähnlich ist die Vorrichtung zur mikrometrischen Bewegung der 
Stondenachse, welche zufolge der parallaktisdien Au&tellung des Teleskops 
im Sinne der i»glicheii Bewegung geschieht; um auch hier die Drehung 
der Brems-, sowohl als die der endlosen Schraube, weldie die eigentliche 

FeinbewegnnfT in dieser Koordinate bewirkt, in allen Lagen des Femrohres 
bequem ausführen zu können, ist für erstem Zweck das Merz'sche Universal- 
Gelenk — eine sehr gesciiiekte Verbindung zweier Huyghens'scher Doppel- 
gelenke — angewendet; für letzteren Zweck dagegen eine aus mehreren 
Gliedern bestehende bewegliche Welle, wie eine solche unseres Wissens 
zuerst von den Konstrukteuren der „Societe Genevoise" an dem von Plant- 
amonr der Genfer Sternwarte "geschenkten n^rossen Ixet'raktor angebracht 
■ worden ist. Beide Vorriclitnngen lassen sich je nach der Lage des Okulares 
sowohl ans östliche, wie an das westliche Ende der betreffenden Schrauben- 
spiudeln aufstecken; sie sind ferner mit langen Holzgrüffen versehen, deren 
Enden dann, an kurzen Schnfiren in drehbaren Bingen hangend, für ge- 
wöhnlich am Okulare befestigt werden, um sie von hier aus dirigieren zu 
können. 

Vier kräftige Handgriffe, am Gegengewicht angebracht, dienen endlich 
dazu, um das Femrohr leicht und bequem auf vorher bestimmte Dekli- 
natioüswinkel angenähert einzustellen. 

Dass man das Instrument mit den nötigen Korrcktionsvorrichtungen 
ausgestattet hat, bedarf wohl keiner besonderen Erwähnung. Sie sind auch 
hier, wie schon beim Theodolithen in einer Mannigfalti^eit vorhanden, die 
Yollst.uxlig genügt, den weniger geObien, manipulierenden Beobachter in 

gelinde Verzweiflung zu bringen. 

Das Stativ bis zum Kopf besteht aus vier mit einander verschraubten 
Teilen, mit einem Gewicht von nahezu 1000 kg. Der Stativkopf ist oben 
mit einer „Capelle* versehen, deren Innenraum flir die Aufnahme eines 
Uhrwerkes reserviert worden, um das Femrohr mit Hilfe geeigneter Über- 
seiasong^ mechanisch dem Laute der Gestirne nachf&hren za könnoi. Die 

4» 



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— 44 — 

I 

zum Ijetnebe des Uhrwerks nötigen Gewichte werden alsdaim in der hohlen 
Säule des Stativs Platz finden. 

Der Aufbau des lustrumentea im allgemeinen muckt gerade so wie 
die Villa, in der es steht, einen ebenso eleganten, ab soliden nnd harmo- 
nischeu Eindruck und fand auch bereits bei einem der kompetentesten und 
schärfsten Kritiker die lebhafteste Anerkennung.*) 



Yeimisekte Naehriehten. 

Die Bahnelemonte des Saturnmondes Tethys sbd von Herrn Karl Bohfin 

nenordings studiert worden.**) Derselbe giebt zoersb die Elemente der ver- 
schiedenen Epochen, die aus den Beobachtungen, ohne Kücksicht auf die 
Störungen folgen, darauf den Nachweis und die Bestimmung eines perio- 
dischen Gliedes der Länge des Satelliten und schiiessiich werden die Zahlen- 
werte sowohl des PertBatamiuxns und des Knotens der Bahn als auch die 
der VerSnderangen jener Elemente abgeleitei 

Die beiden äusseren Monde des Uranus sind bezüglich ihrer fiahnen 
Ton Ptof. A. Hall nntersncht worden nnd swar gestützt ansschliesslich anf 
die Beobachtungen am grossen Refraktor zu Wa^shington 1875 — 84. Es 
ergaben fich ntir sehr unbedeutende Korrektionen der zu Oninde rjelegten 
Newcomb'sclien Bahnelemente. Was die Masse des Uranus an))etrifft, so 
stellt sie sich aus den Beobachtungeu am Oberun zu 1 : 22 603, an der 
Titania zu 1:22833, im Mittel 1:22682 + 27 der Sonnenmasse heraus. 

Die Rotationsdauer des Mars ist neuerdings von Uerm Prof. H. G. 
van de Sande Bakhnyz^ untersucht worden. Derselbe findet dieselbe, zn 
24k 22.66* und man kann sie wohl nun bis auf ein oder zwei Hun- 
dertstel der Sekunde genau bestimmt halten. 

ItaM Oblekttv dee grossen Refiraktore der Sternwarte zn Nizza ist nun 

glücklich TOllendet und befindet sich in den Händen des Herrn Gauthier, 

der den Tubus und die äquatoriale Montierung liefern wird. Das Ilohglas 
wurde von Feil geliefert Die Uerstellung der Linsen besorgten die Ge- 
brüder Henrv. 

Neue Kometen. Der letzte Monat des vergangenen Jahres ist durch 
die AultLndung vou 3 neuen Kometen ausgezeichnet. Der erste wurde ent- 
deckt von Herrn Fabry auf der Sternwarte zu Paris, am 1. Dezember, der 
zweite Ton Herrn Barnard zu Nahsville am 8. Dez., der dritte von Heim 
Brooks zu Phelps am 27. Dez. 

MomHieebachtung. Herr J. Gwyn Elger teOt mir folgendes mit: .Die 

Lunar-Sektion der L \ rj> )oler astronomischen Gesellsohaft hat beschlossen, 
der Mondregion in der Umgebung des Stadius ein spezielles Studium zu 
widmen zu dem Zweck, schliesslich eine Monographie über die Hegion 



*) Die Abbilduog auf Tafel II ist uns freundlichst von der Redaktion der Schweizer 
Baoseitmig (A. Waldow) sur Verfügung gestellt worden. 

**) Bihang tili E. SvenBkaYet. Aoad. Handlingar Bd. 10. No. 16. Stockhohn 1886. 



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— 45 — 



zwischen Emtbostenee und Oambart zn publizieren. Dieser Teil umfasst 

auch die dunklen Punkte, auf welche die Aufmerksamkeit dnrcb Ihre jüngste 
Abhandlung gelenkt wurde. Ich habe eine Zeichnun^j^ dieser Kegion im 
Mafsstabe von 1 Zoll auf 20 englische Meilen den iieobachtern zugesandt 
und hofife, dass ein beträchthcher Fortsehritt schon iia<h einigen Mouateu 
konstatiert werden kann. Ich bin damit beschäftigt, einen Katalog der 
Mondrillen zueammenziisteUen nnd bo£Pe, dass derselbe so voUstSnd^ als 
nur m6gHch werden wird. Herr Qaudibert sandte mir eine weitroUe 
Zeichnung des Systems von Rillen zwischen Plato und dem grossen 
Tbn1r der Alpen, deren Position durch Wiederbeobachtung fixiert wer- 
den Süll,* 

Die voi t h-nide Mitteilung hat mich sehr ei-freut. Schon wiederholt 
habe ich daruui aufmerksam gemacht, dass ein wesentlicher Fortschritt 
unserer Kenntnis der Mondoberfläebe nicht mehr yon ein^ Einzelnen aus* 
geben kann, sondern nur durch das systematische Znsamuienwirken Vieler 
zu erreichen ist. Die Lunarsektion der Liverpooler astronomischen Gesell- 
Schaft greift die Sache durchaus am richtigen Ende an, indem sie die 
Thätigkeit einei- Anzahl erfahrener Beobachter auf cintii relativ kleinen 
Bezirk der Mondoberiiäche zu konzentrieren, sucht. Hotfentlich gelingt es 
auf diese Weise, bald mit jener merkwürdigen Mondlandschaft genauer be- 
kannt zu werden. Dr. Klein. 

Der grosse Refraktor der Sternwarte zu Pulkowa ist nun völlig 

montiert, und wird bald seine Tbätigkeit an Ort und Stelle beginnen. 
Schon die Untersuchung des 30 zölligen Objektivs zu Cambridge)) ort im 
Garten von Clark, hat ergeben, dass dasselbe nicht nur den Washingtoner 
26-Zoller, sondern auch selbst den ßiesenretlektor des Lord Bosse an op- 
tischer Kraft übertrifft. 

Photographie des Sternenhimmels. VN'ie den Lesern des Sirius be- 
kannt, ist es auf der Pariser Sternwarte den Gebrüdern Henry gelungen, 
mit Hüfe dnes besonders konstruierten Obj^Etivs von 34 cm, Sterne 
14. und 16. Grosse zn photographior«! mit einer Scharfe und Sicherheit, 

welche das Problem der photographischen Herstellung von Sternkarten 
direkt nach dem Himmel als vollkommen gelost erscheinen lässt. Auf 
einer Ausdehnung von 2^;^^ zn 3^ zeigt ein vergrössertes Gliche der Ori- 
ginalau&ahme dOOO Sterne. Herr Admiral Mouchez, Direktor der Pariser 
Sternwarte, hat sich in einem Schreiben an den Prfisidenten der Royal 
Astronomieal Society za London gewendet, in welchem er betont, dass der 
Ai:^nblick gekommen sei, in welchem eine photographiscbe Au&ahme des 
ganzen Himmels durch 0 oder 8 geeignet gelegene Sternwarten ausgeführt 
werden könnte. Im ganzen wiirden dazu 6000 einzelne iiilder erforderlich 
sein und die Arbeit in etwa 10 Jahren ausgettihrt werden können. Man 
kann in der That von der Wichtigkeit einer solchen Arbeit keine zu hohe 
Vorstellung haben, sie würde mit einem Schlage die bisherigen unyoU- 
kommenra und geringwertigen Versuche, die Ideinen Sterne in die Karten 
nach dem Augenmafse einzutragen, beseitigen nnd dafür der Zukunft ein 
abf^olut treues Bild des Sternenhinimeis zu Ende des 19. Jahrhunderts 
iunterlassen. Ja, am Arbeitstische würden sich aus diesen Karten Ent- 



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— 46 — 



deckongexi herleiteii lasBem, die jetd; nur xnil; EBlfe der grösstoi Fonuofare 
und durch Aufwendfing zahlreicher Nadite gemacht werden können. 

Nov. 16 haben die Gebrüder Henry mittels ihres vollkommenen pho- 
tographisclien Apparates einen neiien Nebel entdeckt in Rektasz. 3^ 38™ 57" 
Dekl. -h 24^ 1'. Derselbe zeigt eine spiralige Form, ist 3' gross und scheint 
vom Stern Maja auszugehen. Dieser Nebel wurde am 8. — 9. Dezember 
wiederum photographiert, aber bis zur Stande ist es unmöglich, denselben 
in den Femrohren der Pariser Sternwarte zu sehen. Wahrlioh, eine wun- 
derbare Entdeckung! 

Das Spektrum des neuen Sterns in der Andromeda ist von Herrn 

Matinder in Green wich mit ungemeiner Sorgfalt untersucht worden. Das- 
selbe glich völlig demjf niti;en des Nf^l>''N. k^ine Spur von hellen oder dunklen 
Linien war darin zu . In 1 1, doch zeigit ts .sich etwas ausgedehnter als das 
NebelspektiTim. Sept. ii erschien die Farbe de;j Sterns ähnlich derjenigen 
der Region des Spektrums bei den D-Linien, Sept. 30, am letzten Beob- 
achtungsabende, war in der Farbe noch eine Orange-Nttanoe zu unter- 
scheiden. Sept 18 n. 21 wurde besonders nach einer etwaigen Scheibe 
des Sterns geforscht, ohne sicheres Resultat, der Stern ertrug Yergr^sser- 
ungen bis zu 500 fach. 

Neue Planeten. Am 4. Oktober hat Herr Palisa in Wien wiederum 
einen kleinen Planeten aufgefunden. Derselbe war 13*5 Grösse. Seine 
Neuheit vorausgesetzt, erhält er die iSummer 251. Möglicherweise ist er 
jedoch identisch mit Endora. 

Am 27. Oktober entdeckte Herr Perrotin zu Nizza abends einen neuen 
Planeten, der also die Kummer 252 erbäli 



1^ Anzeigen tan ^Süins^ kosten per dnrehlaufendle 



Verlagshandlung Karl Scholze in Leipzig. 

Alle für die Redaktion des ^Sirius* bestimmten Anfragen etc. sind 
direkt an den Redakteur, Herrn Dr. Herrn. Klein in Köln a. Rhein, zu 
richten, während Abonnements jede Buchhandlimg, die Post, sowie die 

Verhigsbuchhandlunp^ tob Karl Scholze in Leipzig entgegennimmt. 

Planetenkonstellationen 1886. April 4. Vd^ Merkur mit dem Moiide m Konjunktion 
in Rektaszension. April 7. Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Rcktsuszension. 
April 8. 17h Merkur in unlerer Konjunktion mit der Sonne. April 10. Ii» Satimi mit 
dem Monde in Konjunktion in llektaszension. April 14. 14 h Mars mit dem Monde in 
Komunktion in Rektaszension. April 16. 1^ Jupiter mit dem Monde in Konjunktion 
in Rsktaszension. April 10. III» Uranus mit dem Monde in Konjunktion in Rekta- 
szension. April 17, 14^ Merkur im niedereteigenden Knoten. A^rü 17. lyii Mars 
stationär. April 24. 281» Venus im nicdersteigenden ^oten. Apnl 27 19 h Merkur 
in der Sonnenfeme. April 20. Ol» Venus in grösster westlicher Elonpratien, 4C 8*. 
April 29. 18 h Venus mit dem Monde in Koi^junktion und Rektaezensiou. 



Ifonpareille-Zeue 



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— 47 — 



Stellung der Jupiternionde im April 1886 um 12*^ mittl. Greenw. Zeit 
[Phasen der Verfinsterungen. 



I. 



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15 








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2. 3- 




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4- 


19 








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1' O 






4* 


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O -21. 


4* 






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4- 




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O 1- 






•89 


3ü" 










•21 ü .4 


.8 







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— 48 — 



Planetensiellii ng im April 1886. 



Berlin. 
Xfttteg 



(fwizcDtr. I (ieozeatr. hLUli;»iL,i* 
KektJi«>ieng{on 1 DekÜBBtimi | tioQ 
h. m. «. I o ' "hm 



Merkur. 



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61*64 


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Ol 


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4 ly aö ö 


Ol 

21 


ü 


80 


28 


88 


16-16 


— 2 58 17-8 


21 
• 


5 










Mars. 








10 


38 


32 63 


+11 hi) 2r)-6 




44 


10 


10 




2-41 


11 'u S6 


0 


22 


15 


10 




46-84 


11 äO 34-4 


y 


1 


20 


10 


;i4 


42-91> 


11 37 16-4 




41 


25 


10 




46-40 


11 17 4<J U 


8 


22 


30 


10 


87 


62-88 


+10 52 42-2 


8 


5 








Jupiter. 






7 


11 


58 


ÖÜ.99 


+ 1 öU 41Ü 


10 


5Ö 


17 


11 


64 


4d.82 


2 15 $5-2 


10 


13 


87 


11 


51 


84^2 


+ 2 84 58*6 


9 


30 



Mittag 



(Toojst^ntr. 
h. m. 8. 



Hektbwtton 



Kuliniuu- 
tiou 
I Ii m 



17 

07 



7 
17 
27 

7 

10 
27 



Saturn. 

6 11 9-81 I +22 50 20-2 I 5 9 

6 14 11 20 -22 ÖU ;.4 7 4 32 

Ö 17 4b-.i>H ! oo .-,0 5,vy I 5J 5^ 

Uranus. 

12 20 9 05)— 1 21 32'3|.n 18 

12 18 30-45 1 12 2-7 10 37 

12 17 18 51 1 3 33-6 ( y Ö6 

Neptun. 
8 27 48-71 1+17 7 48-0 



3 29 25-26 
'6 3'} - 13 



r 

+1' 



2 25 

M Ol 1 40 

18 18-2 j 1 y 





h 


m 


Mondphaseii. 


April 


4 


3 


24-2 


Neumouü 


9 


11 


9 


87-6 


Erstes Viertel 


a 


14 


10 




^fond iit Erdnfthe 




18 


3 


52-8 


Vollmoud 




25 


18 


91 


Letztes Viertel 


• 


26 


17 




Mond in Erdfeme 



SternbedeokunBen ilureb den Mond für Berlin 1886. 



Monat 


Stern 


GrOflse 


Eintritt 


Austritt 








h 


m 


b 


m 


• ^ 

April 8. 


« ätier 


1 j 


6 


21-4 


6 


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. 10. 


26 Zwillinge 


6'5 


II 


20-5 


12 


6-9 


. 16. 


r Löwe 


5-0 


10 


10-H 


11 


15-2 


. 16. 


üranuB 


7 


11 


0-4 


12 


10 


, 18. 


X Jimgfrfttt 


4-3 


10 


8-6 


11 


4-6 


, 28. 


X Wassermann 


40 


14 


i4i 


16 


16-4 



Verfinsterungen der Jnplternionde 1886. (Eintritt in «Um S( liatten.) 



1 


. Mond. 






2. M 


011(1. 


April 2. 


III' 


44'" 


26-7» 




April 2. 131' 


3.6m II",« 


13 


.3s 


22-5 




9. 16 


12 54-6 


11. 


8 


6 


52-7 




20. 8 


8 360 


16. 


15 


32 


26-(i 




27. 10 


45 2Ö-4 


18. 


10 


(1 


577 








23. 


17 


26 


37 1 








25. 


1 1 


55 












Lage utui 




des Salurtiriuyes (nach Besst 


•1). 



April 10. «irossG A.-hs 



klciuf Arhse lS (t5' 



l{ini,rel!ipsf: 40-;'.4' 

Krliöliuiitrswinkcl der Kide ü1)er df'V H 111^^,.^^.,,,. ; Of," ;i4'8* tlüdL 

Milli.-i-e'Sckietu der Ekliptik April 10. 23" 27- 14-56" 
Scheinb. , , , , , 23'* 27' 6 0" 

Hallaiifsser der Sonne , » 15' 59*1" 

Parallaxe , , 8-83* 
(Alle Zettonga1>«B nMh mittlerer Bevifaier Zeit.) 



Druck von Ueiw A Becker in Leiyaig. 



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Neue Folge Band XIY, Heft 3. 

SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zentralor^an Ilir alle Freuiide M Förderer der Himmelsiaiide. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

herrorragender Fachmänner und astronomischer SchrifteteUer 
▼on Dr. HERMANN L KLEIN in Koi.v. 

— «AAA »Wimen nod Brkennen sind M$ FtattdA nod die 

Inliftlt} BaotaMhlimfNi Atm Man. B. 40. — Über da DfqHPat-U»l«r ]f«ni«r «it4«atllOBde. 



'Voll ajmBMtal*Iijritm J. VlMMDMim. 8. ftl. — Zw fltaktox dar Bowiifnlittt» B. AI. — Übw dl* phy- 

tfl^fjfc B»f ^ B<Hi'liiri ftf )1ith der ^ ^ — 



aooa«, 8.111. — Hmu^kuamm Vbvi dam Mnen Ston to jüidioiiMd«-N«Ml. 
8. W. — ]>«t 8*wa< te i i W M e t Mi dw I?. VtvnaAm liM. j(8etdim.) 8. U. — Beiicbtignng a« den 
▲«tüul: Dto aatvoaoaalseiMQ Sutttod« I» oalenaiiab-ITiifMB. S. 6A. Battiiuaaiic dar HcnlMivecwiif 



▲rtikal: Dia aatvaaoaalaeiMQ Suattoda m Ortanaiab-üiifMB. S. 6A. Baatimaaiis dar Hcnliaivec«!!! 
der Sorna ana SyaktnUMobaditaacm. B. H. — YanaJaehta iraaliiliiMani tlbar dm LMf dar Koneit« 
Vsbry und BafMid. 8. 87. Über die SabwingviiBaiL dar Aneatitaniiii0aB dar KaaaMo. 8. 48. — Y« 



«obUg sor BeobMbtaiic ttMMMbsrar VabelfleelMn. 8. dt. — IHa BU m w ila sm BaaAttg. 8. 30. ^ la» 
•emt. 8. 90: — FlaiMteiikoiialaltotiODeii In Mai 1806. 8. ?0. — Btelhu« dar JapltanBOnda im Val 1000. 
8. 71. — naMtauttilaaB In Mal iOflO. 8. TO. 

Beobaclitimgen des Mars. 

Tn den Monaten März und April wird der Planet Mars eine geeip^nete 
Stellung einnehmen, um physische Beobachtungen seiner Oberfläclie iin- 
stelien zu können. Sein scheinbarer Durchmesser beträgt zur Zeit der 
OppoBition am 6. M&x 14", am 22. März 18.6", am 11. April 12"« Bei 
der groBstoi ISniftfhe, die Mars fib^haupi erreichen kann, erseheint er 
uns unter einem Winkel Ton 23.5"; die diecjfihrige Opposition ist also 
keineswegs eine solche, welche diesen Plaripte?i in der für die Ht nliach- 
tuugen besten Jjage zeigt, doch wird sin ün ruf ) lim auch ftir miil'sige Fem- 
rohre den Planeten als interessantes Objeiit darstellen. Aus diesem Grunde 
mögen hier nach dem »Obsm^atory*' einige Angaben folgen, welche ftür 
diejenigen, die den Mars beobachten wollen, nQtzlidi dein wwden. 

Zunächst ist zu bemerken, dass der ülfittelpunkt der Marsscheibe, wie 
sie bei der gegenwäi-tigen Opposition gesehen wird, nicht einem Punkte des 
Marsärjuators entspricht, sondern einem Punkte von 22^ nördl. Breite. Der 
Nordpol des Mars ist also abgewandt, wälirend uns der Südpol zugekehrt 
ist und der südliche Polarfleck sich zeigen wird. 

Bekanntlich existieien mehrere Karten des Mars, unter denen die be- 
kanntesten diejenigen von Mädler und Ton Schiaparelli sind. Auf diesen 
Karten geht der Null-Meridian, den man auf der Marskugel gezogen denkt, 
durch einen und denselben Punkt, der sich bei guter Luft als dunkles 
Fleckchen darstellt und auf Mädlers Karte mit a bezeichnet wurde, bchia- 

Sixiu 1866. Heft S. 7 



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— 50 — 



parelli bat ihm den Namen , Yerfcioe d'Aryn ' gegeben. Die nachstellende 
Uane Tabelle zeigt nun an, zu welcher Stande an den nebenstehenden 
Tagen dieser Fleck mitten auf der Scheibe des Mars stehen wird. Die 

Zeitangaben sind mifflf^re 7jnf von Orpenwich in Stunden und Zehnteln 
df^rselben. Für Orte östlich oder westlich von- Greenwich muss man na- 
türlich den Zeitunterschied berücksichtigen. 



MSrz 1. 


10-4* 


April 1. 


4.4I1 


Mai 1. 


231»» 


Juni 1. 


18'4>». 


. 3. 


11-6 


ff 


3. 


5-6 




4. 


0-3 


« 


3. 


19-8 


» 5. 

7. 


12-8 




5. 


n-s 




6. 


1-6 




5. 


211 


140 


« 


7. 


8-0 




8. 


2 -9 




7. 


22-4 


. 9. 


15-2 


9 


9. 


9-3 




10. 


4-2 




9. 


23-7 


1, 11 


16-4 


■• 


11. 


10-5 


n 


12. 


6-5 


n 


12. 


1*0 


, 13. 


17*6 


» 


13. 


11-7 


• 


14. 


6*8 


n 


14. 


2*3 


. ir>. 


18-8 




15. 


13-0 


9 


16. 


8-0 


ft 


16. 


3-7 


. 17. 


19-9 




17. 


M'2 


yi 


18. 


9-3 


if 


18. 


5-0 


. 19. 


21-1 




19. 


15-5 


»1 


20. 


lO-ö 


n 


20. 


6-3 


. 21. 


22-3 


» 


21. 


16-7 


n 


22. 


11-9 




22. 


7-6 


„ 23. 


23-5 




23. 


18-0 


» 


24. 


13-2 




24. 


9-0 


. 26. 


0-7 


« 


25. 


19*8 


n 


26. 


14*5 


» 


26. 


l6*3 


. 28. 


1-9 


r 


27. 


20-5 




28. 


15-8 


D 


28. 


11-6 


, 30. 


3-2 


« 


29. 


21-8 1 


» 


30. 


17*1 j 


»■ 


30. 


12*9 



Um auch von den anderen HauptHecken des Mars den Moment zu 
wissen, wann sie auf der Mitte der Marsscheibe stehen, kann man sich 
der folgenden kleinen Tabelle bedienm, welche angiebt, um wie viele 
Stunden und Zehntel derselben die beni^ten Flecke dem obigen Fledr, 
der den NuU-Meridian bezeicbnet, folgen. 



Midien 



Bditavaiellte 


folgt auf Jen üaM- 

■ M<^Ti>liau In 


BaMidiiraaff 


Stauden: 


Laeos Solis 14. 




Mare Sirenum 19» 


90 


Gigantum 25 


11-6 


Mare Cimmerium 41 


16-4 


Syrtis major 51" 


19-3 


Ilammuuiä Coniu 57 


21-8 . 



A 

P 

r 

n 

f 

e 



Terby-See 

Pratt-Bai ] s 
Troundot-Bai>| 
Huggins-Bai \n 

Kaiser- See 
Cap Banks 



Man niiiss übrigeiiti niclit glaulif^n , fliese und andere Oberllaeiienteiie 
des Mars ohne weiteres als leichte und uugeniällige Objekte wahruelimen 
ZU können, wie dies oftmals yon Laien erwartet wird. Vielmehr bedarf es, 
selbst an den grossten Fonrohren der Gegenwart, eines sorgföltigen, auf- 
m^kramen Studiums, um im allgemeinen auch nur die Hauptflecke- in 
ihren wahren Zügen zu erkennen. Leicht sichtbar ist nur die Schneezone 
am Südpol. . • 



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— 51 — 



Über den Doppel-Krater Messier auf dem Monde. 

Vom Gymnaaial-Lthrer J. Plassmann. 

Wenn dit' Beobachtungen am Krater Messier, welche Herr A, Demeuse 
in Aachen g^acht und in Nr. 1 des gegenwärtigen jJahrgangs dieser Zeit- 
schrifk Teröffentiicht hat, sich hestfitigen aollten, so wfire damit ein Anhalts- 
punkt ZOT Beantwortung der Frage nach dem Vorhandensein von Lnft nnd 
Wasser anf nnsem Trabanten gegeben. Die Möglichkeit des Vorhanden- 
seins dieser Stoffe, wenngleich in sehr geringen Mengen, ist ja theoretisch 
nicht zu bezweifeln. 

Unter den Bemerkungen des üerrn Demeuse scheint mir diejenige die 
widitigste zu sein, dam zur Zeit des ttrstoi Viarjieb, sowie ein oder zwei 
Tage vorher nnd nacfahor, die hetr. Gegend auf dem Monde ziemlich un- 
klar und verwaschen aussieht. Ein Blick auf die Mond-Karte zeigt, dass 
Messier ein paar Tage nach dem ersten Viertel Mittag hat. 

Wir erlanbpn uns mm, anf eine irdische Krscheinnng^ hinznwciscn, die 
jedem tieissij^on Wetterb<'nbachter bekannt gen»ig ist. An heissen Sominer- 
tagen sieht mau manchmal in den letzten Vormittagsstunden Wolken mit 
grosser Schnelligkeit sich bilden, die dem hastigen Aufsteigen der Wasser- 
dfinste ihre Entstehung verdanken und bald nach Mittag wieder zei^eh^. 
Sollte in der Nähe des Messier noch eine kleine Wasseransammlung vor- 
handen sein, die eine ähnliche Wolkenbüdung und hierdurch eine Trübung 
hervorriefe? 

Lichtbrechungen durch den angesammelten \V as.serdampf könnten viel- 
leicht auch die von Herrn Demeuse bemerkten scheinbaren Änderungen 
in der Grösse der beiden Krater verursacht haben. Es wäre zu wtlnschen, 
dass die Beobachtungen möglichst vollständig veröffentlicht wttrden. — Die 
Unterschiede in der Trübung der beiden Krater-Öffnungen werden auf 
Höhenunterschiede zurückzuführen scm. — Es i.st interessant zu bemerken, 
dass die Trübung nicht bei einem der grossen Krater, wie Copemicus 
oder Tycho, zuerst auiiiiiit, sondern bei dem kleinen, aber durch seine 
Stellung in einer weiten Ebisne scharf gekennzeichneten Messier; denn bd 
diesem muss eine leichte Wolkenbildung viel schneller den Gesamt-Anblick 
Sndem kmonm, als bei jenen. 



Zur Struktur der Sonnenhülle. 

Zahlreiche Beobachtungen der Sonne bei direkter wie bei spektro- 
skopischer Untersuchung, die Herr E. L. Trouvelot länger als ein Jahr^ 
zehnt fortgesetzt, haben eine Reihe von Einzelerscheinungen enthüllt, welche 
über die feinere Struktur der SonnenhüUe neues Licht verbreitoi In einer 
längeren Abhandlung teiltis Herr Trouvelot ausföhrlich alle diese Details 
seiner Wahmehmangen mit, nnd die Diskussion dieser Erscheinungen ftthrte 
ihn zu einer Auffassung von der Struktur der Sonnenhülle, welche im nach- 
stehenden wiedergegeben werden soU. 

7* 



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— 52 — 



Die HfiUe, welche die leuehtoide Sonnenoberfl&ehe begrenssl;, die bo- 
geniumte .Photospluire*, bfldet gleicimm eine Art nngeheurar Kügelseliale, 

deren Dicke verhältnismässig sehr klein ist. Diese HüUe, in welcher Löcher 
entstehen, die uns als Sonnenflecke bekannt sind, b^stpht ans einer unzähligen 
Menge senkrechter Fäden, welche erzeugt werden durch die Kondensierung 
der Metalldämpfe, die von innen herausgeschleudert werden" und ziemlich 
in derselben Höhe schwebend erhalten werden durch verhältnismässig wenig 
lenchiende Dampfe, welche die Faden Yon einander trennen nnd sie in* der 
bestimmten Entfernung halten. Jeder «»nzelne dieser Faden, aus denen die 
nülle besteht, enthält alle Substanzen, welche diese zusammensetzten; das- 
selbe gilt von den Dämpfen, welche sich zwischen den Faden befinden; sie 
bestehen aus denselben Substanzen wie die Fäden und bilden diese, wenn 
sie sich kondensieren. Wegen ihrer fadigen Struktur nennt Herr Trou- 
Telot diese kugelige Httlle der Sonne, die er von der PhotosphSre getrennt 
wissen will, die „Nematosphäre*, während der Name Photo{q[)hfire nur der 
Oberiläche der Granulationen zukommt, welche diese HfiUe zusammensetzen 
und auf welchen das Licht entsteht. 

Nach innen von dieser fadenförmigen Hülle existiert in einer bestimm- 
ten Tiefe ein Kern, dessen Natur unbekannt ist, der fest, flüssig oder gas- 
förmig sein kamt Aber wie dieser Sonnenkem anch beschaffen sein mag, 
sicher ist, dass er heftigen Krisen unterworfen ist, welche gleichsam pa>- 
manent sind und auf der ganzen Oberfläche stattfinden, worauf die schwachen, 
giaiien Flecke hinweisen, die man tiberall auf der Sonne beo>mobt«t, die 
klemen Flecke, die von Fackeln begleitet, ebenso wie die Wasser.stotf-Pro- 
tuberauzen, die man unter allen Breiten beobachtet; diese Krisen sind am 
lebhaftesten in der Gegend, welche bis 35^ beiderseits vom Äquator liegt. 

Die Elisen des Sonnenkems offenbaren sich durch gewaltige Eruptionen 
Von Wasserstoffgas, Metalldfimpfen nnd glühenden Staubteilchen^ welche 
bis zu beträchtlichen Höhen emporgeschleudert, sich zu Feuerwolken unter- 
halb des unteren Teiles der Nematosphäre ansammeln. Da der mit Helium 

gemischte Wasserstoff leichter und bewegUcher ist als die Metalldämpfe, 
Üdet er den GipM der Eroptionssfiiile, nnd indon et zwisclm dk FSden 
eindringt, die er von dnandor entfernt imd die er teilweise in Dampf yeav 
wandelt, den er mit sich wegführt, öShet er sich schliesslich einen Ausweg, 
durch den er sie}] liber ilie Photosphäre erbel)t. teils als unsichtbares Gas, 
welches beträchtliche Höhen erreicht, teils in l^orm von Wasserstoff-Pro- 
tuberanzen mit einigen Spuren von Metalldämpfen an ihrer Basis; oder 
wenn seine Impulsivkrafb weniger gross ist, verbreitet er ach ernÜBch an 
ihrer Oberfläche, wo er die Glm>mo8phare bildet nnd imterhSIt Wenn die 
eruptiven Strahlen wenig Zufohr erhalten, oder ihre Temperatur wenig 
hoch ist, wie dies zuweilen zur Zeit der Fleckenminima der Fall ist, so 
erfahren die aus ilmeu gebildeten Protuberunzen eine beginnende Konden- 
sation und nehmen die fadige Struktur an, welche der Nematosphäre eigen- 
tfimlich ist. 

Die dichteren Metalldämpfe, welche ein betrSchtücheres Emissionsver- 
mögen besitzen als der Wasserstoff, erhdhen die Temperator der Fäden, 

die schnell zersetzt werden und zu einer oder mehreren kompakten Miissen 
vereint, zu mehr oder weniger beträchtlichen Höhen über die Photosphäre 



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gehoben, in GestaLt blendender Fackelgroppen und metallucherPirotuberanzen 

von eruptivem Typus erscheinen und vor unseren Augen die Gestalt und 
d\c Ansdehnuug der unter der Nemat4isphärc liegeiulf^ii EniptionjssHulen 
reproduzieren. Wir sehen auch, dass die all^^eiueine de.stalt der Fackel- 
gruppeü stets mehr oder weniger kreisrürmig ist, wie die der Eruptions- 
säalen der ErdTulkane, bevor sie der Wirkung der Winde gehorcben. Die 
eben beschriebenen Erscheinungen sind der Zone der Flecken eigentQmlich; 
in den höheren Breiten der Sonne sind die Eruptionen des Kerns weniger 
heftig und erreichen niemals so grosse Höhen. Nur Wasspr^tofT mit Tlolinra 
kommen hier bis zur Fädenhiiiie und indem sie zwisciieu die >'äden dringen, 
erheben sie sich über die Hülle als Wasserstoff-Protuberanzen. In diesen 
Gegenden kommen diQ metallischen Eruptionen nur selten bis zor Ober- 
fläche und bilden nur kleine und seltene Fackeln und Bebr wenig Protu- 
beranzen von eruptivem Typus. 

Wenn man die Wirkung der lioftigen Eruption in der Gegend drr 
Flecke auf die Substanzen sieht, welche die Fädenhülle zusanmiensetzeu, 
die sie in die Höhe heben und in glänzende Fackeln und unsichtbares Gas 
verwandeln, so kann man sich denkm, dass die Temperafnr dieser Dämpfe 
so hoch ist, dass alle ehemischen Elemente, welche sie zusammensetzen, 
im Zustande der Dissoziation sich befinden. Sind die MetalldSmpfe an den 
oberen Teil der Nematosphäre gelangt; so kühlen sie, wegen ihres bedeuten- 
den Emissionsvermögens und der Strahlung des Kaumes exponiert, sehr 
schnell ab imd ihre Temperatur sinkt, wie dies Wilson sich vorstellte, 
bald auf ihren Kondensationspmikt. In diesem Moment nehmen die MetaU- 
dämpfe die fadenartige Struktur an und kondensieren sich gleichzeitig zu 
glühenden Flüssigkeiten und Staubteilchen; wahrend ihre bis dahin disso- 
ziierten Elemente sich nach den Verwandtschaftpgcsetzen vereinigen. Diese 
Kondensation von Metalidämplen einerseits und diese chemischen Verbin- 
dungen andererseits liefern dort, wo diese Erncheinungen stattfinden, d. h. 
um Gipfel eines jeden Fadens, jene ungeheure Wärme und jenes intensive 
Licht, welche die Sonne bestfind^g in den Raum ausstrahlt. Diese zahllose 
Menge von Zentren der Kondensation und chemischer Verbindungen, welche 
am Gipfel der Fäden vor sich gehen, bilden zusammen die blendende Schicht, 
die ungemein dünn imd sozusagen ganz oberjQächlich ist, die ull^>iri wirklich 
den Namen Photosphäre verdient, denn in ihr entsteht jenes niteiisive Licht, 
das die Sonne ausstraiiit. JJa diese flüssigen und festen Teilchen eine un- 
geheure Menge ihrer WSrme verloren haben, sind sie viel m schwer fttr 
das Medium, in dem sie sieh befinden, sie fallen als Regen auf d^ Kern, 
wo die Wärme sie bald wieder in Dämpfe verwandelt und werden gleich- 
zeitig in jedem Faden ersetzt durch neue kondensierte Dämpfe, die nnauf- 
hörlich von den Eruptionen des Kerns geliefert werden und ohne Unterlass 
von der Kälte des Raumes kondensiert werden. So erhalten sich die Fäden 
der NematosphSre und damit die Wfirme und das Iddit der Sonne. 

Da es nun nach den Beobachtungen sicher ist^ dass Metalldampfe sich 
an der Oberfläche der Sonne zu Fäden kondensieren, und wenn es richtig 
ist, dass die Kondensation in der hier beschriebenen Weise erfolgt, so mnss 
jede Granulation, welche nichts anderes als der Gipfel eines Fadens ist, 
eich umgeben und von den benachbarten isoliert finden durch eine kleine 



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Ga^ülle, die teas denselben Substanzen besteht wie die Fäden und die, 
wenn sie sich kondensiert, gleichfalls Fäden bildet. T)n die kleinen Dampf- 
htilien, welche die Granulationen umgehen, ihre Entstehung der Wärme 
Terdanken, welche bei der Kondensation der Metalldiimpfe zu Fäden und 
bei dea diemischeii Y^bindungen in denselben entwickelt wird, muss ihre 
Temperatur notwendig niedriger und ihr Lioht weniger intensiv sein als 
die der Granu! ifirmen, so dass sie uns mehr od« weniger dunkel erscheinen 
und eine Art dunklen Netzes bilden, wie man es auf der Sonnenoberfliiche 
sieht. Da ferner diese Dampfh allen der (irrmnlationen eine niedrigere 
Temperatur besitzen als diese, während sie im üi)rigen aus denselben ►Stötten 
bestehen, so absorbieren sie die Lichtstrahlen, welche von diesen Granu- 
lationen ansstrahlen, und geben ein Spektram dunkler Strahlen genau ähn- 
lich dem, das man an der Sonne beobachtet. Da die Dampf hOlle der 
Granulation sich auch über sie weg erstreckt, werden sie eine dünne, kon- 
tinuierliche, absorbierende Schicht bilden, welche am Sonnenrande sich etwa 
über die Photo.sphäre hinaus erstrecken und während totaler Öonnentinster- 
nisse die Fraunholeiöchen Linien umkehren wird. 

Die Eraptions-Säulen des Wassersto^ases und des Helium schieben 
sich, wenn sie nur geringe Kraft und Mkaae haben, sanft zwischen die 
fadigen Elemente der Hülle, die sie mehr oder weniger auseinander treiben, 
und bilden jene leichte]!, grauen und diffusen Flecke, die überall und immer 
auf der Ollerfläche der Sonne zu sehen sind. Wenn sie mehr Kraft imd 
Volumen besitzen, dringen diese gasförmigen Eruptionssäulen an einem 
Punkte zwischen die fikd^^en Elemente, welche sie sanft auseinander treiben 
und allmählich zurückstauen, indem sie bidd einen kleinen schwarzen Fleck 
ohne Hof oder Fackel oder innere Schleier bilden. Da die Gase stets zu- 
fliessen, wird der Fleck dauernd breiter und nach und nach nragiebt er 
sich mit einem Hof, <ler lierrCihrt von einem leichten Heben des unteren 
Teiles der den Rand der Üiinuug bildenden Fäden. 

Die glfihenden M(^alld&mpfe, welche die weniger hoch hinaufreidben- 
den Teile derselben Emptionss&ulen bilden und ein stärfcsres Emissions- 
yermögen besitzen als d^ Wasserstoff, erhitzen die fadigen Elemente, wenn 
sie bis zu diesen gedrungen sind, schnell, was in der Zone der Flecke oft 
geschieht, zersetzen dieselben und führen sie in den Gas/ustand zuri'udv; 
indem sie sich dann mit ihnen mischen, bilden sie jejie gläuzeudeu Massen, 
welche über die Nematosphäre gehoben, uns als leuchtende Fackeln er- 
scheinen. Die Löcher, welche in der Nematosphäre entstanden sind durch 
die Zersetzung und Umwandlung der Fäden in Fackeln und ihre Erhebung 
über ihre Oberfläche, bilden die Sonnenflecke, deren Hof gebildet wird durch 
das Heben des unteren Endes der Fäden, welche den Kand dieser Löcher 
bilden und umgeben. 

Die Sonnenflecke Terschwinden auf verschiedene Weisen: In einem 
ersten Typus verengern sie sich; indem die benachbarten Faden sich los- 
lösen, greifen sie allmählich auf ihre Öfi'nung über, in dem Masse als die 
Gaseruption abnimmt, und füUen sie schliesslich aus. In dem zweiten 
Typus ist die Erscheinung komplizierter; bald yerschwindei> sie infolge des 
Herbeifliessens massiger Fackeln, welche ihre Öffnung bedecken; bald sind 
es leuchtende Brücken, die sich über sie senken und indem sie die iadige 



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, Struktur annelimen, werden sie schnell breiter und füllen sie aus; bald 

endlich vfrscli winden sif dadurch, dasa unsichtbare Dämpfe sich auf ihrer 
(3iliuiji4( zu schleierartigen Dämpfen kondensieren, welche tiockig und dann 
fadeuartig werden und sie nach und nach in verschleierte Flecke umwandeln, 
welche durch das Anwachsen der Fäden bald ganz verschwinden. Gewöhn- 
lich wirken die hier aufgeführten Ursachen bäm Yoschwinden der Flecke 
nicht isoliert, eondom vielmehr alle zuaamnien. 

Die Fackeln bilden sich fast immer oberhalb imsichtbarer Löcher der 
Neniatos])liärc, und wenn sie nicht in diesem Zustande durch innere Wärme 
erhalten würden, die ihnen unaufhörlich tkn*ch die Löcher, welche sif be- 
decken, zugelUhrt würde, würden sie sich bald zu Fäden kondensieren, was 
übrigens ziemhch oft vorkommt. Aber gleichwohl geschieht es nicht selten, 
dass sie nach und nach verschwinden, indem sie in unsichtbare DSmpfe 
umgewandelt werden und an ihrer Stelle die Flecke zurücklassen, die sie 
bedeckt haben. Der letztere Fall ist aber nur eine Ausnahme; denn die 
Löcher der Neniatosphäre bleiben die länf^ste Zeit mehr oder Aveni«?er von 
den Fackeln verstopft und verbellen oft unbemerkt, oder sie werden nur 
angezeigt durch kleine, seitliche Flecke, die man an der Batslü der Fackeln 
«ient, wenn sie dem Sonnenrande nahe sind, die aber verschwinden, wenn 
«ie sich Ton demselben em w^ug entffMtnen« 

Bisher hat die Beobachtung noch nichts ausgesagt über die Ursache 
der Eruptionen des Samenkerns und wir haben weder etwas über ihre 
Periodizität, noch über die der Flecken, Fackeln und Protuberanzen erfahren. 
Ob ihre J'eriodizität eine wirkliche oder nur eine scheinbare ist, immer 
kaim man vermuten, dass während der Miniumm-Perioden die Eruptionen 
«eltener und weniger heftig sind und dass sie vorzugsweise aus Wasserstoff 
bestehen; dass sie hingegen während der li^udmum-Perioden häufiger und 
häufiger sind und gleichzeitig Wasserstoff und Metalle filbri n. Daraus 
würde sich ergeben das Vorherrschen der Flecke, der Fackeln und der 
Protuberanzen mit Metallspektren, während der letzteren Perioden und ihre 
Seltenheit während der eiritereu. 

(BuUctm astronouiique Tome II 1885, p. 263. 364. 413. Der Naturforscher.) 



Über die physikaUsche Beschaffenkeit der Sonne. 

Herr T?tot Dr. G. Sp5rer,.der berOhmte Sonnenbeobachter, hat hier- 
über auf der letzten Astronomenversammlung seine di^rch lang^jährige Be- 
obachtungen gewonnenen Anschauungen vorgelegt. Wir entnehmen diesem 
Vortrage nach dem Auszuge über die betreüende Sitzung das Nachfolgende. 

Seitdem durch Kirchbo£& Spektral-Untersuchungen (1861) die Herschel- 
Btsbß Ansicht Ton der Beschaffenheit des Sonnenkörpers beseitigt wurde, ist 
die Hauptstütze der alten Anschauung noch ferner benutzt worden, um 
daraus abzuleiten, tlass die Flecke trichterf(3rniig unter der Sonnenoberfläche 
vertieft sind. Ich meine die Wilsonsche exzentrische Kemstellung, welche 
flir regelmässig behofte Flecke bei ihrer Annäherung an den Sonnenrand 
alä ineist .zutreffend anzuerkennen ist. Es ist aber nur eine Folgerung aus 



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der Annahme einer trichterförmigeii Vertiefung, wenn gesagt und durch • 
Zeichnungen erläutert wird, dass bei weiterer Aniuilierung an den Sonnen- 
rand der Kern verdeckt wird und znletzt nnr ein Hofstreifen sichtbar bleibt. 
Wie ich schon vor 20 Jahren ausgesprochen litvbe, ergibt sich aus den Be- 
obachtungen, dass nahe dem Sonnenrande zuerst der innere (der Mitte der 
Sonnenschabe zugewandte) Hofistreifen und dann auch der Süssere Hof- 
streifen (dem Sonnenrande zu) verschwindet, so dass zuletzt nur der Kern- 
atrdfen mit nördlichem und südlichem Hofstreifen übrig ist. Demnach 
kann der Kern nicht hf^trfichtlich unter der Sonnenoberflächc vertieft sein, 
und die Iloigrenzeii n liu M ii ^ich oberhalb der Sonnenoberfläche befinden. 
Das Gebilde ist aber nahe dem Sonnenraude sehr matt, was dadurch zu 
erklSren ist, dass jeder Fleck von dner hellen Fadcelfl&ehe umgeben ist^ 
über welcher sich ein Gourant ascendant heisser Gase befindet. Je naher 
der Fleck dem Sonnenrande ist, desto mehr blickt man durch den unteren 
Teil des vorliegenden Conrant ascendant, und dus Bild verliert an Deut- 
lichkeit, ebenso wie es bei irdischen Gegenstünden der Fall ist, vor denen, 
sich ein heisser aufsteigender Luitstrom befindet. 

län anderer Ghrand f&r betrfidttiidie Tiefe der Kerne wird daraus ent- 
nommen, dass aUemal in einer mit zahlreichen Flecken besetaten Gruppe 
bei AmtSherong an den Sonnenrand alle kleineren flecke verschwinden 
und nur die ^osscren sichtbar bleiben. So müsste es auch sein, wenn die 
Flecke unter der Oberfläche vertieft wären, denn fttr den Beobachter, welcher 
schräg nach der Gruppe hinblickt, wäre die Sichtbarkeit der Flecke von 
ihrem Durchmesser abhängig. Solche Fleckengruppen sind aber nicht bloss 
▼on hellen Fackelflachen umgeben, sondern sie enthalten auch stets zwischen 
den Flecken ausgezeichnet helle Stellen. An allen diesen Stellen befinden 
sich hochaufHtrebende Strömungen heisser Gase, /eitwcifo verstärkt und am 
Sonueiirynde siclitbar als mächtige Protuberan/eii. Diesem ümstiinde ist 
zuzuschreiben, dass die kleineren Flecke nicht mehr zu erkennen sind. Die 
beobachtete Thatsache entscheidet also ebenfalls nicht zu Gunsten einer 
beträchtlichen Tortiefung. 

EinttL anderen Weg zur Bestimmung der Tiefe hat Faye vorgeschlagen 
und danach aus Carringtons Beobachtungen eine Tiefe =8" berechnet. 
Bei diesem Verfahren können Tiefenparallaxe und Refraktion nicht getrennt 
werden, denn beide bewirken in gleicher AV^eisc imhe dem AVestrand der 
Sonnenscheibe eine Verkleinerung, nahe dem Ostrand eine Vergrösserung 
der heUt^raphischen Langen, and ans solchm Abwnchungen im Gange 
der heliogiaphischen Längen wird das Resultat abgeleitet. Man hat Flecke 
zu nehmen, welche in zwei Rotations-Perioden beobachtet sind, und muoi 
man für heliop-aphiscliHn Läntren beider Perioden durch Anbrin^mg einer ^re- 
setzmässigen Korrektion eine einfache Reihe herstellen. Dabei ist notwendig, 
dass die heliofflraphischen Längen aller Orter, welcher der Mitte der Sonnen- 
scheibe nSher liegen, und bei denen der Ehifluss von Tiefenparallaxe und 
Refraktion nur unbedeutend sein kann, auch ohne Korrektion (oder mit 
Anbringung einer genäherten Korrektion) fttr beide Botations-Perioden eine 
gleichmäpsirre Reihe bilden. Wenn diese Bedingm^ nicht erlullt ist, so 
darf der ?'1ef k nicht benutzt werden. Es ist ferner nötig, dass für alle 
dem Rande näheren Orter eine grössere Genauigkeit der Messung angewandt 



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• 

%ird, als sonst erforderlich ist Der Abstand vom Rande muas dahor direkt 
gwpieflBen werden, wobei es vorteilhaft ist, dass in der Regel bei Annäherung 
an den Rand der Flerk als ein dem Rande paralleler Strich ersolit int; 
ausserdem wird aber der nachteilige Einfluss möglichst beseitigt, weiciier 
so häufig durch uuregelmässige Refraktion unserer Atmosphäre entsteht. 
Man kam. wohl annehmen, dass bei tma solchen unr^elmassigen Be- 
Mddon der Ort des Flecks und die naheliegende SteOe des Sonnenrandes 
gleichmässig yerschoben werden, aber man kann nicht annehmen, dass 
z. B. bei der gewöhnlichen Bestimmnnn; durch rechtwinklige Koordinaten 
der Fletk ebenso verschoben werde, \vie die Punkte Nord oder Stid und 
West oder Ost, zumal wenn der Fleck von diesen Punkten weiter abstehi 
Bei Garringtons Beobachtungoi ist niemals der Abstand vom Rande direkt 
gemessen worden, nnd kann ich daher nicht zugeben, dass Garringtons Be* 
obachtnngen für diese Untersuchung verwendbar sind. Aus meinen Beob- 
achtungen der Jahre 1861 bis 1871 habe ich berechnet und 187G verööent- 
licht, dass der Mittelwert der Korrektion, wenn er allein der Refraktion 
der Sunueuatmosphüre zugeschrieben wird, für diese einen Brechungs- 
exponenten = 1.0021 ergibt; dagegen wenn der ganze Betrag (ohne Rück- 
sidit auf Refraktion) fttr Vertiefung angerechnet wird, dass dann die durch» 
schnittliche Tiefe 2" oder beiläufig 200 geographische Meilen betragt. Eine 
neuere Untersuchung bis inkl. 1884 lieferte fast denselben Wert. Für 
mehrere grosse Flecke ergab sich, dass auch mit Refraktion die anfreo-pl.one 
Tiefe wahrscheinlich stattfand, während überhaupt vicde Fk'cke gelunden 
wurden, für welche die Beobachtungsreihen entschieden keine Vertiefung 
ergeben. 

Mit den Spektralbeobachtungen steht dies Resultat nicht im Wider- 
spruch, denn eine erforderliche Annahme stärkerer Absorption Über den 
Kernen bedinf^ nicht notwendig, dass sich die Kerne am Gninde einer he- 
trächtlichen V ertiefung befinden, welche mit kälteren Gasen oder Dämpl« n 
erfüllt ist. Kältere Gase können über den Kernen gedacht werden bei be7 
liebigen Kirean-yerhältnissen. 

Die niedrigere Temperatur der Kerne ist schon yor 40 Jahren durch 
Beobachtung mit einem Thernio-Elemcait erwiesen worden, wie in Hum- 
boldts Kosmos erwähnt ist. Seitdem sind derartige Beobachtungen mehr- 
fach angestellt worden, nnd ich habe mich auch damit beschäftigt. Die 
von einem grosseren Kerne ausgestrahlte Wärme beträgt etwa ^/g derjenigen, 
wdehe TOD einer i^eieh grossen FIfiche der Umgebung aui^genrahft inrd. 
Die Fiacfcelflachen aber zeichnen sich aus ebenso durch grosse Wärmeaus- 
etrahlung wie durch grosse Helligkeit. 

I>ie Fackeln entstehen durch Strömungen aus dem Innern des Sonnen- 
körpers, die Flecke durch abwärts gerichtete atmosphärische Strömungen. 
Dies geht hervor aus den Untersuchungen zur Erklärung der Rotations- 
formel der Flecke. Es sind verschiedene Rotationsformeln aufs^stellt, von 
Gairington nach seinen Beobachtungen, Yon Faye nach anderer Bearbeitung 
der Carringtonschen, von Tisserand nach dgenen Beobachtungen, femer von 
mir nach eigenen Beobachtungen mehrere, nnd von letzteren bevorzuge ich 
diejenige, welche aus solchsn Flecken der Jahre 1861—1^71 abgeleitet ist, 
bei denen für zwei Rotations-i^erioden der Rotationswinkel konstant war. 

Sirius 1886. Heft 3. 8 



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Diese- Formel lautet | B^. 548 + 5°. 798 cos b. hsk habe schon im 
Jahre 1868 ausgesprochen, dass'der anfängliche Rotationswinkel der Flecke 
zu gross ist, und darauf erst durch Verminderung in denjenigen übergeht, 
welcher längere Zeit konstant bleibt. Nur solche konstaute ilotationswinkel 
zeigen rorzugsweise jene durcli die Formd ansgesprochoie Abhängigkeit 
YOn der heUograplueeiien Bmte. Die Übrigen sind nicht minder wichtig, 
denn gerade vermittelst der abweichenden Fälle ist die Erklärung der Ro- 
tationsforrael zu finden, weil sich bestimmte Regehi für solche Abweichungen 
ergeben. Dies habe ich in meiner Publikation des Jahres 1H78 erörtert. 
Der westliche und der östliche Teil einer Fleckengruppe zeigen ein ver- 
schiedenes Verhalten; westlich kommen die übergrosseu Botationswinkel 
Tor, dem entsprechend, dass ein atmosplukriseher Gonrant desoendant yer- 
möge der grosseren linearen Rotationsgeschwiudigkeit seines Ursprungs 
auch eine grössere westliche Ablenkung erfahrt; östlich finden sieh die ver- 
kleinerten liotutionswiukel, weil dorthin diejenigen innereren Strömungen 
gehen, deren Ursprungstiefe die mittlere Tiefe übersteigt. In einer nächsten 
grösseren Publikation werde ich hierfür noch weitere Beispiele anf&hren, 
zugleich auch fftr YerSnderlidikeit der RotationswinkeL Für einen neu 
entstandenen Fleck im westlichen Teile der Gruppe ist der anfängliche 
Rotationswinkel bisweilen sogar um 2^ grösser als der Formelwert, so dass 
alsdann die Höhe des TTrsjirungs des atmosphärischen Courant descendant 
überaus bedeutend sein muss; aber sie erniiissigt sicli bald 7a\ dem Betrage, 
welcher in der Rotationsfonnel enthalten ist. Es geht ferjier aus der 
Untersuchung hervor, dass es sich bei diesen VerhSltnissm nur um insel- 
artige Gebiete handelt, die Fackelgebiete; und dass sich also die Erklämng 
der Rotationsformel nicht auf ganze Breitenzonen beziehen darf. 

Die Ursache des atmosphärischen Courant descendant wird erkennbar 
durch den Umstand, dass gerade bei der Entstehung eines Hecks der Ro- 
tationswinkel überaus gross ist, also dass dann die Höhe des Ursprungs 
die bedeutendste ist. Zu dieser Zeit erreichen die «flammigen" Protube> 
ranzen Über dm Fackelflächen ihre grösste Höhe. — Man hat diese Pro- 
tnberanzm, welche mit den Flecken in Beziehung stehen, auch metallische 
genannt, weil nachweislich der Tuitere Teil metallische (xase enthält; ferner 
hat man sie eruptive genannt, indem man wirklich die mächtigen und viele 
tausend Meilen emporschiessenden Strahlen einer Eruption zuschrieb. Es 
TerhSlt sich hiermit meiner Ansicht nach wie mit den zu enormen Höhen 
emporsteigenden Aschensaulen unserer Vulkane, welche man auch nicht als 
unmittelbare Eruptionserscheinungen betrachten darf. Der Auftrieb der 
erhitzten Luft mnss auch Im rück sichtigt werden. Dies zeigt deutlicli eines 
der meteorologischen EAperiJuente des Herrn Dr. Vettin. Man beobachtet 
die Luftbewegung, welche unter einer Glasglocke .stattfindet, wenn diese auf 
eine Glasplatte gesetzt ist, deren Mitte auf kurze Zeit Ton unten her er* 
wSrmt wird. Die Luftbewegung wird deutiich gemacht vermittelst Rauch, 
welcher vorher eingehlasen ist und sich über der Bodenfläche abgelagert 
hat. Man sieht zuerst eine domartige Erhebung über der erwärmten Stelle, 
und darauf emporschiessendc Stralilen, wie es durchaus der Beobachtung 
der sogenannten eruptiven Protuberanzen entspricht. Solche aufsteigende 
Bewegung wird die Ursache der abwärts gerichteten. Nicht bloss die auf- 



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gestiegeneE Gasmasseu, sondern aueh andere aas höheren Qebieten kommen 

an günstigen Stellen hoab. Besonders aber zielien nn den oberen Grenzen 
des durch Aufströniung entstandenen Gebietes die kälteren Strömungen nh- 
wärts, wobei die westliehe Richtuiiü; begünstigt ist vermöge der grösseren 
linearen Rotationsgeschwindigkeit der höheren Regionen. — Es ist aber 
nieht anzmiehmen, dass der Oourant aac^idant, welcher über den heissen 
flachen stattfinden mnss, überhaupt nnr so lange besteht, wie die flammigen 
Protaberanzen vorhanden sind, welche nur zeitweise grosse Höhen erreichen ; 
sondern das Auftreten dieser Protuberanzen ist zn ])etracliten als eine 
Steigerung des Courant ascendant, welche dann eintritt, wenn die Fackel- 
flächen eine neue oder stärkere Zuströmung aus dem Innern erfahren, so 
dass nunmehr die beiden Ursachen, Eruption und Auflxieb heisser Gase, 
beide zugleich wirksam sind. Die Protuberanzen würden also anzeigen, 
welche Hohe der Oourant ascendant bei eingetretene Steigerung mindestens 
erreicht. 

Wenn nach Abschluss der Knt\vickelnn<?sphase einer Grupy)e ein grosser 
Teil der gebildeten Flecke wieder verschwunden int und ein isolierter Fleck 
verbleibt, so findet man bei diesem nur noch niedrige flammige Protube- 
rattzen, wodurch nach meiner Meinung angezeigt wird, dass auch der 
Courant ascendant der ain^a'V)endMi Fackelfläche ermässigt ist, ebenso der 
davon abhängige, nach dem Kern gerichtete Courant descendant. Der 
letztere dnrcliströrat die Kernstelle, divergiert daselbst und erhebt sieh an 
den Grenzen des Hofes, wo er sich mit dem Courant ascendant vereinigt, 
so dass eine vollständige Zirkulation stattfindet. 

Anderes, was ich im Vortrage nur kurz «rw^mte, wird man ausführ- 
licher in der nächsten von mir bearbeiteten Publikation des Observatoriums 
finden, nanientlieh eine für beide Halbkugeln getrennt durchgeführte Unter- 
suchunfj der Änderung der helio<rraphischen Breite der Flecke, aus der 
hervorgeht, dass die bezüglichen Oberflächen-Strömungen nicht in gleiciier 
Weise auf der nördlichen wie auf der südlichen Halbkugel stattfinden, vor- 
nehmlich zur Zeit grösser» Fleckeummge. 



Bemerkungen ülier den neuen Stern im Andromeda-Nebel. 

Unter Vorlegung der Karte des Andromeda-Nebels, welche Herr E. L. 
Trouvelot im Jahre 1874 auf dem Observatorium des Harvard College 
mit Hilfe eines Fernrohrs von 15 Zoll Oeffnung gezeichnet hatte, erörterte 
er die Frage, ob der neue Stern, der Ende August entdeckt worden, be- 
reits 1874 sichtbar gewesen und einem der in der Karte gezeichneten 
Sterne entspreche. Vergleicht man nun diese Karte mit derselben Gegend 
des Nebeis, so findet man, dass der neue Stern dort nicht abgebildet ist. 
Man findet fienier in d» Nähe einen Stern 14. oder 15. Grösse, der gleich- 
falls auf der Karte fehlt, eine südlichere Dedination als der erstere hat 
und diesem um etwa 20 " vorausgeht. Da dieser centrale Theil des Nebels 
damals mit besonderer Sorgfalt war untersucht worden und mit einem viel 
kräftigeren Instrument, so muss man ainu hmen, dass die beiden Sterne, die 
jetzt in dem Fernrohr von 8 Zoll Oefihimg sichtbar sind, damals unver- 

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frlei^'hlich schwächer waren als jetzt; sie mnssten, wenn sie damals 
vorlumden waren, was wahrschemlich ist, unter 16. bis 17. Grösse ge- 
wesen sein. 

Der neue Stent nahm sütuHch Bcfandl an Helligkeit ab. Bei edner 
Entdeckung 6. bis 7. Ghrösse geschätzt, ist er bis zum 19. October auf 11.5 
Qrösse herabgegangen. Seine Farbe war noch am 8. September orange 
oder röthlicli, erschien am 16. bläulieh; und nach dieser Zeit erschien sie 
Herrn Trouvelot immer weiss. Obwohl auf einem sehr hellen Teile des 
JNebels gelegen, erschienen seine Konturen stets ungemein schart, schärfer 
als die irgend eines benachbarten Sterns. 

Das Erscheinen eines so hellen Sterns im Zentrum eines stark kon- 
densierten Nebels mit einem fast sternförmigen Kern brachte mehrere Be- 
obachter auf die Vernmtiinf?, er hätte sich auf Kosten des Kerns f]rpbildet 
oder aus der Nehtdmasse, welche ihn umgiebt. Nachdem jetzt das Licht 
des Sterns abgenommen, weiss man, dass dem nicht so ist, dass er vom 
Nebel yerschieden und Yon seinem Kern getrennt ist. Uebrigeiiä sprechen 
die scharfen RSnder des Steins nicht zugunsten der H3rpothesef welche 
annimmt, duss er sich in einer Nebelmasse gebildet habe. Man hat auch 
von Yeränderunf!;en gesprochen, welche den Nebel betroffen haben. Ob- 
wohl die Helli«?keit des Sterns dadurch, das?s er den Nebel beträchtlich 
schwächt, ihm ein ganz anderes Aussehen verleiht, und die Entscheidung 
der Frage selbst für diejenigen sehr erschwert, welche dies Objekt sehr 
genau kennen, so seheint dies, wenn man nach den Thatsachen urteilt, 
nicht der Fall zu sein. In dem Mafse nämlich, als der Stern an Hellig- 
keit verliert, sieht man den Nebel wieder sein früheres Anssehoi nach 
und nach annehmen. 

Eine nicht minder interessante und Ik reits aufgeworfene Frage ist, ob 
die auf dem grossen Andromeda-Xebel sichtbaren Sterne physisch mit dem- 
selben Terbunden oder ganz xmabhängig sind. Wie bekannt, sind diese 
Sterne zahlreich und auf den 39 Karten, welche zummmen die Gesamt- 
karte des Andromeda-Nebels bilden, welche in reduziertem Mafsstabe in 
den AtituiIs of tho Harvard College Observatory (Vol.VlU Part II) publiziert 
worden, zählt man 12«8 Sterne zwischen 10. und 17. Grösse. Diese Sterne, 
die alle klein und ziemlich an einander gedrängt sind, erinnern sehr stark 
an die Sterne der Mflchstrasse. Bei einer im Jahre 1876 angestellten Un- 
tersuchung der Milchstrasse fand nun Herr TrouTelot, dass der Andro- 
meda-Nebel sich innerhalb der Milchstrasse befindet, und dass der Rand 
der letzteren selbst noch etwas weiter nach Süden reicht. Studiert mau 
nun auf der Tiouvelot'schen Karte die Verteilung der Sterne auf diesem 
Nebel, so findet man, dass ftlr gleiche Flächen die Sterne um so spärlicher 
werden, je weiter sie sich Yon der Milchstarasse entfernen. Obirohl nun 
dieser Nebel in die Bfilchstrasse fUlt, wissen wir gleichwohl nicht, ob er 
einen Teil derselben ausmacht, oder ob er zwischen uns und diesem Ob- 
jekte oder ob er hinter derselben weiter im Räume liegt. Läge der Nebel 
zwischen uns und der Milchstrasse, so müssten die der letzteren zugehö- 
rigen Sterne, da man sie durch den Nebel hindurch sieht, uns mit mehr 
oder weniger Terschwommenen lUmdem erscheinen. Dasselbe wäre der 
Fall für die Sterne, die entweder im Nebel oder hinter ihm gelegen sind. 



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— 61 — 



wenn der Nebel einen Teil der Milchstrasse bilden würde. Läge er hiu- 
gegesL hinter der Milchstrasaef dann wOrden die meisten auf ihm nditharw 
St^e, welclie der lifilchstrasse angehören, sich mit schezfen und gut be- 
^rienzten Rändern zeigen. Die dem Nebel angehörenden Sterne, welche 
innerhall) seiner NebMlmasse liV^pn, würden hingegen verschwommene 
Ränder zeigen; während diejenigen, welche von ihm getrennt sind 
oder zwischen ihm und der Milchstrasse li^en, scharfe Ränder be- 
lassen und Ton dm sor lifilebstrasse gehörigen Sternen nidit getrennt 
irerden konnten. 

Keiner der auf dem Andromeda-Nebel sichtimm Sterne zeigt nun 
verschwommene und schlecht begrenzte Ränder; im Gegenteil, ihre Um- 
risse sind ebenso scharf begrenzt wie die der Sterne, die man auf dem 
dunklen Himmelsgrunde sieht. VV^enn man daher annimmt, dass ein Nebel 
die Helligkeit vermindem und die Umrisse mehr oder weniger verschwom- 
men machen mnss von den Sternen, die man durch 'seine Sahstanz hin- 
durch sieht, so kann man schliessen, dass der Andronicla-Nebel trotz 
«einpr rnro^^on Dimensionen jenseits der Milehstrass^' uul dass, wenn 

er sichtbare Sterne besitzt, welche mit ilmi in physischer Verbindung sind, 
sie sehr wenig zahlreich sind und dass keiner sehr tief in der Nebelmasse 
«ingeschlossen, sondm alle zachen ihm und der Müchstrasse l^gen. 

Nach diesen Betrachtungen würden die heiden neuen Steine, deren 
Umrisse ganz scharf sichtbar sind, zur Milchstrasse gehören und nicht 
2am Nebel. C(mipt.t«iutT.Cl,p. 799diudiNatarf.Nr.52. 



Der Stemsclmuppeiiregeii des 27. Noyember 1885. 

(Sehluss.) 

Tuschkau. Herr Pfarrer Kaschka schreibt uns: 

^Ge<jeTi V . T^'hr abends zeigten sich einige Wolkenliicken, und in 
ilieseui Augeiildickf begannen auch die Meteore sichtbar zu werden. Als 
■ob uns der Himmel ein besonderes Zeichen seines Wohlwollens geben 
wollte, lösten sidi gegen 6 Uhr idle Wolk^ auf und es bot sich uns ein 
Schauspiel dar, wie es nur gesehen, nicht aber beschrieben werden kann. 
Anfanglich wollte ich Ort des Auf^uchens und Verschwindens, Zeit etc. 
registrieren, dfwh das wäre unnütze Mühe gewesen. 10 bis 20 Meteore 
diirchkrenzten das dunkle Himmelsgewölbe gleichzeitig. Tausende und 
Tausende schössen zur Erde herunter. Es war ein förmlicher Meteorregen, 
Aesr in manchen Momenten fiut etwas unheimlich wurde. 

Auffallend war, dato besonders die am nördlichen Himmel erscheinen- 
den Meteore viel grösser waren als die auf der südlichen Himmelshälfte. 
Die meisten erglühten in prüriifiirpin crrnn-rotem Brillantfener und hinter^ 
Hessen stets einen länger sichtbaren Funkenschweif, oft bis 20*^ lang. 

Der Anblick im Sucher war hochinteressant. Richtete ich denselben 
«of stmiaime G^enden gegen Nordost, so sah ich Mjriadoi Ton kleinen 
LichtiQnkchen durch das Qesiditsfeld sdiiessen. 

Der Radiationspunkt lag zwischm dem grossen Perseustreifen und 
/ Andromedae. Mit dem blossen Auge sah man die Meteore förmlich aus 



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— 62 — 



• einem fixen Punkte nach allen Bichttmgen dir^rgieraid ImTorkonunai, so 
%WBX^ dass die ostiwSrtsfliegenden diuch das Sternbild des Stieres senkrecht 

herabfielen, die nach West über Nozd und SUd streichenden beschrieben 
teils Bögen, teils gerade Bahnen vom Anfangspunkte am erM'ilinten Orto 
lang. Nach 9 "Uhr traten Wolken auf, der Himmel heiterte sich dann 
iioclmials etwas auf, doch hatte das günstige Schauspiel bereits bedeutend 
nachgelassen, woran vielleicht lokale VercQchtuugen der Atmosphäre IJr- 
saehe waien. Nach 10 T7hr trat Regen ein. 

IJpsala. Die Herren Hildebraud-Hildebrandsson und Charlier 
haben sehr umfassende Beobachtungen angestellt und darüber in den Astro- 
nomischen Kacbr. berichtet 

Am Abend des 27. Nov. war der Himmel 5** 80" klar, und 12 frei- 
willige Beobachter wurden auf ihre Posten gewiesen. Sie zählten bis 
6^' 11'" zusammen -40 84 1 Sternschnuppen. Durch graphische Interpolation 
fand sich als wahrscheinlichste Zeit des Maximums der Erscheinung: Nov. 27. 
7^ 29-8*" mittl. Zeit in Upsala. 

Nach 14^ konnte man nur noch selten eine Stemsdinuppe wahraehmen. 
Als Radiationspnnkt fand sich o 28-1° d ^ + 44*8^ 

Es scheint, dass die Metecore nicht von einem einzelnen Punkte heraus- 
strömten, . sondern vielmehr von zwei oder drei verschiedenen Punkten ka- 
men; ein bestimmtes Urteil hierüber k;uin man indessen nicht bekonirneT>. 
Jedoch deuten die Werte, weiche derselbe Beobachter zu verschiedenen 
Zeiten bekam, darauf hin, dass der Hadiationspunkt möglicherweise spät 
am Ab^d ein anderer war, als anfu:^, da die Deklination desselben bei 
den drei ereim Beobad&tem zunimmt. 

„Einzelne Sternschnuppen von nngewöhnlicber Örösse wurden beob- 
achtet. Eine von diesen ist besonders zu bemerken, weil dieselbe ausser- 
ordentlich glänzfinl ^v;ir und nicht weniger als sechs Minuten lang wie 
eine leuchtende Wolke andauerte. Dieselbe wurde hier von 7^ 2™ bis 
7** S"" notiert in einer fiichtung, deren Koordinaten a = 312® d=4-32® 
waren. In Stockholm wurde dieselbe Sternschnuppe auf der Sternwarte be- 
obachtet und zwar nahe in der Richtung « =3 277*, d = -j- 38°, was einer 
Parallaxe von 29° und einem Abstand von ca. 120 Kilometern entspricht. 

Der Ermittelung elliptischer Elemente des Meteorstroms ist die An- 
nalime zu Grunde gelegt, daös die Zeit zwischen seinem jetzigen Auftreten 
und dem von 1872 genau zwei Revolutionen entspricht. Obgleich diese 
Hypothese wahrscheinlich nicht genau erfüllt ist, kann dieselbe doch von 
der Wahrheit nicht weit entfernt sein. Einerseits kann man annehmen, 
dass der Meteorstrom nicht von grosser Ausdehnung ist, andererseits zeigoi 
die Beobachtungen, dass der Sternschnuppenfall bei beiden Gelegenheiten, 
1872 und 1885, mit gleicher Itensität aufgetretpn ist, woraus folgt, dass 
■ die Erde in beiden Jahren durch nahe denselben Teil des iVleteorstroms 
g^angen ist. Diese Annahme giebt für denselben eine Umlau&sat Yon 
6*5 Jahren. 

Von diesem Wi rte ausgehend und mit Benutzung des obigen Ra- 
diationspnnktes, sind die folgenden Elemente des Meteorstroms berechnet 
worden: 



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— 63 — 

Perihelzeit 1885 Des. 26.6 
n « 108«71 

245.71 
t= 13.50 
e = 0.7494 
q = 0.8732 
a = 3.482 

Diese Elemente stimmen ziemlich gut mit den von Hubbard 1852 für 
den Biela'scbeu Kometen enthaltenen; nm: a braucht noch eine ziemlich 
grosse Korrektioii, welche jedoch erat nach sp&toren Erachdnungen der 
Meteore beBtimmt werden kann.* 

Berlin. Herr Dr. M. Wilhelm Meyer Bchreibt an den Heraa^eber 
der Ask. Nachr. folgendes: 

„Dass die am vergangenen 27. Nov. besonders zalilreich encMenenen 
Steruschnnppen in naher Boziehung mit dem Biela'selien Kometen stehen 
nuissten, war wohl von vornlierein klar. Es iiia^ aber doch nicht ganz 
überÜüssig sein, darauf hinzuweisen, das» »ich eine elliptische Bahn der 
Sternschnuppen unter der blossen •Yoraussetztmg, dieser Schwann sei id^- 
tisch mit dem vom 37. Nov. 1872 und habe seit der Zeü zwei Umttuls 
vollendet, aus dem Radiation spimkte streng bereefanen Bsst Der auf der 
Berliner Sternwarte ermittelte Radiationspunkt, welchen mir auf meine 
Bitte Herr Professor Förster mitgeteilt hat, u ^ 25" nnd <) = -|- 43^ ftir 
1840.0, verbunden mit der Zeit des Maximums 11^ Berl. Z. und der Um- 
laufszeit 6 '/$ Jahre, also a » 8.482, ergiebt nun folgende Elemente des 
Schwarma, neben welche ich die auf dieselbe Weise gefundenen Elemente 
der 1872er Erscheiinnig, aus dem Göttinger RadiationE^unkte abgeleitet^ 
und die des Biela'schen Kometen von 1852 stelle, alles auf das scheinban» 
Aquinoctiiuu von 1885.9 reduziert: 

Stemschn. 1885 Stemschn. 1872 Biela 1852 

T == 1885 Dez. 28.25 M. Z. BerL 1872 Dez. 14.6 1852 Sept. 23 
Q = 245^55' 246» 5' 240^9' 
i= 12 35* 11 45 12 33 

Ä= III 53 115 7 109 36 

0.758* 0.7663 0.7569 

log 9.d33* 9,9157 . 9.9348 

Man sieht aus diesen Zahlen, dass die diesjährigen Sternschnuppen 
noch viel genaue in der Bahn des Biela'schen Kometen einher zu gehen 
scheinen als die von 1872. Die Vergleichung der Elemente von 1885 mit 
denen von 1872 ergiebt, dass die provisorische Annahme einer Umlaufszeit 
des Schwanns von 6.5 Jahren ziemlich richtig war. Die. wirkliche Um- 
laufszeit würde sich darnach auf 6.520 Jahre stellen. 

Nachtrag vom 3. Dez. Da mir Herr Prof. Förster heute freund- 
lichst den von ihm im Jahre 1872 abge!» itpfcn Radiationspunkt mitf^eteilt 
hat, welcher mit sehr grosser Genauigkeit ermittelt worden ist und wohl 



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— 64 — 



in jeder Beziehung den Vorzug vor dem ohem gegebenen Götlanger Ka> 
diationspinikte Terdieni, habe ich die Bedmung mit d^uselbeD, nSmlidi 

a = 28^ 82' d=:4-48« 57' 

wiederholt und erhalte damit folgende auf das Äquinoctiam 1885 redu- 
zierte Bahn: 

= 1872 Dez. 27 
^> = 246» 6' 
i = 12 40 
7t = 110 18 
e » 0,7518 
log q = 9.9376 

Letetere stimmt allerdings viel beas^r mit der Bahn der Steznsdmuppen 
Ton 1885 und mit der des Biela*Bdien Kometen T<m 1852 ttberein, ab die 
oben g^bene." 

Herr Professor üu dem ans macht in einem Schreiben an Herrn Pro- 
fessor Krüger noch folgende Bemerkungen: 

«Nach den Elemenosn TonMichez passierte der Komet TonBiela oder die' 

Meteoritenmasse, in welche er sich aufgelöst hat, am 6. Septbr. 1872 den 

niedersteigenden Kometen, so dass am 27. November schon 82 Tnf^p vor- 
über waren. Jetzt würde derselbe Durchgang erst am 26. Januar 1886 
stattfinden, also um 60 Tage später als am 27. November. Im Jahre 1872 
wurden also Sternschnuppen geseh^, welche jener Masse folgten, wahrend 
die vom Torigen Monat der Masse vorangingen. Weiter sind 18 sideiische 
Jahre = 13 X 3 65 -1- 3.328 Tage, Die 3 Tage finden wir in den Schalt- 
tagen 20 Februar 1876, 1880 und 1884; die 0.828 'Tage sind aber noch 
nahezu 8 Stunden. 

Secchi schätzte im Jahre 1872 das Maximum 7ai 20" bis 8^ 25™ 
m. Z. Rom, so dass es nun erst um ^^jJ^ nach Mitternacht zu erwarten 
gewesen wSre. Es scheint aber nach den Beobachtungen hier und in 
Belgien das Maximmn sehr frQh, 6 bis 7 Uhr, stattgefunden zu haben; 
die Erde war dann etwa 115 000 deutsche Meilen von der Stelle entfernt, 
wo sich im Jahre 1872 das Mnxiirjum ereignete, whm l)ei <ler Kombination 
der beiden Phänomene auf vei\sciiiecieiie Art interpretn i t \v( t deu kann, wo- 
rüber eine Auseinandersetzung hier überflüssig scheinen inüchte." 



' Beriehtigimg ssa dem Artikel: Die aBtronemisclieii Znst&nde 

in Österreich-Ungarn. 

Wie ich aus der im I. Hefte 1886 des Sirius enthaltenen, mit y ge- 
zeichneten Mitteilung: «Die astronomisshen ZnstSnde in Österreich-Ungarn* 
entnehme, ist daselbst unter den Sternwarten, welche als Staats-Sternwarten 
gelten sollen, auch die k. k. Polytechnikoin-Stemwarte in Wien angeführt 

und über deren Thntii^keit geurteilt worden. 

An dem Polytechnikum in Wien ist keine ^k. k. Sternwarte", sondern 
nur ein mit der Lehrkanzel für höhere Geodäsie und sphärische Astronomie 



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vereintes Observatorium, dessen Zweck am deutlichsten in dem Entwürfe 
des Organisations-Statuies ftir das k. k. polytecbnisclie Listitat in Wien 
gekennzeiclmfit ist Dort heissfc es atif pag. 195: ,Im IL Kurse der prak- 
tischen Geometrie sollen die Übungen mit feineren Instnirnenten, wie Theo- 
dolith. Sex taut etc. fortgesetzt und insbesondere die vorzüglicheren utkI 
mit einfachen Hilfsmitteln ausführbaren Methoden zur Bestimmung der 
Zeit, der Polhöhe und des Azimutes praktisch eingeübt werden. Zur Vor- 
nahme dieser Übungen, sowie mir Untersttltzung der Vorträge über höhere 
GeodBsie und sphSrusche Astxonomie ist jedoch die Errichtung eines Ideinen 
Observatoriums am polytechnischen Institute unerlasslich. Die dringende 
Notwendigkeit eines solchen Observatoriums erbcllt übrigens schon aus dem 
Umstände, dass jetzt Instrumente nur in dem einen oder dem andern Fenster 
aufgestellt werden können, bei welcher Aufstellung nur die wenigsten 
Gattungen von Beobachtungen ausgeführt werden können, eine freie Auf- 
stellung ist aber gegenwärtig an keinem Punkte möglich.* 

In diesem Sinne irarde durch das mit allerhöchster Entschliessung 

vom 17. Oktober 1865 genehmigte neue Organisations-Statut auch die Er- 
richtung eines Obserratoriums am k. k. polytechnischen Institute angeordnet. 

Von dem oben gekennzeichneten Oesicbtspunkte ausgehend. Imt mein 
Vorgänger im Amte, der am 29. September 1884 verstorbene Mimsterial- 
rat Dr. Josef Herr in einer am 29. August 1866 an die Direktion des 
. k. k. polytechnischen Institutes gerichteten Eingabe gebeten, dass auf die 
stabile An&tellmig Ton vier Instrumenten Bedacht genommen werde, u. z. 

1. eines TJniyersal-Instramentes unter einer Drehkuppel, 

2. eines Passagen-Instrumentes im Meridiane, 

d. enes Pass^en-Instrumentes in dar Bichtung von Ost nach West, 
4. eines grösseren Femrohres unter emer DrehkuppeL 

Die unter 1 und 2 namhaft gemachten Instrumente wurden andr so- 
fort bewiüigt, und sind dieselben seit 1869 aufgestellt; das Passagen-In- 
strument für den I. Vertikal ist bis heute noch nicht nngeschafft worrlen 
imd trotzdem wurden Beobachtungen im I, Vertikal mit einem von der 
k. k. Gradmessung „entliehenen* Psasagen-Instrumente gemacht 

Das in Aussicht genommene grössere Femrohr, der Refraktor, ist 
später vom hohen Miniäerium bewilligt worden und hätte schon 1882 zur 
Aufstellung gelangen sollen; es war aber bis heute noch nicht möglich, den- 
selben fertig gestellt zu erhalten und wenn nicht neue Zwischen fälle dessen 
Vollendung hindern, so dürfte das Observatorium doch noch im Laufe dieses 
Jahres in den Beratz desselben gelangen. 

Bish^ stand auf dem bezüglichen Pfeiler ein Feömrohr Ton Mmz mit 
82 nim Öffnung. 

Aus den am ()hser\*atorium bisher aufgestellten Instrumenten wird 
wohl jeder erkennen können, dass die gesteckten Grenzen für die Zwecke 
des Observatoriums eingehalten worden sind, und dass mit diesen Hilfs- 
mitteln an eine Konkurrenz mit Leistungen der eigentlichen Sternwarten 
niolit gedacht worden ist und nicht gedacht worden kann. Was nun die 
weiteren Bemerkungen des Verfassers genannten Aufsatzes über die Thätig- 
keit der «Sternwarte* am Polytechnikum betrifft, dass dieselbe wahr* 

Sirfai 188S. Haft 8. 9 



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seil eiiil ich melir fUr geodätisehe Arbäten und als Bdumstück ab fttr 
Beobaehtongen gebaut sei, so mnss ich diese Bemer]niiigeii im Namen 
meines Vorgängers and in meinem eigenen Namen, der ieh s^t Oktober 1885 

die Lehrkanzel übernommen habe, enischieden znrüclnveisen. 

Durch die Beobachtungsjüurnale lässt sich erweisen, dass in der Zeit 
▼om Oktober 1869 bis 1. Oktober 1885, abgesehen von den terrestrischen 
Messungen an 570 Tagen, mid yom 1. Oktober 1885 bis Ende Dezember 1885 
an 16 Tagen Stembeobachtungen gemadit worden sind. 

Ausserdem sind zwei Pcndehihrcii von Fischer, vwe'i Pendeluhren von 
Schmidt, eine Pendeluhr von Urban und vier Chronometer (Moliveuz, Wei- 
chert, Yorauer, Johannfien) bezuglich ihres Ganges aui' dem Observatorium 
untersucht worden. 

Um die Thätigkeit der Lehrk^el ftir höhere Geodäsie und sphärische 
Astronomie, beziehentlich jene des Obserrätoriums richtig beurteilen m 
können, erlaube ich mir noch die wichtigsten anderen Arbeiten mitzatesl^ 
welche von 1869 angefangen bis heute ausgeführt worden sind: 

1. Vergleichnng der acht zum österreichischen Basisapparate gehörigen 
Thermometer mit dem Normaltherniometer des Ob.servütoriums. 

2. Bestimmungen der Gleichungen für zwei dem k. k. milit. geogra- 
phischen Institaie g^Srigen FOhlhebel. 

8. Zahlreidie, Snsserst sorgfaltige WSgongen znr Feststellung des 
Verhältnisses des NormaBdlogramm^ der österr. Regierung zum 
Kilogramme der Archive zu Paris und zur Bestimmung des Ver- 
hältnisses der in der österr.-ung. Monarchie gesetzlich bestehenden 
Gewichte. 

4. Yei^leiehnng zweier Halbtoisen yon Steinbeil. 

5. Vergleichung der 340 Meterstäbe, welche den einzelnen Eichfimtera 
als Normalstöbe abgegebm worden sind. 

6. Bestimmung der Länge einer Quarzsäule för das plivsikalische 
Kabinet des k. k. Universitätsprofessors v. Lang, mit welcher er 
die Drehung der Polarisationsebene durch Quari^ bestimmte. 

Alle die hier aofi^^tten, sowie auch die anf 4 Stationen der österr. 
Gradmessung gemachten Beobachtnngen sind ohne Anspruch fremder Hilfs- 
kr&fte bei der Lehrkanzel reduziert worden. 

Nach Darlegung der Verhältnisse kann ich es nunmehr den geehrten 
Lesern Ihrer Zeitschrift getrost tiberlassen, zu urteilen, inwieweit der Aus- 
spruch des Verfassers oben bezeichneten Artikels Uber das Observatoniun 
am Polytechnikum in Wien gerechtfertigt ist. 

Wien den 12. Jänner 1886. ^j. ^f. Tinter, k. k. Professor. 



Bestinimimg der Eigenbewegimg der Sonne 
ans Spektralbeobaehtangen. 

Bestimmungen der Bewegungsrichtüng der Sonne sind ans den per- 
spektivischen Yeraddebnngen, welche die Sterne infolge diesar Bewegung 
«rleiden, seit W. Herschel mehr&ch unternommen worden. Es ergab 
aidh mit ziemlicher Übereinstimmimg, dass der Zielpunlii der Sonnen- 



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bewegung, dar aomsaamde Apex, im Stembüde des HerkoleB etwa in 
A. R. = 260<» tmd D + 85<» liegi 

Gegenwärtig bietet die Spektralanalyse ein Mittel dar, von einer an- 
deren Seite lier an di»" Arifgabe heranzutreten, du sich nach dem Doppler- 
schen Prinzip aus der V erschiebung der Frannhoterschen Linien erkennen 
lääst, ob und wieviel ein Stern sich uns nähert oder sich von nns entfernt. 
Offenbar wird der Apex der Sonuenbewegung in derjenigen Uügeud des 
Himmek liegen, in wdcher di« Sterne sieh nns scheinbar am meisten 
nahem. Frölich darf nicht vergessen wc^rdcn, dass die zu derartigen Be- 
stimmunf2^en erforderlichen Spektralbeohachtimn;cn , wie sie haiiptsächlicli 
von Hnggius, Seabroke, Christie und Maunder augestellt sind, zu den aUer- 
schwierigsten gehören, und dass geringe Beobachtungsfehler beträchtliche 
Unsicherheiten des Resultats hervorbringen können. 

Zu den Versnchent ans der Yerschiebung der Spekfarallinien die Lage - 
des Apex und zugleich den Betrag der Sonnengeschwindigkeit abzuleiten, 
gehört eine Arbeit von Herrn Homann: „Beiträge zur Untersuchung der 
Stembewefrnn^en und der Lichthewegung durch Spektralmcssungcn." Aus 
Beobaclitungeu, die im Jnhre 1883 an 48 Sternen angestellt waren, er^'ab 
sich zunächst für den Apex A. ß. = 278,^20, D = -|- 36, **95, Geschwiudig- 
"k&t der Sonne 31,18 Km in der SdLunde. 

Es wurden sodann zum Zwecke einer zweiten Bestimmung drei Sterne 
mit variabler Eigenbewegung, nämlich a Canis maj., a Canis min. und a 
Bootis ausgeschlossen, sowie gewisse Sterne im Schwan, Orion und grossen 
Bären, welche sogenannte stardrifks mit gemeinschallli<her Kigeiibewetjnng 
bilden, je zu einem Mittel vereinigt. Hierdurch änderten sich die Zahlen 
des Resultats in A.B. » 307^16, D = + 29^99, Geschwindigkeit der Sonne 
20,98 Km in der Sekunde. 

Ein dritter Versuch wurde mit 49 im Jahre 1884 beobachteten Stern«! 
gemacht und ergab A. R. = 320®, 12, D = 4- 41*>, 16, Geschwindigkeit der 
Sonne 89,31 Km in der Sekunde. 

Auf die gleichzeitig bestimmten in der Richtung der Visierlinie lie- 
genden Komponenten der Eig^ibewegungen der Fixsterne pehen wir nicht 
weiter ein, ebensowenig auf einen Versuch, aus der Variabilität der in der 
Visierlinie liegenden Bewegungskomponente in Verbindung mit den be- 
kannten Bahn-Elementen die Siiiusparallaze zu bestimmen, welche sich 
offenbar viel zu klein ergiebt. 



Yermischte Nachrichten. 

Uber den Lauf der Kometen Fabry und Barnard macht Herr Prof. 

Dr. Weiss in den Astr. I^acJir. einige interessante Mitteilungen. Bezüglich 
des erstem sagt er: ,Wenn auch wegen der noch immer nicht ganz un- 
bedeutenden Unsicherheit der Elemente die Helligkeit zur Zeit der Erdnähe 
sich nodi erheblich andern kann, so lasst sich doch nicht bezwmfeln, dass 
der Komet in der letzten Hälfte des April und in der ersten des Mai eine 
glänzende Erscheinung durbieten wird, wobei noch der günstige UnLstand 
mitwirkt, dass der Komet um jene Zeit für unsere Gegenden zirkumpolar 



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istf und auch der Mond seine Sichtbarkeit nicht beeinträchtigt. Bemer- 

kungswert ist auch der rasche geozentrische Lauf zur Zeit seiner Erdnahe. 
Auf der südliche n Halbkugel wird der Komet leicht bis Ende Juli ver^ 
folgt werden können. 

Was den Kometen Baraard anbelangt, so bemerkt Herr Dr. Weiss: 
„Auch dieser Komet wird in dar letseten Mlfle des April und in der ersten 
des Mai ein sehr anMlÜges Objekt bilden; wir werden daher um jene Zeit 
wieder das seltsame Schauspiel genieasen, zwei schöne Kometen zugleich 
und anfanfjs Mai sogar nicht weit von einander zu erblicken. Auf der 
sttdlichen llulbkugei wird sich übrigens dieser Komet noch länger verfolgen 
lassen, als der von Fabry. — Es verdient noch hervorgehoben zu werden, 
dass beide Kometen, sowohl der von Bamard als auch der von B'abrj, bei 
dieser Erscheinung besonders gOnstige Sichtbarkeitsrerhaltnisse aufweisen. 
Nach den Elementen erreicht nämlich der Komet; Bamard den nieder- 
steigenden Knoten 17.4 Tage nach .seiner Perihelpassago, also am 20. Mai, 
während die Erde die Knoteniinie am 29. Mai, d. h. nur 9 Tage später 
passiert. Dasselbe gilt auch vom Kometen Fabry. Nach den Elementen 
von Dr. S. Oppenheim gelangt dieser Komet 27.6 Tage nach dem Durch- 
gange durch das Perihel in den niedersteigenden Knoten, geht also am 
8. Mai durch die Ekliptik, während die Erde am 27. April die Knotenlinie 
erreicht. Da indes die Elemente dieses Kometen noch ziemlich unsicher 
sind, können sich die eben angegebenen Tage noch bedeutend gegen ein- 
ander ver.schieben, indem beispielsweise die let/teii Elemente von Dr. 
H. Oppenheim in Berlin den Durchgang de^j Kumeten durch die Kkiiplik 
schon auf den 25. April Telegen. Es ist dahor sogar die Möglichkeit 
nicht ausgeschlossen, dass der Komet Fabry am 36. und 27. April sich 
auf der Sonnenscheibe projiziertw'^ 

Ober die Schwingungen der Aueslrdmungen der Kometen. Bessel 

hat schon im Jahre 1835 eine pendelartige Schwingung de.s dem Kerne 
des Halleyschen Kometen entströmenden Lichtsektors bemerkt; viel rf-j^el- 
mässiger und deutlicher zeigte sich aber diese Erscheinung an dem Ko- 
meten 1862 III*), mit welchem sich Herr Bredichin in einer kürzlich 
cacschienenen Schrift: »Sur les CMMullations des jets d'^missins dans les oo- 
mfetes" beschäftigt. 

Die Schwingung der Ausströmung, welche jedenfalls von einer Pendel- 
bewegung des Kerns herrührte, fand in der Ebene der Kometenbahn statt 
und hatte eine nicht ganz konstante^ Periode von durchschnittlich 2,9 Tagen. 

Die Materie der Ausströmung bestund aus zwei Arten von Stoffen, 
aufweiche die — walunehdnlich dektrisehe — Abstossuagskraft der Sonne 
mit sehr Terschiedenen Intensü^itai wirkte. Bekanntlich ist diese Abstossnngs- 
kraft der Sonne die Ursache der Umbi^gpomg der ursprünglich der Sonne 
zugekehrten Ausströmungen, welche dann auf der von der Sonne abge- 
kehrten Seite des Kometenkopfes den >S(hweif bilden. 

Im Falle des Kometen 18G2 Iii musste also durch jede der beidw 
Ausströmungsmaterien ein Schweif erzeugt werden. 

""i Ks ist s der Komet, welcher mit den Angostmeteoren in i^tematisehon 

Zufiammeuhaug steht. 



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Herr BredicKin uDtersucht nun isa Einflusa der Oszillation der Aus- 
strömung auf die Struktur der Schweife und findet u. a., dass die hellsten 
Teile beider Schweife sich je nach 2,9 Tagen gegenseitig" durchkreuzen 
inu-stLi], eine höchst merkwürdige Erscheinung, die in der That am 27. 
und LiO. August, Bowie am 2. September von J. Schmidt in Athen beob- 
achtet wurde. Auch andere Eigentttmlichkeiteii der Schwei&traktar, z. B. 
die S-formige Krümmung der hellsten Teile lassen sich nach der Bre- 
dich in sehen Theorie durch die Oszillation der Ausströmung erklären. ■ 

Eine nähere Üntersuclning der in Berlin, Athen. Rom. Pulkowa und 
Moskau gemessenen Positionswlnlvel der Anfanrr^richtung der Ausströmung 
ergiebt, dass his zum 11. August die Periodizität der Schwingungen sehr 
undeutlich hervortritt, was allerdings daran liegen kann, dass die Erde am 
9. August dnreh die Bahnebene des Kometen ging, so dass die Sehlinie in 
di« Schwingnngsehene fiel. 

In der Zeit vom 11. bis 31. August, ia. welche auch der Periheldurch* 
gang fiel (22,9 August), fanden die Schwingungen ziemlich regelmässig und 
zwar in der Weise statt, dass die mittlere Richtung der pendelnden Aus- 
strömung mit der vom Kometen nach der Sonne gezogenen geraden Linie 
2su8ammenfiel; vom 1. September an jedoch «itfemte sich diese liGttelrichtang 
mehr und mehr von jenet Linie, nnd zwar fand die Abweichung nach der- 
jenigen Seite hin statt, nadi welcher der Komet sich bewegte. Die Schwing- 
ungen AViirden in der zweiten Dekade des Se])tem])t'r ini deutlicher, die mit 
geringerer Kraft von der Sonne abgestossene Ausströmung verschwand, und 
auch die andere ward bedeutend schwächer. 

Die Ausströmungen erlitten Unterbrechungen, deren Periode mit der 
der Oszillation Qbereinstimmte. Letzteres geht hervor aus folgendem Aus- 
spruch von J. Schmidt in Athen: «Wenn der Kern am meisten glänzte, 
war der Fächer am weitesten nach links (rttckwSrfcs vom Biadiusvektor) 
geneigt. Dagegen stand der Kern im Minimum seines Lichtes, wenn die 
Neigung des i'ächers nach rechts am grössten war." 

Vorschlag zur Beobachtung unsichtbarer Nebelflecken. Es wird den 

Lei?em des ^Sirius* schon bekannt geworden sein, dass der Himmels-Plioto- 
graphie eine neue und merkwürdige Entdeckung zu verdanken ist. Bei einer 
photographischen Auihahme der Plejaden-Gegend erhielten die Brüder Paul 
und F^osper Henry in Paris auch das Bild einer Nebelmarae, die kein Auge 
jemals erblickt hat; dieselbe scheint daher nur chemische, also ultraviolette 
Strahlen zu versenden, welche sich durch ihre TVirkung auf die präparierte 
Platte verraten. 

Obwohl es nach dem jetzigen Sfjinde unserer Kenntnisse nicht wohl 
möglich ist, von einem molekularen licwegungszustande, der mir die Er- 
regung von Atherwellen der höchsten Brechbarkeit zur Folge hat, uns eiue 
zntre&ide Yorstellung zu bilden, so scheinen die gefeierten Namen der 
Entdecker des neuen Phänomens doch wohl den däekten Zweifel auszu- 
schliessen. Es ist vielleicht eine neue uns noch unhekannte Bewegui^^ 
Erscheinung der Atome der bekannten Elemente: oder sollte ein neues 
Element vorliegen, dessen diskontinuierliches Spektrum nur aus ultravioletten 
Linien bestände, und vielleicht aus ein paar bedeutend schwächeren, daher 



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— 70 — 

dar direkten Wabrnehmung sich entanehenden sieliibaraii Linien? In der 
sysfcematiflchen Anfitahlnng der Elemente Ton Mende^eff sind noch immer 

Lücken vorhanden. 

Bei diesem Stande der Dinge erlauben wir uns einen Vorschlag zur 
Sichtbarmachung des Nebelfleckes im PVrnrohr zu niaclien. Die Eimsirkuiig 
gewisser Lösungen, wie der des Chinins und des Asculius aui den durch- 
gehenden Stxahl ist bekaont ttnd es tritt eine Tergrösserung der Wellen- 
länge, eine Vemundenuig der Brechbarkeit ein; die unsichtbaren und nur 
durch ihre chemische Thätigkeit sich Terratenden ultrayioletten Strahlen 
werden in sichtbare blaue Strahlen verwandelt. Würde man daher vor 
einem Fernrohr von genügender Starke etwa eine zwischen Glas- 
wänden eingeschlossene Askuiin - Schicht anbringen, so wäre es 
nicht undenkbar, dass der Nebel in blauer Farbe durch das Instrument 
gesehen wlirde. Jeden&lls kann die blosse Photographie kein richtiges Bild 
Ton einem so zarten Objekt geben. 

Gjmnaaiai-Lehrer Plasamaon in Warendorf. 

Die Sternwarte in Bamberg. Zum Astronomen in Bamberg wurde 

neulich Dr. Ilartwif^ ernannt, welcher bekanntlich vor noch nicht langer 
Zeit von Strassburg als Observator nach Dorpat bemfen worden war. Die 
Ernennung geschah laut Bestimmung des Stifters der Bamberger Stern- 
warte, Dr. Remeis, vom Kultusministerium in München auf Vorschlag der 
Direktoren in München und Leipzig. Herr Dr. Hartwig hat seine Stelle 
in Bamberg am 15. Januar d. J. angetreten und ist gegenwärtig mit den 
einleitenden Vorarbeiten zum Baue der Sternwarte beschäftigt. Durch die 
Ernennung dieses tüchtigen und erprobten Astronomen ist zugleich die 
Garantie gegel)en, dass die Errichtung und Leitung der neuen Hiramels- 
warte in einer dem hochherzigen Stüters durchaus würdigen Weise erfolgt. 




Mehrere grössere und kleinere Refraktore 

von ausgeieiolmeter Leistung, mit oder ohne Stativ, 
sind preiswürdig zu verkaufen. Wegen näherer Auskunft woUen 
sich Reflektanten an mich wenden. 

Dr. Uermann J. Klein in Köln. ^ 



Planetenkonstellatlonen 1886. Mai 1. 14t» Merkur mit dem Monde in Konjunktion 
in RektaBzenaiou. Mai 4. 11^ Neptun mit dem Monde in Koiyunktion in Bektasaenaion. 
Ibi 6. 161» Merkur in erössteor wnlilieher Elongation, 26* 26'. Mai 7. Iii» Saturn mit 
flcm Monde in Konjunktion in Hektaszension. Mai 12. 1** Mars mit dem Monde in 
Eomunktion in Rekiassension. Mai l'd. Jupiter mit dem Monde in Koiyanktion 
in Bdictaszenmon. Mai 13. 17l> Ununu mit dtem Monde in Konjunktion in Rekta- 
szfnsion. Mai ].'. 19 1» Nepinn in Konjunktion mit der Sonne. Mai 18. 4^ Merkur 
in grösster^ südl. heliocentnsch«: Breite. Mai 23. 9 >^ Jupiter wird station&r. Mai 29. 
21* Venns in der Sonnenferne. Mai 29. 14^ Venns mit dem Monde in Konjtmktion 
in Rektaüzension. Mai 30. 19^ Merkur in Konjunktion mit Neptun, Merkur 32' nOrd* 
lieber. Mai 31 22 Neptun mit dem Monde in Koi^ouktion in Bektasseusion. 



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— 71 — 



SteUung der Jupitermonde im Mai 
Phallen der V 


löM> um II*» mittl. Greeuw. Zeit 
eriinsterungen. 


1. 




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— 72 — 



PlaneteuBtellang im Mai 1886. 



5 
10 
16 

20 
25 
30 

5 
10 
15 
20 
25 
SO 



Oeosentr. 
Bektatxentton 
h. m. •. 



0«OMBtr. 
I>«UliM«lon 



Kobnin»- 
ttoD 



13 

a2 

55 
22 
53 
29 



Merkir. 



23 57 
0 16 
0 36 

0 55 

1 16 
1 86 



5 ! 10 40 
10 i 10 44 
10 49 



15 
20 
25 
80 

9 
19 



10 55 

11 1 
11 7 



11 48 
11 47 
11 47 



23 05 
2602 
84-70 

39-70 
53-47 
42-16 

8-68 
24-12 
0-28 

56- 89 
14-39 
68'65 

5608 
52-37 
35-74 
0-79 
3-06 
88-97 

55-25 
63*42 

57- 71 



+ 



4 
6 



30-6 
1.7 



14 
+17 
Yen 
- 1 

3 
5 

H-7 



31 
16 

8 36 20-6 

11 23 341 

28 
39 



26-7 
24-3 



22 20 

22 20 

22 23 

22 31 

22 42 

22 58 



u 8. 

18 44-7 
22 29-5 
8 56-6 
<)-8 
41-4 
0-7 



50 
51 
45 



IM a r 8. 



+10 
9 
9 
8 
7 

4-e 



22 
47 
7 
24 
37 
47 



28- 6 
IKÜ 
52-8 
30-0 

29- 7 
7-6 



21 
21 
21 
21 
21 
21 

7 
7 
7 
7 
6 
6 



4 
4 
4 

4 
4 
5 

48 
32 
17 
3 
4» 
86 



J a p i 1 e r. 



2 49 ai'O 
2 68 42-8 
2 50 37-2 



8 40 
8 0 
7 20 



Berlin. 
Hittag 



Oeosuntr. 
Bektaazension 
h. m. 



G«OBaitt. 
DokliiiMloa 



Kalmin»- 
tion 
h m 



9 

19 

29 

9 
19 

29 

1 

17 
29 



Saturn. 

6 22 50-45 ■ +22 50 3-3 1 3 14 

6 27 30-45 ; 22 48 27 7 2 39 

6 32 31-12 ! +22 45 59-8-j 2 5 

Uranus. 
12 16 57-46 1— 0 55 11-8 



12 
12 



15 
14 



6-63 
33-03! 



0 

0 



50 
46 



5-4 
531 



9 7 
8 27 
7 47 



Neptun. 
-17 



8 81 9>56 1+17 20 28-81 0 

3 33 34-96 17 29 10-5 23 
3 35 24 35 j +17 35 28-3 1 23 



54 

58 
8 





h 




MoMipkaMii. 


Mai 


3 


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16 


36- 1 


Neumond 


* 


10 


13 




Mond in Erdnttie 




10 


15 


13-7 


Ersten Viertel 




17 


14 


40-7 


YoUmoud 




24 


13 




Mond in Erdfieme 




25 


12 


29-7 


Letates Viertel 





SterabedeokiiKieH 


daroh dei 


Mond für Berlin 1886. 


Monat 


Stern 


Gt6ne 


Eintritt 1 AuBtritt 






Ii . m 1 h m 


Mai 6. 


III Stier 


5-5 


9 1-6 1 9 62-7 " 



Verfinsterungen der Jupitermeade 1886. 



Mai 



1. 

2. 

4. 
18. 
25. 
27. 



Mond. 
13h 49m 

8 18 
12 7 
14 1 

8 30 



29-5« 
7-4 
6-6 
43-7 
21-9 



(Austritt aus dem Schatten.) 

2rMond. 
Mai 4. 18h 22«n 13-8« 
2». 10 30 195 



Lage nnd GrStta da« Satnmrlnget (nach Beseel). 

Mai 18. Grosse Achee der Kiii^'elllpse: 38 r.l"; kleine Achse 17-02*. 
Mittiere Schiefe der Ekliptik Mai 10. 23"* 27' 14*52" 
Scheinb. , , , , , 23« 27' 5-58* 
Halbmesser der Sonne , « 15' T)l-4" 

ParaUaxe , , 8-76" 
(Alle Zeitangaben aach mittlerer Berlinei Zeit.) 



Itttuk. vom Hmm A SMikar In Lelpaig . 



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Neae Folge Band XIV. Heft 4, 

SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zntnloiju Ib lOi Fnuli ni tMxai d« Iliiiubknl«. 

HL-rausgegcbün unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner nnd astronomiseher Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

- iMAAA „WiJMtt und £ik«iuMn aind dis Vnad« ood di« 

Aj^nl 1S8«. B«tMlillcna« d«t Mmi^lMlt.« KMBot. 

lull all: (iroBic ÄBtroiuiniiHche Uoppelfernrohre. 8. 73 - WiUiftm HugffitiR, tllur dio Koroun 
der Sounc. S, 79. Vhi-r dio wfthrHC heiTiliolii' Hoho der Soiiut i:-.Mi ;. i rutur S. 83. H.V|)Otheie fib«r 
4lje Kntatchuug dt-r Muudgcbilde regj). dii? c!iaraktori»tiieh« Diflci zwliichLU Mond- und Krdp;;eblr9«D. 
\- u J hanue« Spftnutb. S>. Hb. ("bor die Wirkung kleiner, nahi" vorübiTzichcudur Körper uuf die 

l'laiit^tonbuwftffanK. 8, 87. - liaa Auf luuclitL-u uuuur SUirno mit bi'Btmderur Hczut^niihrae auf diu Nuv» 
in der Autlrornfsda. S. 89. — Vfrmischtu NttohlichtOD: Sinktr.il ii il ,i> der Bestandteile der Kr i i-.ir" 
sph&re. S. — (■l)t!r die KouBtitutiou di»r Sonm-iitlfoku und über die I'liototrraphie als Älittel zu 
satronomigchen Kntdet-kun(<cn. S. '.)2. — Diu l ink' n Punkt« im SUdwallo di r' i ' ; i i-nicu«. S. 93, — 
Botierendes Meteor. S. U^J. — Uer fünfte St«ru im Tiapea de* Orion. S 94. — Korrigendam. S. 94. — 
PlauotenkonRt«U»Uon im Juni IWS. 8. 9A. — SMInag dar JttpitmnOiid« Im Jui 188i. 8. M. ^ T 
Stellung im Juni ItUtG. 8. 96. 



Grosse astronomische Doppelfenirolue. 

Wer das Glück hat. von der Natur mit zwei normalen, gesundea Augen 
beschenkt zu sein, der kuiiii aus Erlakruiig wissen, um wie viel besser und 
dcherer er Termöge derVerdoppehmg semes Sehwerkzeuges sieht, xmd wie 
weise und wohltbStig daher die Einrichtung ist, die ihm zwei Augen ver^ 
liehen hat. Sollte aber jemand durch die Gewohnheit für die EKenntnis 
dieser Wohlthat unempfindlich geworden sein, so braucht er nur das eine 
Auge eine Zeitlang zu schliessen, uud er wird erschrecken vor dem Gedanken, 
welches Unglück es für ihn sein würde: fernerhin auf den Gebrauch nur 
eines Auges beschrankt sn sein! 

Wenn derselbe nun aber dann in den Fall kommt, an wissenachafl- 
lichen, insbesondere zu astronomischen Zwecken ein Femrohr zu brauchen, 
so sieht er sich bisher doch thatsächlich zur Einäiigif^keit verurteilt, die 
ihm um so fUlilbiirer wird, als dns eine Angc dabei ungewohnte Arbeit 
verrichten, das andere dagegen zwangsweise uutkätig bleiben muss. 

Kennt er nun, wie das natttrlich ist, bereits die Annehmlichkeit des 
yerscharften Sehens durch die üblichen TheaterperspektiTe, welche ihm das 
Zusammenwirken beider Augen gestatten, und bat er etwa vollends, wie 
der Verfasser, auf touristischen Ausflügen den grossen Genuss kennen gelernt, 
den der Gebrauch eines jener kleinen Doppelfemrohre verschafft, w^lclie 
durch Alumiuiumfa-ssunu;en leicht gemaelit, und mit Scliarnieren zur Akko- 
müdatiou versehen, bei zwanzigmaliger V'ergrösseruug so präzise Bilder 

Sirius 1S86. Heft 4. 10 



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— 74 — 



geAväliren: 80 ist es nur konsequent, wenn er den erkannten grossen Vorteil 
auch ernsten, wissensohaftliclien Beobachtuiiüff^n zn erlangen wünscht» 
lind daher die Frarre stellt: welche Hindemisse denn so lange der Kon- 
struieruüg grösserer Doppelfemrohre enigegenstehen? ► 

Hieraber erteQt der Artikel «Binoknkrteleakop*' in Dr. Heinr. Gret- 
schels Lexikon der Astronomie (1882) in Kürze Auskonft, indem es dorb 
heisst: „Die Schwimgk^t einer gleichmässigen Einstellung (für beide Augen) 
hat dieses System für grössere Instrumente nicht über das Stadium des 
Versuchs gelangen lassen." 

Eine eingehendere, wenngleich noch nicht erschöpfende Belehrung über 
dieien Gegeiuitaiidt über die bezQglichen AnstBnde und die Mittel su derm 
Überwindung enthSlt tan in der Zeitscbzift ftir ]iiatram«itenkunde im Jahre 
1881 erschienener, von Herrn H. Goltssdi in Berlin mit grosser Sachkenntois 
verfaaster Aufsatz, welcher aiisznj:^weiso auch in den „Sirius" *) über^ef]rangen 
ist, und worin schliesslich / n^?!« mV- Ii von einem diesfaliigen neuen praktischen 
Versuche Meldung gemacht wurde. 

Aber auch das bezügliche, nach den Angaben dieses Unternehmers von 
der renommierten optieeh^meehanisdien Werlutatte von Schmidt n. HaensclL 
in Berlin ausgeführte Versuchsinstrument hat laut darüber erhaltener Aus- 
künfte keine weiteren Folgen gehabt , heziehnngswcisp ftir astronomische 
Zwecke keine Anwendonf^ gefunden und zu keiner Narhabmung veranla.sst, 
waa bei dem geringen Durchmesser der dabei verwencieteu Objektive von 
74 mm, also nicht einmal 3 Zoll, und bei der gewählten, ziemlich kom- 
plizierten und darum wenig einladenden Konstn&aon auch kaum isu er- 
warten war. 

Nicht mehr als blosser Versuch, sondern als gelungene, in längerem 
Gebrauche bereits vr>lli(r bewährte fb-rurtige Instrumente dürfen dafTorron 
die beiden grossen astroiionnscheii Doppeilcriirohre be/cichnefc werden, welche 
inzwischen der österr. k. k. llofrat Leop, Kurzmayer iiu sein Privatobserva- 
torium in Wien herzustellen untemonmien hat. 

Denselben sind zwei fünfzöUige imd beziehungsweise zwei sechsund» 
einviertelzöUige Objektive gewidmet worden, deren Durchmesser und ver- 
einigte Wirkung aLso schon eine namhaftere optische Kraft erwarten lässt. 
Die eiji/t lueu Bestandteile dieser Instrumente wurden nach dessen genauen 
Angaben von angesehenen Firmen und geeigneten Werkleuten geliefert **), 
unter der Leitung und persSnIiehen Beteiligung des Unternehmers zusammen- 
gestellt und in Bezug auf völlige Erreichung der erforderlichen Präzisi<m 
von ihm mit eigener Hand vollendet. 

Die Objektive des ersteren, als Kometensucher fungierenden Instru- 
mentes, haben bei der oben angegebenen Öffnung von 5" eiue Breinnveite 
von 54 " ***), und sind so entsprechend ausgefallen, da«8 sie ausser den 
mit d^ Terwaidetm dreifachen Okularen gewöhnlich gebrauchtoi seebs- 



*) Sirius, Neue Folge, Band IX Seite 108. 

**) Flintglas von Feil in Paris, Prismen von C. A. Sfoinheils Söhne in München, 
Okulare von denselben, dann von Reiiifelder und Hertel in München, Beobachtungs» 
htuhl zum Kometensueher von Hoftiiidiler Albert in Wien, Eisenbestandteile von Hof- 
«chloBücr Ht inr. Sasse ebendaselbst" u. s. w. 

•**) Sämtliche Massangaben sind gemacht auf Grund des alten Wiener Fussen. 



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— 76 — 



imdzwanzig-, dann fthifanddreissigmaligenVergrOaserimgeii noch die f&r Ko- 

meteuBucher ungewöhnlichen Yon siebenzig- und himdatfUnfiiial gestatten. 

Mit Rücksicht auf diese stärkeren Vergrösseningen und auf die sonst 
durch den Rabrnen der Montierung etwas beliinflerte direkte Einstelliincr des 
zu beobachtenden Objektes, ist am Instmmeute seitlich unter den OkuUireu 
auch ein Sucher bo befestigt, dass niuu aich bei dessen lieuutzung gleich- 
faXla nicht Tom Stnhle zu erheben branchi 

Die Konstruktion des eichenen Beobachtungsstuhles, auf dessen eben 
gedachten Rahmen die zwei unter sich fest verbundenen Rohre angebracht 
sind, ist beiläufig und im wesentlichen jene, welche im zehnten Bande des 
, Sirius'* Seite 140 beschrieben und durch die dazAi gebiirige Abbildunpf 
illustriert wurde; doch hat die durch die Verdopplung des Fernrohrs bewirkte 
stSrkffle Belastung mehrere Abweichungen voa dem Vorbilde riltlioh ersdid- 
Ben lassen, wie schon die aufhierksame Vei^leichnng der betreffenden lUnstra- 
üonen ergiebt. Insbesondere sind, um noch iwti Si&tzpnnkte zu gewinnen, 
an den Enden des Fiissschemels Rollen angesdiraabt, mit denen der Stuhl 
sich auf einer eisernen Platte flreht Das Instrument ist auf der Ten-asse 
des Observatoriums unter einem aut Schienen verschiebbaren eisernen Häus- 
chen aufgestellt 

Bei dem zweiten, nach demselben Frinzipe kombimerfcen Doppeliefraktor 
haben die ObjekiiTe eine Öffhimg von sechs und emem Viertel Zoll und eine 

Brennweite von hundertundzwanzig Zollen, und es erlaubt das somit ein- 
gebaUene bekannte Fraunhofersche Verhältnis zwischen Objektivdurchmesser 
und Brennweite die diesem Verhältnisse entsprechenden stärkeren Vergrösse- 
rungen. 

Der Be&aktor ist selbstverständlich mit Sucher versehen, ist auf ein 
aas Winkeleisen konstruiertes p}Tamidale8 Stativ gesetzt, hat horizontale und 

vertikale Bcwen^nng, lässt sich mittels Kurbel erliöben und senken und ist 
auf zwei Eisenschienen im Beobachtuugsraume in der Richtung Ost-West 
verschiebbar. 

In der Decke dieses auf die Terrasse mündenden Raumes befindet sich 
ein 10 ' langer, 27 " breiter Spalt, dessen ans ftlnf Teilen bestehende Deck- 
Mappen nach Bedarf aufzust hlagen sind. Vermöge dieser Einrichtungen 
kann dem Refraktor ein ziemlich grosses Beobachtongsfeld erschlossen 

werden. — 

Der Ein<liiRk, den man beim Blicke durch diese Düppel fernrohre em- 
pföngt, bestätigt — wie das bei richtiger Konstruktion derselben voraus- 
zusehen war, — ganz Dasjenige, was im Eingange dieses Aufsatzes Uber 
den Wert des Besitzes und gleichzeitigen Gebrauches zweier Augen gesagt 

wurde. ^lan fühlt sofort, dass man mit dem Übergange vom einfachen 
zum Doppelfernrohro einen eminenten Fortschritt cfemaeht habe, zumal es 
ja auch liier, wit» beim Sehen mit freien Augen leicht ist, sich über diesen 
Fortschritt zu vergewissern, indem man das eine Auge und Ferurohi- zeit- 
weilig aussehliesst. 

Dem Astronomen von Fach und dem Liebhaber der Astronomie, der 
sich bish^ mit der Aufnahme- uSid JLeistan^fahigkeit eines Auges, oder 
höchstens abwechslungsweise mit jener des zweiten bec^ügen musgte, 
geht im Doppelfernrohre sozusagen eine neue Weit für seine Arbeit wie 

10* 



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filr tseinTergntlgen auf; sein ScSiauoi ist du anderes, gewisseimassen iiatOr- 
licheres geworden! 

Obwohl der Berichterstatter bereits cliircli viele Torheigegangene« mit 

kleineren Doppelf emroh reu ausgeführte Beobachtungen, — insbesondere des 
Mondes, — mit den Wirkungen und VorzüjjoTT solcher Instrumente im all- 
gemeinen vertraut war; fand er sich bei der Benutzung der in Jüede stehen- 
den nm 80 viel kräftigeren Apparate noch durch grössere Genfisse ftr seine 
Bemühungen belohnt. 

Ist nämlich schon die ermdglichte zwanglose Beteiligimg bdder Augen 
an den BeobachtungCTi, das scheinbar nmnhaft vergrösserte Gesichtsfeld, die 
vereinigte Lichtstärke der zwei Objektive und die unverkennbare stereo- 
äkopische Wirkting der Kombination, eine Reihe willkommener Verbesse- 
rungen Überhaupt: so treten teilweise diese Eigenschaften bei Befrachtung 
gewisser Objekte und bei yermebrter optischer Kraft besonders überraschend 
h^or. Er wird — beispielsweise bemerkt, — die Verwunderung nicht 
vergess5en, in die er einmal geriet, als er bei einer gewöhnlicli als nnlohnend 
geltenden Beobachtung des Vollmondes, die er mit einem kleinen aber treff- 
lichen Doppelfemrohre von nur 21 Linien Öffnung bei ftinfzigmaliger Ver- 
grösserung unternahm, das Studium mit einem daneben aufgestellten ein- 
fachen aber gleichfalls als gut erprobten FünfzSUer fortsetzen wollte und 
hierbei gegenüber dem andern Instrumente zwar alles am Monde Tiel licht- 
starker, aber flach und verschwimmend fand, mithin gerade jenes kleine 
Mafs von Plasti/ität vermisste, welche ihn beim Doppelfemrohr gefesselt 
hatte! Von jenem Augenblicke an nnterlag für ihn die Eigenschaft eines 
solchen Fernrohrs, auch stereoskopische Eäekte zu erzeugen, vollends keinem 
Zwdfel mehr, mag auch in Bezug auf die grossen Entfernungen astro- 
nomischer Objekte die Theorie dagegen sprechen. 

Man wird es hiernach begreiflich fiiiden, dass sich die betreffende Er- 
sch einnng unter günstigeren Verhältnissen in noch höherem Grade bemerkbar 
machen muss. In der That gewahrt z. B. bei gut gewühlter Phase die 
Betrachtung der Apenninenkette im 6^/^ zölligen Doppelrefraktor unter 160 
bis 240maBger Vergrüäseruug vermöge Aiex Massenhaftigkdt und der Ge- 
staltung des dort hervorbrechenden Reliefe einen so hochinteressanten An- 
blick, dass man sich schwer davon trennt. 

Aus demselben Grunde bietet dem Beobachter selbst derVoUmoTid hm 
einem etwas tiefen, das sonst zu starke Licht genügend abdiimpfenden Stande, 
auch im DoppelfÜnfzÖller bei 35 maliger Vergrösserung ein ungewöhnliches, 
ftuflserordentiich anziehendes Bild. 

Die Spazier£ekbrten, — wenn der Ausdruck erlaubt ist, — welche man 
mit dem letztgenannten lichtkräftigen und bequem eingerichteten Instrumente 
am Fixsternbimniel ausführen kann, liefern Eindrücke und Aufgaben, zu 
wekhen man in der anstrengenden Beobachtung derselben Gegenstände 
durch einfache Fernrohre entweder gar nicht oder nicht leicht gelangen 
wird. Die Häufigkeit des Yorkomm^s von Doppelstemen wird vermöge 
des durch das binokulare Sehen erleichterte Überblidces geradezu auffallend. 

Einen überwältigenden Eindruck aber macht die Plejadengruppe durch 
den Glanz und die Menge der zu ihr gehörigen Sterne. Als der Bericht- 
erstatter diesen Sternhaufen zum ersten Male in das Gesichtsfeld des Doppel- 



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— 77 — 



kometensuchers brachte, entrang aeh Sud ein Ausruf ehifurchtevoller Be- 
wuiidernnf?. mti(\ es überkam ihn ein eigen tfun Ii eher stiller Zanber wie auch 
ein Gefühl schuldigen Danke.s bei der Erwafjfimg: dass er hier in einem 
Anblicke schwelge, den vor ihm noch niemand gehabt haben kann, — weil 
er eben das hierzu erforderliche Instrument nicht besass! 

Das Schauen durch solche den sinnlichen Eindrudc steigernde Doppel^ 
femrohre möchte daher wohl auch ein neues geeignetes Mittel werden, 
manchen von denWundeni des Himmels angezogenen Besucher einer Stern- 
warte, der dieselbe — freilich meist ohne Verschulden der betreffenden 
Funktionäre — ■ unbefriedigt oder gar enttäuscht verliess, entweder zu per- 
sönlicher Beteihgung an den wissenschafüichen Arbeiten zu gewmnen, oder 
KU pekuniärer Forderung astronomischer Zwecke zu bewegen, wofür wir an 
den munifizenten Widmungen amerikanischer Bürger so schinie Beispiele 
haben. Indem daher mit diesem Aufsatze die vollbrachte Einführung der 
Erstlinge derartiger Teleskope in die instrnraentale Ansrüstimg' astronomischer 
Observatorien zur Kenntnis teilnelimender Kreise gebracht -werden wollte: 
knüpft sich daran der Wunsch, dass dieselben zu Nutz und Frommen der 
Beobachter und der WissenMshaft recht bald Nachfolge und Y wbrdtung 
finden mögen. 

Vorerst dürften es bemitteltere und besser dotierte Sternwarten als ver- 
dienstlich und in ihrem eig^enen Interesse liegend erkennen, die auftauchende, 
wiederholt f itipto bleue Neuerung ernstlich ins Auge zu fassen. Ein dies- 
ialliges Unternehmen, bei dem unbegründete theoretische Zweifel und un- 
nötige Eonstmktionskomplikationen keine Rolle spielen, wird sich sicher 
dankbar erweisen. 

Ehre den Astronomen, welche seither eine cyklopische Natur in zwei- 
facher Beziehung bethätigt haben: einmal indem sie bis jetzt auf ein Auge 
angewiesen waren, dann aber vorzüglich darum, weil sie trotz dieser Be- 
schränkung wahrhaft cyklopische Leistungen auf dem Felde astronomischer 
Beobaehtimg vollbracht haben, in ämem Betrachtimg sich unaeie ThStigkeit 
angeeifert findet. 

Aber hraan jetzt mit dem zweiten Auge ans der schon zu lang dauern- 
den Verbannung, heran zu gemeinsamer lohnender Arbeit mit d<'ni andern! 

Bis man sich durch eigene Anschauung von der Vorzüglichkeit der 
Doppelfemrohxe überzeugt hat, wolle man an die Richtigkeit des von Herrn 
Golizsch in seunffln o1^ erwähnten Au&atze g^maichten Ausspruches 
glauboi, indem er aus der mit seinem bezüglichen Yersuchsinstrumente 
geschöpften Erfahrung schreibt: „dass man, einmal an dasselbe gew5hnt, 
nur ungern und für kurze Zeit zum einfachen Fernrohr zurück- 
kehrt.*' L. 

Beschreibung der Konstruktion der (vom k. k. Hofrate Leop. Kurz- 
mayer in Wien) hergestellten astronomischen Doppelfernrohre. 

Die in ebem Abstände von einem Zolle parallel Uzenden und durch 
drei angelotete starke Verbindimgsstücke in dieser Lage zusammengehaltenen 
Hauptrohre sind ungleich lang, endigen aber in gleicher Entfernung vor 
den Augen. Ihre Mittelpunkte, folglich auch jene der von den Objektiven 
ausgehenden Strahleukegel würden daher bei einer horizontalen Neben- 



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einand^legaiig über seclu Zoll Abstand haben, während die mittlere Spur- 
weite der Augen kaum zwei und einen halben Zoll beträgt. Diese Difi* rf i^z 
in der Breite ist nun zuerst dadurch in eine solche der Höhe r\ü,rh. iiänilich 
in eine schief vertikale umgewandelt, dass da^s rechts liegende Kohr um 
den Mitteli)uukt des linksseitigen so weit aufwäi ts gedreht wurde, bis eine 
aas seinem eigenen Mittelpnnkte gefiOlte aezikrechte Linie jenem des andern 
Rolires bis auf die oben angef&brte Angendistanz von zirka zwei und einem 
halben Zoll nahegerückt ist. 

In dieser Stelhmg sind beide l\ohre in ihr&n entsprechend dazu vor- 
gerichteten Lagern mittels Schrauben befestigt. 

Während das vom linksseitigen Objektive entworfene Bild in der 
gewöhnliclien Weise direkt zum Auge gelangt, erfährt der Strahlenkegel 
des rechtsseitigen eine Brechung in zwei derartig eingeschalteten recht- 
winkligen Prismen^ dass derselbe im grosseren, an das Hauptrohr sich an- 
schliessenden Prisma senkreclit, also in der Richtung der oben gedachten 
Linie abwllrti* und dtut in der Hülie des linken Auges durch das zweite 
kleinere Prisma zum rechten Auge reflektiert wird, so dass die Bilder beider 
Objektive in gleicher Ebene nnd Höhe entstehen, wo die Ansätze zur Auf- 
nahme der Okulare angebracht sind. Beiläufig um das Mals, weldies die 
Strahten auf diesem Wege der Brechungen zurücklegen, beror sie in das Oku- 
lar gelangen, ist das reclitsseitige Hauptroln- kurzer; es mufstcn daher die 
betretfenden Relationen im wesentlM'hen schon bei Ausmittlung der Kohr- 
längeu und ihrer Verbindungen gehörig in Betracht gezogen werden. 

Übrigens sind behufs völliger Ausgleichuug allfalliger kleiner Diffe- 
renzen tmd Eonsolidienmg der fßr die beiden Augen ermittelten richtigen 
Stellung der betreffenden Teile des Instnunentes auch noch besondere Kor- 
rektionsmittel vorgesehen. So sind an eine Seite der Prismenfassungen 
Rohrstücke angesetzt, welche gegenüberstehend genau in einander passen 
und mittels welcher daher das untere Prisma gegen das obere vertikal ver- 
schoben, wie auch ein wenig horizontal gedreht werden kann. Beide Ver- 
schiebungen sind mit derselben Schraube zu fixieren. Femer lassen sieh 
beide Okulare durch eine mit ovalen Ausschnitten versehene Phitte in der 
der Augendistanz entsprechenden Entfernung festklemmen. Endhch sind 
selbst jene an den oberen Enden der Ilauptrohre ersirbtlichen übergreifen- 
den I»()hranfs;itze, in welche die Objektivfassungen eingeschraubt -iiid, noch 
um ein Weniges verschiebbar. Die Zentrierung der Objektive gegen die 
Okulare erfolgt mittels dreier gleichweit abstehender, senkredit auf die 
Rohre wirkender Schrauben. 

Die beiden 5 zölligen wie auch, die einzölligen Objektire, zu welchen 
das Fhntglas dem Vorrate des genannten Unternehmers entnommen worden 
ist, mirden nach den von Letzterem bestimmten Radien von dem aus 
Ploessls Werkstätte hervorgegangenen Optiker Heinrich birünert geschlitien 
und zu ToUer ZuMedenheit fertiggestellt. Die Fassungen zu derselben 
lieferte einer der vom Unternehmer beschäftigten M edianSser und die deli- 
kate Arbeit der Zentrierung der Glfiser besorgte er selber nach einer nicht 
allgemein bekannten Methode, 



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Williaul liuggius über die Korona der Sonne.*) 

Wenn bei totalen Sonnenfinsternissen der dunkle Mond uns die ganze 
Souuenscheibe Yerdeckt, erscheint rings um diese ein eigentümlich gestal- 
teter Knmz weissen lacliies, der die Koinmii dar ^nme genaimt wixd. Eine 
solche Korona konnte man bisher nur an der Sonne beobachten, da sämt- 
liche anderen Fixsterne viel zu weit von uns entfernt sind, um uns Trirk-' 
liebe Bilder zu ^ebf?n; imd auch die Sonne würde, wäre sie nur so weit 
entlernt wie der nächste Fixstern, sowohl wegen der dann nur punkt- 
förmigen Gestalt ihrer Bilder wie wegen der Lichtschwäche, uns ohne Ko- 
rona nehmen. Da nun bei unseren jetzigen Beobachtuugsmittelu die 
Korona der Sonne die einzige Erscheinung ihrer Art ist, muss man es wn 
so mehr bedauon, dass den Beobachtung«! derselben so viel Sdiwierig- 
keiten sich f'ntn;egenstell(:'n. 

Unsere Atmosphäre absorbiert und zerstreut von dem Lichte, das die 
Sonne uns zusendet, nach den neuesten Bestimmungen fast 40 .Proz.; da 
nun das Licht der Korona nach den bisherigen Schätzimgen nur ^/looooo 
bis V400000 Sonnenlichtes beträgt, ibt es nur wahrend der so selten 
eintretenden totalen Sonne nfinsteniime möglich, die Korona zu sehen. Eine 
solche tritt durchschnittlich nur etwa einmal in 2 Jahren ein, dauert nur 
3 bis 6 Minuten und trifft stets nur einen schmalen Streifen df^r Erdober- 
fläche; man hat daher die verschiedensten Versudie genuicht, die Korona 
ohne Finsternis zu beobachten. Zuerst glaubte mau, wenn man das direkte 
Sonnenlicht vom Auge abhielte, und nur solches Tom Himmel in unmittel- 
barer Nähe der Sonne betrachtete, die Korona sehen zu können. Aber 
diese Versuche waren erfolglos, ebenso wie die auf sehr hoch gelegenen 
Stationen, obwohl dort oberhalb der dicken, dunstigen Atmosphiireschichten 
die Zerstreuung des Lichtes und die Erleuchtvm«;^ der Luft weniger ir.teiiaiv 
ist. Ebenso vergeblich waren die Bemühungen, mit dem Spektroskope die 
Korona in derselben W&ae za beobachten, wie man die Protaberanzen der 
Sonne zu jeder Zeit im Spektroskop sehen kann, weil nur ein sehr kleiner 
Teil des Koronalichtes in heile Linien aufgelöst wird, und diese weder 
genügende Helligkeit besitzen, noch sich so weit erstrecken wie die Korona. 

Gleichwohl durfte das Problem nicht als nnlösbar anfg(^geben werden. 
Denn übereinstimmend lauteten die Schätzungen der Beobachter während 
der yerschiedenen Sonn^ii&istaniisse, dass das licht der Korona intendTttr 
sei als das des YoUmondes und n«nentlich in der Nahe des Sonnaikdipers 
' wurde es auf 6- bis 15 mal so stark als der Vollmond taxiert Freilich 
kommt es weniger auf die absolute Helligkeit der Korona an als auf da3 
Verhältnis derselben zu der der erhnu hteten Atmosphäre, welche als heller 
Schirm das Auge für das dahinter liegende, schwache Licht blendet. Thatsäch- 
lich aber kann unser Auge dennoch einen Eindruck von der Korona empfangen; 
dam wenn bei den Durchgängen yon Yenus oder Merkur yor der Sonnen- 
scheibe der dunkle Planet sich der Sonne nähert, erkennt man ihn bereits, 
bevor er die Sonnenscheibe berOhrt; wir sehen die dunkle Scheibe, wenn 



*) Prooeedings of tha Royal Society, Vol. XXXIX, Nr. 239, p. 108. 



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sie Tor der Korona sicli befindet Der TJnterscliied der Erleuchtung durch 

die helle Atmospliäre allein und durch diese plus dem dahinter befind- 
lichen Koronalicht ist ilaher wahrnehmbar; und es kommt nur darauf 
an, eine Methode zu finden, durch welche dieser Unterschied merklicher 

gemacht wird. 

Die Beobachtungen der Korona während der Finsternisse hatten gezeigt» 
dass das Licht derselben reich an violetten und ultranolettcn Strahlen sei; 
und sowohl der Umstand, dass die Luft ein starkes AbsorptionsTennögen 
fOr die brechbareren Strahle der Sonne besitzt, so dass das von ihr zer- 
streute Licht relativ nur wenig von diesen Strahlen enthält, wie der von 
mehreren Forschern gelieferte Nachweis, dass auch die Sonnenatmosphiire 
violettes Licht viel stärker absorbiere als rotes, musste a priori schon 
einen mexldich grosseren Beiditom des Koronalichtes an brechbarere 
Strahlen erwarten lassen. Dies ftkhrte Herrn Huggins zu dem Versuche, 
den geringoren Intensitätsunterschied zwischen dem Lichte der Atuu^phäre 
und dem von Atmosphäre plns Korona dadurch zu steif^ern, dass er den 
süsseren Kciclituni des letzteren Lichtes an violetten Strahlen verwertete 
und die Korona photoirraphierte. 

Im Jahre 1882 hat Herr Huggins faktisch dne Reihe tou Bildern 
der Sonnenkorona auf photographischem Wege erhalten. Es sei hier knrs 
über die Methode angeführt, dbss mittelst eines Reflektors das Bild der 
Sonne in einen Kollimator geworfen wurde, in welchem ein Schirm die 
Sonnenscheibe authielt, während die Stratilen der nächsten und ferneren 
Sonnenumgebung auf eine geeignet präparierte, photographische Platte 
fielen. Etwa 20 Platten zeigten Bilder, welche mehr oder weniger ähnlich 
denen der Korona bei Sonnenfinsternissen waren, und ermut^toi, die Ver- 
suche fortzusetzen. 1883 bot die totale Sonnenfinsternis am 6. Mai auf 
den Karoliiieninseln Gelcf^eiiheit, gleichzeitij^e Pliotographien mit und ohne 
Sonnenfuisternis herzustellen: die Ähnlichkeit der in England und auf den 
Karolinen erhalteneu Bilder war eine sehr grosse, und einzelne besondere 
Eigentümlichkeiten, so z. B. ein auffallender Spalt östlich vom Nordpol 
der Sonne, stellten die Identität des Objektes, das photographiert worden, 
ausser Zweifel. Spätere Versuche, die Korona ohne Finsternis zu photo- 
graphieren, waren aber erfolglos, weil in den letzten beiden Jahren der 
Himmel zu hfll gewesen infolge der bedeutend verstärkten Lichtzerstreuung 
in unserer Atiuosphäre, die sich bekanntlich ganz allgemein durch die ab- 
normen Dämmeruugserscheinungen und die farbigen Ringe und Höfe um 
Sonne und Mond bemerklich gemacht hat. 

So interessant diese Yersuche des Herrn Huggins sind, so berechtigt ' 
die Hoffnung, dass sie unter günstigeren atmosphärischen Verhältnissen 
wichtige Resultate erp^ehen werden; dennoch sind wir fHr Betrachtungen 
über die Natur der Korona auf die Erscheinungen beschränkt, welche wäh- 
rend der Sonnenfinsternisse durch Zeichnungen, Photographien und Be- 
schreibungen fixiert werden konnten. Die Zeichnungen und Photographien 
der letzte^ 25 Jahre lehren nun, dass trotz der grossen YerSndenuigen in 
Gestolt und Helligkeit der Korona ihre wesentlicheren Charaktere bestfin* 
dige sind. Ihre Form ist nicht, wie man früher glaubte, eine kreisförmige, 
sondern eine unregelmässige, mit einer allgemeinen Tendenz zur qua- 



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dratiscben Form, indem die Korona sieh zwischen den Polen imd dem 
Äquator der Sonne, an den Stellen, wo die Sonnenflecken am häufi^st«i 
anfnitreten pflegen, am stärksten entwickelt. Eine merkwürdige Ausnalime 
zeigte sich 1878, wo die Korona gernde am Äquator zwei lange Strahlen 
besass, die bis z\i einem Abstände von der mehrfachen Grösse des Sonnen- 
durchmessers verfolgt werden koimten. Die Struktur der Koroua ist ziemlich 
kompliziert nnd scheint in beständiger Umwandlung begriffen; nnier gOn* 
fltigsten Umständen wurde mit grösster Sch&rfe ihre Znsammensetxong ans 
Fäden beobachtet, welche nicht radial angeordn t .1 1 L!:ewöbnlieh gekrümmt 
sind: diese Krümmungen finden nach verschiedeucii Kichtungen statt; immer 
ist die Korona am Sonnenrande sehr hell, und bhisst schnell ab, bei ö' 
bis 10' von ihm ist sie ganz verblasst; ausserdem kommen breite, helle 
Teile vor, die sehdnbar nach aussen strdmen nnd wen^;er helle Zwischen- 
räume zeigen, welche als Spalten erscheinen; unter den hellen Strahlen 
giebt es auch gekrfiinnite. welche umbiegen und zur Sonne zurückkehren. 

Die Wandelbiirkeit der Krscheimmg, welche ausser von den Verände- 
rungen in der Korona selbst auch wesentlich von der verschiedenen Be- 
schaffenheit der Atmosphäre herrührt, hatte früher die Ansicht aufkommen 
lassen, dass die Korona nur ein optisches Beugungsphänomen sei; und noch 
in allemeuester Zeit ist von einem horvorri^nden For8ch«r die Nicht- 
existenz einer wirUichen, die Sonne umgebenden Korona behauptet worden. 
Herr Huggins stellt dieser Auffiissnng; folgende ' schwer wiegende Ein- 
wände entgeq^en: 1) hat man von verschiedenen Tpih^i d^r Kfn-ona Spektra 
beobachtet und photographiert; 2j sieht man Venus und Merkur als dunkle 
Korper, wenn sie der Sonne nahe sind; 3) sieht man auf den I^hotographien, 
dass die Korona aus gekrOmmten Faden besteht; 4) endlich stimmen die 
Photographien, die man zu verschiedenen Zeiten während dner Finsternis 
und an weit von einander entfernten Orten hergestellt, ganz gut mit einan- 
der übpr*^!n. 

Ist somit die objektn f Keiditiit der Korona eruieaieu, so mnss offenbar 
irgend eine Art von StoÜ luu die Souue vorhanden sein und sich wenigstens 
el^so weit wie die sichtbare Korona erstre<d:eiL Eine gewdhnliehe gas- 
förmige Atmosphäre« TÖn der Art wie unsere, kann dieser nidit sein; denn 
da die Schwerkraft auf der Sonne 2 7 mal so gro^ ist als auf der Erde, 
so ^vürde, selbst wenn das Gas tausendmal leichter wäre als Wasserstoff, 
seine Dichte an der Sonnenoberfläche gleich der unserer Metalle sein, was 
das Spektroskop sofort würde erkemien lassen. Es müsste femer die 
Dichte nach der Sonne zu ganz rapide zunehmen und es k&nnten Kometen 
nicht so leicht und ungestört so nahe der Sonne hindurchgehen, wie dies 
wiederholt beobachtet worden. Es fragt sich nun: In welcher Form existiert 
der Stoff in der Korona? woher stammt erV und in welchem Zustande 
beffijdet er sich, dass er sich so hoch über der Sonne halten kann? 

Auf die erste Frage antwortet das Spektroskop. Das Spektrum der 
Korona ist ein zusammengesetztes; es besteht 1) aus maom hellen kon- 
• tinnierlichen Spektrum., das auf die Anwes^eit glühender, fester oder 
flüssiger Materie hinwdst, 2) ms dem Sonnenspektmm, welches beweist, 
dass der Koronastoff Sonnenlicht reflektiert, nnd 3) aus einem Spektrum 
heller Linien, das relatiY schwach und bei den verschiedene Finsternissen 

Sbiiu 188«. Beft 4. H 



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Tenicliiedeii war imd beweist, dass auch Oase in der Korona Torkommen. 

Selbstverständlich kann die feste oder flüssige Materie der Korona nur in 

höchst fein verteilten Partikelclien existieren, so dass die Korona eine Art 
Nebel bildet, dessen Partikekhen sich in glühendem Zustande befinden. 
Dieser Koronanebel ist in einem Zustande der Verdünnung, der all unsere 
Yorstellungen überbietet; wenn nämlich nur ein kleines Partikelchen in 
einer Knbikmeile enthalten wäre, wflrde dies schon ausreichen fÄr die Er- 
sdbeinnngen, welche die Korona darbietet. 

Die zweite Frage nach der Herkunft der Koronamaterie beantwortet 
Herr Hu Pf ins dahin, dass sie höchst wahrscheinlich von der Sonne selbst 
atamnie. Extrasolar könnte sie nur entweder von in die Sonne stürzenden 
Meteoriten oder von Kometenschweüen herrühren; aber bei diesen beiden 
Quellen ist es gleich schwierig, sich die Zuftihr so massenhaft und regel- 
mässig voranstellen, dass die in ihrer Erscheinung permanente Korona ent- 
stehen konnte. Viel wahrscheinlicher sei es daher, dass die Korona von 
der Sonne gespeist werde. Zur Stütze dieser Annahme liisst sich anführen, 
dass das Korona<r?^s sich spektroskopisch aus densel))en Substanzen zusam- 
mengesetzt erweist, wie sie in der Photosphäre vorkommen. Auch die 
Struktur der Korona (die KrUmmnng Aet Fäien) spreche mebr daftbr, dass 
ihre Substanz von der Sonne fortgeschlendert werde, als dafür, dass sie in 
die Sonne hineinfalle. 

Was befähigt nun die von der Sonne herkommende Materie, in der 
Korona entgegen der mächtigen Schwerkraft sich zu sol(5h t)eträchtlichen 
Höhen zu erheben? Herr Huggins erinnert hier an ein ähnliches längst 
bekaiintes PhSnom^, nimlich £e Entwicklung der Schweife ans den Ko- 
meten. Hier wird Materie des Kometen in ganz ungeheure Entfernungen 
fortgeschleudert, und die Streifen, Spalten und Krümmungen der Schweife 
erinnern gleichfalls an di'^ Struktur der Korona. Die Repulsivkraft nun, 
welche die Schweife der Kometen l)ikh't, hält man jetzt allgemein für eine 
elektrische, welche von der stark elektrischen Sonnenoberfläche ausgeht. 
Ein hohe» elektrisches Potential der Sonnenoberfiäche erklart nun auch die 
Erscheinungen der Sonnenkorona. Die in den Stürmen und mechanischen 
Konvulsionen des Sonnenkörpers emporgerissene Materie besitzt gleiche 
elektrische Spannung wie die Sonne selbst und wird infolgedessen nicht 
bloss in grosse Höhen abgestossen, sondern die gleich elektrisierten, ein- 
zelnen Körperchen entfernen sich auch von einander zu jenen hiuhsti'n 
Graden der Verdünnung, welche in der Korona angetroffen wird. Die sehr 
langen Koronastrahlen, die zeitweise beobachtet worden, werden nun keine 
Schwierigkeiten ftir das Verständnis mehr bieten, wenn man sie mit den 
Kometenschweifen vergleicht, die unvergleichlich viel länger sind. Diese 
Auffassung stimmt auch damit überein, dass die Substanz der Korona, wie 
oben besprochen der Souue eutstammt. 

Die Gase, welche in der Korona vorkomuien und m liirer Menge wie 
ihrer Beschaffenheit wechseln, sind teils aus der Photosphäre mitgerissen, 
teils aus den festen oder flüssigen Körperchen destilliert Bie Schwankungen • 
derselben stehen in Zusammenhang mit den Schwankungen des elektrischen 
Sonnenpotential und der nicchnuischen Thatigkeiteu, welche sich in den 
Flecken und Protuberanzen äussern. 



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Der Zasammenhaug zwischen der Gestalt der Korona und der Eni- 
wickelung der Protuberanzen der Sonne wird durch die hier entwickelte 
Auffassung der bei beiden wirksamen Kräfte begreif licli Ks ist bekannt, 
dass die Elektrizität der Sonne sieb auch auf der Erde t)emerklich macht 
durch ihren Eiutiusa auf die bciiwankungen des Erdmagnetismus und die 
PolazHchter; da die Sdiwiiiikiuige& der Sonnenelektrüdtät.änheigelieii mit 
Sehwankangen der SonnenlMtigkeit, weleke Fleeken und Protoberanzen 
erzeugt, ist der Zusammenhang dieser Eracheinongen mit dem Erdmagnetaa* 
mus und den iLirliebtem verständlich. 

Die Änderungen der elektrischen Beschaffenheit der Sonne müssen in 
erhöhtem Mafse aut \'enus und IMerkur einwirken: umgekehrt werden daher 
diese Planeten, nicht bloss durch ihre Attraktion, die elektrisierten kleinsten 
Partikelchen der Korona beeinflussen, was wiederholt beobachtet worden. 

Ob die Korona mit der Sonne rotiert oder nicht, lässt sicli nur bedingt 
beantworten: nur in dem Grade, als die Substanz und die Kräfte der Ko- 
rona von der Sonne stammen und ilire Struktur und Ausdehnung an der 
bestimmten Stelle steta von der Sonne unterhalten werden, kann man von * 
einer Rotation sprechen. Man kann aber sich nicht denken, dass ein Teil- 
chen in grösserer Entfernung Ton der SonnenoberflSche in anderer Weise 
mit der Sonne sich bewegt, als die Teilchen der Kometenschweife s: ] i n il 
den Kometen um die Sonne bewegen. Die Korona wird über jedem Teile 
der Sonnenoberfläche beständig erneuert und neugebildet, nnd ihre Be- 
ständigkeit rührt her von der Gleichmässigkeit der Bedingungen ihrer 
Bildung. 

Das Schicksal der Teilchen, welche die Korona bilden, ist ein Ter- 

schiedenes. Ein Teil derselben kehrt wieder zur Sonne zurück, iras man 
deutlich au dem Umbiegen der Strahlen erkennen kann; durch Verlust 
ihrer elektrischen Ladung ist eine solche Rückkehr möglich. Ein anderer 
Teil ab(?r wird sich im lUume verlieren, wie dies auch mit den Bestand- 
teilen der Kometenschweife der Fall ist. Dieses unaufhörliche Wegfliegen 
xmgemdn fcnner Ton einander weit getrennter Partikelchen mag in Zu- 
flammenhang stehoi mit dem noch unerklärten Zodiakallichte. i') 



t)ber die wabrseheinliche Hölie der Sonneatemperatur. 

Emige Bemerkungen zur Bestimmung der SomientempmtQr hat 
Dr. Pernter gemacht. Sie beziehen sich hauptsadilich auf die zwei Me- 
thoden, welche genaue Messungen gestatten d. h. auf die Bestimmung der 
Sonnentemperatur aus den Protuberanzen nnd aus Messungen der Strahlungs- 
intensität der Sonne. 

Vorerst sei hervorgehoben, dass unter Sonnentemperatur, die Tempe- 
ratur der sichtbaren Sonneuoberfiache d. h. der PhotosphSre yeratanden wird. 

Die erste Methode zur Bestimmung der Sonnentemperatur beruht auf 
den Ermittelungen der Höhe der Protuberanzen als ausbrechenden Gasströmen 
auf der Sonne. Sie liefert nach der gewohnlichen Annahme eine Minimal- 



*) Naturw. Rundschau I, S. 25. 

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— 84 — 



temperatiir von 1100000® C. Pernter macht jedoch einige sehr «gewich- 
tige Einwendungen gegen tlle übliche Berechnungsweise. Der bedeutendste 
Einwurf ist der, daas man nicht die höchsten l'rotubernTi/en , sondern die 
niedrigen, mittleren in Betracht ziehen müsse. Damit konmit er auf eine 
Minimaltemperatur von 104000° C. 

Die zweite Methode ist die Berechiiiiiig der Sonnentemperatur aus 
den StrahlungOTesBuchen. «Die neuesten aus den Messungen der In- 
tensität der Sonnenstrahlung berechneten Werte der Sonnenkonstante von 
Crova, VioUe und Langlev, p-phen dieselbe zu 2.323, 2.54 und 3.0 Kaiorion. 
Es wird heute allgemein iinerkannt, dass das Dulong-Petlt'sche Gesetz den 
Zusammeuhaug zwischen Temperatur und Strahlung für hohe und yelir 
hohe Temperatur des strahlenden Körpers nicht annShenid richtig giebt. 
Das Gesetz Ton Stefiui entspricht dieser Anforderung jeden&Us Tiel besser. 
Berechnet man nun nach letzterem Gesetze (wobei angenommen ist, dass 
eine schwarze Fläche von Null Grad 0.4 Kalorien per Minute ausstrahle) 
die Sonnentemperatur aus den obigen Werten filr die Sonnenkonstante, m 
' erhält man respektive 6005, 6147, 6420° C. Das heisst, wenn die Photo- 
^hSre von kdner GashOUe umgeben wfire, so mllsste sie eine solche Tem- 
peratur von etwas mehr als 6000** C. haben, um die beobachtete Strahlungs- 
wirkung hervorzul)riugen. Da aber die Messungen von Secchi, Cruls und 
La Caille eine Absorption der Sonnenstrahlen in der Sonnenatmosphäre von 
ca. 80*^/p ergaben, mit welchen Resultaten auch die Messungen von Vogel 
und Pickering betreös der Lichtiuteusität übereinstimmen, so muss die 
Temperstur der Sonnenobeifläche oder der Fhotosphäre entsprechend 
grosser sdn als die eben berechnete, und es eigieht sich somit aus den 
Messungen der Sonnenstrahlung eine Temperatur der Photosphare von 
rond 10000<> C. 

Zwei Gründe sprechen dafür, dass der so erhaltene Wert ein zu nied- 
riger ist. Erstens giebt auch das Gesetz von Stefan wahrscheinlich eine 
ZU niedrige Temperatur des strahlenden Körpers und zweitens erhalten wir 
aus unseren Messungen, wie Langley gezeigt hat, immer eine zu kleine 
Absorptionskonstante für unsere Atmosphäre. Der Wert TOn 10000^ 0. 
ist also gewiss zn iiiedrig. 

Aus diesen Bemerkungen ergiebt sich, dass die Tempieratur der Sonne 
(Photosphare) zwischen viel engere Grenzen eingeschlossen erscheint als 
bisher angenommen wurde, indem die beiden am ehesten durch exakte 
Messungen zu einem glaubwQrdigen Resultate führenden Methoden nur 
einen Spielraum zwischen ca. 10000 und 100000^ C. übrig lassen und 
nicht, wie man vielfiach angiebt, zwischen einigen Tausend und dnigen 
Millionen Graden. 

Dieser Spielramn würde noch enger werden, wenn die Sonne nicht 
daä Emissionsvermögen gleich der Einheit hätte, da hierdurch der aus den 
Strahlungsmessungen resultierende Wert bedeutend tohöht wfirde. Nadi 
dem jetzigen Stande unserer Kenntnisse ist jedoch wohl kein Grund für 
diese Erniedrigung .des Emissionsvermögens bei der Sonne anfuhrbar. Sollte 
sich einmal na^^weisen lassen, dass di*- Sonne ein kleineres Emissions- 
vermögen hat, so wird d&s nur die Uberems timmung der iiesultate beidei 
Methoden fordern. 



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— 8ö — 



^un Schlüsse noch die Bemerkungf dass die erstere Methode wenig 
fOr die Znkniift yerspricht, wShrend die letzte es ist, Ton der wir noch am 
diesten exaktere Besoltate erhoffen kdnnen." 



Hypothese über die Entsteliimg der Mondgebilde 

resp. der charakteristischen Differenz zwischen Mond- und £rdgebirgen. 

von Johannes Spannt h. 

Die Konstanz der ISIondgebilde im grossen und ganzen gestattet die 
Annahme, dass sich mindestens die Oberfläclic des Mondes im festen Zu- 
stande befindet. Dieser Zustand kann ein primärer nicht sein; es fragt sich 
nur, aus welch auderem und wie er daraus hervorgegangen iat. Dass etwa 
kosmischer Staub sich zur Bildung der Mondmasse konzentriert haben 
könnte, ohne seinen Aggregatzustand dabei zu Sndem, dürfte ebenso un- 
wahrscheinlich sein wie ein direkter Übergang aus dem gasformigen Zu- 
stand in den festen. Dürfen wir daher annehmen, dass die feste Mond- 
o1if i fläche aus tropfbartliissiger Mondmaterie hervorgegangen ist, so gilt 
oüenbar auch ein Gleiches für die Bildung der Erdoberfläche. Femer 
kann dieser tropfbarflüssige Zustand da* Mond- re^, Erdmaterie nicht wohl 
ein wässeriger, sondern (wir dtbrfen ans mancherl» GrOnd^ annehmen) ein 
feuriger gewesen sein. 

Und wenn also Mond- und Erdkörper beide aus feurigflüsRiger Materie 
dereinst bestanden haben müssen, wie sind sie dann zu ihren zweifelsohne 
verschiedenen Obertiächenformationen gelangt? Die Antwort ist die: Die 
Yerschiedenheit der Oberflfiohenformationen resultiert im wesentlichen aus 
dem Unterschiede der Erstarrungi^eschwindigkeiten. 

Die fenrigflüssige Materie konnte nicht in Ruhe bestehen; sie befand 
flieh infolge ihrer Abkühlung in fortwährender Stromimg. Wegen dieser 
Strömung konnte die Planetenoberfläche nicht a tempo erstarren, abgesehen 
davon, dass die Erstarrung in den Poiarzonen ohnehin früher eintreten 
musste wie in der irifaemeren fiquatorialen. 

fietrachten wir uns nun einmal die Erstarrung einer strftmenden Flttssig- 
kdt. Wir haben dazu die schönste Gelegenheit beim Eisgange unser» 
Flüsse: sie erstarren nicht a tempo, sondern bilden Schollen. Die Schollen 
reiben sich an einander und dadurch entstehen die Schollenkränze. Je 
stärker die Abkühlung, desto dichter das Eis; je dichter das Eis, desto 
stärker die gegenseitige Reibung, nnd je stärker diese ist, d. L bis zu 
einem gewissen Grade, desto regelmässiger sind auch die Schollen und 
ihre Kränze. 

Ist nun kein Grand vorhanden, anzunehmen, dass die feurigflü.ssigen 
stromenden Mri^sf^u der Mond- resp. Erdoberfläche a terapo erstarrt sind; 
so bleibt nichts weiter übrig, als die Annahme einer Krstammg auf dem 
Wege der Schollenbildung. Das Material dazu müssten die leichtesten Teile 
der stromenden Mond- und Erdmaterie hergeben in Yorbindung mit den 
ausscheideuden Schlacken. 

Wir dürfen schon aus dem Grunde, weil kleinere Körper naturgemäss 
schneller als grössere erkalten, behaupten, dsss die Erstarrung auf der 



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— 86 — 



MondoberflSehe eine weil; selinellere wie die auf der ErdoberflSehe gewesen, 
sein rnnas. Schnelleres Sinken der Temperatur bewirkt aber bei unseren 

Flüssen gedrängteren Eisgang, wie ein minder schneller Temperaturfall, 
und ich wüsste keinen Onind fmznj^^^ben, weshalb diese Differenz nicht auch, 
in Bezug auf die ftcholieiibilduiigen. der Erd- und Mondoberflächen Gültig- 
keit haben sollte. Durch das grössere Gedränge der Schollen in den Strö- 
mungen der MondoberflScbe mnssien weit mehr regelmässige Schollengebilde 
entstehen, wie auf der Erdoberfläche. Diese Schollengebildc vereinigten, 
sich zunächst in den stilleren und kälteren Gegenden. Die ganze Mond- 
oberfläche aber, hauptsächlich jedoch in den Polarzonen, f]^elangte viel 
schneller zur vollständigen Erstarrung wie die Erdoberfläche, und die not- 
wendige Folge davon war, dass die einzelnen Scholien, ohne viel von ihrer 
nr^rOnglieben Form dngebfiset zn bab«i, in der die Scbollenzwisebair&ume 
«rftillenden, aucb schneller die Erstarrangatanparatnr erreichenden Mond- 
flüssigkeit, ich möchte sagen, einfrieren mussten; das fand Tomehmlicb an 
den Polen statt. In den mittleren Zonen ^mg es nicht ganz so schnell 
mit der Erkaltung. Da schwammen die Schollen länger in dem feurigen 
Ocean, bevor sie oder die aus ihnen gebildeten Schollenfelder zux Ruhe 
gelangten; sie mnssten sich noch einige Zdt die ZerstQrungsarbeit der 
feurigen Finten, deren Belecken nnd nnregelnussige Bewegungen gefallen 
lassen. In den ausserpolaren G^enden der Mondolj er fläche konnten somit 
mehr nnregel massige Felder von repfelrechten so\vohl, wie halb und gnnz 
zerstörten oder unsymmetrisch gebildeten Schollen zu stände kommen. Die 
Felder erzeugten vielleicht durch Reibung an einander (und möglicherweise 
auch Übereinauderschiebungen) unregelmässig gestaltete Ränder, bevor mck 
sie vollständig in der errstaneiiden Materie zur Ruhe gelangten. Lang- 
samer noch, wie in der mittleren Mondzone, vollzog sich die Abkühlung 
auf der Erde, so dass die in'sprrmp;liche, ohnehin nicht rerrelmässige Schollon- 
formation verwischt werden konntt .)b die Bergrücken (regelmässigen und 
unregekuässigen Oharaktersj ihre Entstehung nur der Reibung von Schollen- 
feldem an einander oder auch späterer Thätigkeit des feurigflüssigen Erd- 
resp. Mondinneren zu verdanken haben, bedarf hier der Erwägung nicht; 
eine vulkanische resp. plutonische Thätigkeit nach Erstaming äet Planeten- 
oberflächen dürfte meine Theorie eben nicht alterieren. 

Betrachten wir nn^^ nun einmal die Mondol)erfläche. Wir finden die 
am schönsten erhalteuen Schollenif^ebild»' meist an den Polen und die Un- 
regelmässigkeiten am häuügäteu iu den mittleren Zonen. Noch unr^el- 
massigere Gebirgsformationen aber finden wir anf der Erde; die Schollen- 
formation ist unkenntlich geworden. Die Gebirgskämme dahingegen, deren 
Grundzüp:e ich als Produkte der langsameren Abkühlung auf der Erde 
betrachten möchte, sind zahlreicher nnd vollkommener ausgebildet wie auf 
dem Monde. 

Die herrlichsten Scholienkomplexe linden wir am Südpol des Monden. 
Die Leser des , Sirius" mSchte ich z. B. auf die in der Sirinsbeilage 
No. VIII vom Jahre 1883, Fi^. 5 wiedergegebene Mondlandschaft auf- 
merksam gemiacht haben; sie zeigt eine frappante Ähnlichkeit mit einem 
Komplexe von Eisschollen, welche in etwas benihigtem Gewässer, wie es 
au den Buchten unserer Flüsse vorkommt, zum Einfrieren gelangt sind. 



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— 87 — 



Kleinere Schollen shul in die Kränze der grösseren hinem, aack numcfamal 

dariiber hinweg- geschoben; selbst grössere Schollen erscheinen wie auf 
einander geschoben. Und betrachtet man sich nun, einmal darauf aufmerk- 
sam, die Ringgebirge anderer Mondgegenden, so vermag man sich des Ein- 
drucks nicht zu erwehren, dass man Gebilde vor sich habe, deren Form 
unseni ixdischen EiaachoUen in aoffallender Weise gleichkommi Die vor- 
kommenden Zentralberge lassen sich dadurch entstanden denken, duss von 
zu hoch getürmten Kranzmassen Teile ins Innere der Kränze hinabrollten 
und sich da anhäuften. Dass das Inner»' der Ringgebirge meist tiefer liegt 
wie die Umgehung, dürfte ein Beweis meiner Schollentheorie sein; je höher 
und schwerer numiich der Rand einer Scholle im Verhältnis zu ihrer Grösse 
ist, desto tiefer mnsa ihr Spiegel im Verhfiltnis zar ümgebimg liegen, gerade 
wie ein hochbordiges Schiff grösseren Tiefgang hat als ein flachbordiges. 

Schliesslich will ich es zu bemerken nicht unterlassen, dass mir die 
Nachahmungen der Mondgebilde von Meydenbauer keine allzuglückliche zu 
sein scheinen; vielmehr bin ich geneigt, ihre Ähnlichkeit mit den Ring- 
gebirgen in den weitaus meisten Fällen iür eine oberflächliche zu halten. 
Man findet bei den Meydenbaner^'schen Dextringebilden ss. B. kein ebene» 
Innere der Rtnggebirge, wie diese es de facto gerade vieliach zeigen. Die 
meist glatte Fläche der Eisschollen wird sich dahingegen weit besser mii 
den Spiegeln der meisten Kinggebirge vergleichen lassen; zu berücksich- 
tigen ist dabei übrigens auch noch die Verschiedenheit des Materials zur 
Bildung von Eis- und Mondschollen. 



Über die Wirkang kleiner, nahe Yorbeiziehender K9rper auf 

die Planetenbewegung. 

In der mathematischen Sektion der amerikanischen Naturforscher -Ver- 
sammlung zu Ann Arbor hielt Herr A. Newton einen Vortrag über den 
Einfluss, den kleine, in der Nahe eines Planeten yorbeiziehende Körper- 
eben auf die Bewegung dieses Planeten ausüben; von dem die «Science'' 
▼om 11. September (vol. VI, p. 207) nachstehenden knrzen Bericht bringt: 

Die früheren Untersnchiuigen des Ilerni Newton über die Meteore sind 
unter den Astronomen anerkannt als die Ilauptquelle unser Ivenntnits über 
den Charakter, die Verteilung imd die Bewegung dieser kleinen Körperchen^ 
mit denen das Sonnensystem erf&Ut ist, besonders derjenigen, welche unsere 
Atmosphäre trefTen und als Meteore verhretinen. Die mögliche Einwirkung 
derselben auf die Rotation der Erde und den Umlauf von Erde und Mond 
in ihren Bahnen, wurde einer einf:;:eheTiden Untersuchung seitens mehrerer 
matheinatiächer Astrouiniieii uuterwort'eii. Die neuesten Mitteihmgen des 
Herrn Denning in Bristol über die Beständigkeit langauhalteuder iStrahlungs- 
punkte von MeteorstrSmen, haben die Frage von der Existenz breiter Me- 
teoritenströme angeregt, welche sich schnell dnrch den Stemenraum bewegen 
aiueerhalb der Sonnenansiehung; und jede neue Untersuchung, die sich auf 
irgend einen dieser Punkte bezieht, ist melir ;;1s gewöhnlich zeitgemäss. 

In dieser Abhandlung hat Herr Xewtoii die \\ irkinig diskutiert, welche 
auf die Erdbewegung von solchen Kürperchen ausgeübt wird, die fücht 



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nahe genug an der Erde vorbeigehen, um in ihre Atmosphäre hingezojgea 
m werden, aber noch nahe t,^*^nvi<?, um aus ihrer Bahn abgelenkt zn werden 
und eine Zeitlang in liyperboiirfclien Bahnen sich um dieselbe zu bewegen. 
Er begann mit der Bemerkung, das» die Kesultate der Untersuchung viel- 
leicht für ndgatiye gehalten werden müssen, soweit es sich nm messbare 
Grössen im Sonnensystem handelt, dasa sie aber ein mathematisches Inter* 
esse haben und möglicherweise eine Bedeutung haben für ähnliche Fragen 
in der Molekularphysik, z. B. für die kinetische Theorie der Gase. Die 
Mathematiker und Asti tiomeTi müssen auf die Abhandlung selbst verwiesen 
werden; die lieauiuitc von allgemeinerem Interesse können wie folgt zusam- 
xnengefosst werdw. 

Betrachtet man zunächst den Fall eines cylindiischen Stromes von 
gleicbmässig Tesrteüten, klonen Eörperchen, die sich alle in derselben J^h- 
tung mit einer gemeinsamen Gesell windigkeit an der Erde vorbei bewegen, 
welche in der Achse des Cy linders befindlich angenonmien wird, so wird 
gezeigt, dass sie der Erde in jeder Zeiteinheit eine Geschwindigkeit längs 
der Achse mitfceilen werden, die 1) proportional ist der Dichte der Gruppe, 
2) abnimmt, wenn die Geschwindigkeit wSchst wie das Quadrat der Ge- 
schwindigkeit, 3) wachst wie d^ Logarithmns des Halbmessers des Cyliu- 
ders; rl^r Radius wird gemessen durch eine Kinhrit. die von dem Erd- 
radius um einen kleinen Wert differiert, der eine Jiuuktioa der Geschwin- 
digkeit ist. 

Zweitens ftr den Fall einer im BAume weit ausgedehnten Gruppe 
gleichmSssig Terteüter kleiner Körperchen, die. sämtlich gleiche Geschwindig- 
keiten haben, die aber nach Punkten gerichtet sind, welche gleicbmässig 
über die Himmelskugel verteilt sind, während die Erde sich in gerader 
Linie durch sie hindurchbewegt, wird gezeigt, dass für diejenigen, welche 
nicht die Erde treffen, sondern nur durch ihre Attraktion auf dieselbe 
wirken, die Wirkung eine ungemein geringe Beschleunigimg der Erd- 
bewegung sein wird, wenn letztere kleiner ist als die der KSrperchen, selbst 
wenn die Gruppe eine nnendlicbe Ausdehnung hat. Wenn die Geschwindig- 
keit der Erde grosser ist als die der Körperchen, dann wird ihre Gesanit- 
■v\nrkung aus zwei Tt^ilm })estehen: einer sehr geringen Verzögerung der 
Erdbewegung, deren GiüiMjf abhängt von der absoluten Geschwindigkeit der 
Körperchen, und einer anderen Verzögerung, die abhängt von der angenom- 
menen Ansdehnung der Gmppe. 

Die Wirkimg der Körperchen schliesslich, welche die Erde oder den 
Mond treffen, ist mannigfach grösser als die derjenigen, welche nur in der 
Näh^ Yorbciziehen; und nnrhflem frtlher gezeigt worden, das« jed^ annehm- 
bare iJrosse der Meteore bewirken wird, dass der Kinfluss derjenimn, ^\ ^'](■1le 
den Mond treffen, aul eine mittlere Bewegung nur einen geriugt-u üruch- 
tefl der beobachteten Beschlennigung beträgt kann noch weniger irgend 
eine Wirkung von solchen, die nahe am Monde Torbeizi^m, einen merk- 
lichen Einflnss Üben.*) 



Naturf. p. 46. 



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Das Anfleuehten neuer Sterne mit besonderer Bezapahme 
ftnf die Noya in der Andromeda. 

Das plötzliche Sichtbarwerden eines ziemlich hellen Sterns nahe dem 
Zeutnun des Andromedanebels hat naturgemass die früher häufig disku- 
tierte Frage nach der Ursache des Aufleuchtens neuer Sterne wieder in 

den Vordergrund der Betrachtung gerä<^ Auch in dem heutigen Stadium 
der Wissenschaft kann es sich hierbei mir um Hypothesen ]i;ni<leln; allein 
wenn es gleich unbestreitbar bb'ibt, dass eine Beobaelitnng mehr wert ist 
als hundert Hypothesen, so habeu andrerseits doch Beobachtungen als solche 
allein, d. h. die zu keinen logischen Verknüpfungen mit anderweitigen Reiheu 
Yon Yorstdlungoi, Hypothesen oder Theorim führen wQrdoi, auch keinen 
Wert. Es ist daW durchaus gerechtfertigt, die bisherigen Beobachtungen 
bezüglich der neuen Sterne 7.n gewissen mehr oder minder wahrselieiulichen 
Hypothesen zu benutzen . ja hierin liegt der Wert dieaer Beobachtungen 
überhaupt allein nur begründet. 

Die photometrisch^i Beobachtungen der Nova in der Andromeda sind 
nun Yon Herrn Professor H. Seeligcr benutzt worden, um daran eine 
bestimmte Hypothese über die Ursache der Entstehung zu prüfen.*) ^Die 
schon von Newton ausgesprochene Meinung", sagt Prof. Seeliger, „das Auf- 
flammen eines neuen Sterns kündige einen grossen Verbrennmigsprozess an, 
wurde bekanntlich von Zöllner tiefer begründet und auf Ursaclien zurück- 
geführt, welche in den verschiedensten quantitativen Abstui'ungen Verände- 
rungen des Fixstemlichtes benrorrufen. Nach dieser Ansicht ist die Ober- 
flfichentemperatur dnes auflodernden Sterns ])15tzlich um eine enorme 
Quantität gestiegen, und als unmittelbare Folge davon muss auch die 
Helligkeit des Sterns plötzlich sich ausserordentlich vergrössern. Ist die 
Katastrophe, welclie diese Erscheinung liervorgebracht, vorülier, so stellt 
sich bald eine Abnahme der Lichtiutensität ein. Nimmt man nvia au, dass 
diese letstere einer beliebigen Potenz n der Temperatur selbst proportional 
ist, so wird die aus Beobachtungen zu konstruierende Lielitkurre dieselbe Ge- 
stalt haben wie die Kurve, welche die n** Potenz der Temperatur eines 
sich abkühlenden Körpers d;<rstellt. Der neue Stern in der Andromeda 
war mm das erste Objektiv »iitser Art, auf welcln -^ jenuuere [)h()tometrische 
Beobachtnugsmethoden augewandt worden .sind und es ist deshalb wohl 
nicht unangemessen zu untersuchen, ob in den Beobachtungsdaten sich 
wirklich ein Abkfihlimgsphänomen darstellt und auf welche W eise etwaige 
Abweichungen zu erklären sind. — Da es sich hier begreiflicher Weise nur 
um die Interpretation der Hauptmomente handeln kann, so macht Prof. 
Seeliger gewisse Annabme», welche die Betrachtung wesentlich erleichtern. 

Als Resultat ergiebt sich, da^ä deu Beobachtungen durch die Annahme, 
dass die Katastrophe, welche das HerTorleuchten des Sterns bervorgebracht 
hat, eine sehr durchgreifende gewesen ist, welche den grössten Teil der Masse 
des Sterns in Mitleidenschaft gezogen hat, Genüge geleistet wird. — ,Mit 
Sicherheit viel mehr zu behaupten ist schon deshalb nicht möglich, weil die 
Spektralanalyse so ganz bestimmte deutbare Beobachtungen in diesem Falle 

*) Äßtar Nachr. Nr. 2710. 
SMmtm. H«ft4. 12 



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— 90 — 



nidit geliefert zu haben scheint. Ich möchte ind^Bssen nicht unterlassen, 
eine Hypothese au8zusprech«i, die mir im gegenwärtigen Falle nicht un- 
wahrscheinlich und die, wenn sie auch durchaus nicht ueu ist, doch nicht 
genögend herrorgehoben zu sein scheint. Ich neij^e nämlich zu der Ansicht, 
dass es gerade bei dem Andrüiiiedastern wahrscheinlicher als in anderen 
Fällen dieser Art sei, dass dieser durch einen Zusammenstüss mit einem 
andern Weltkorper die plötzliche, so ganz enorme Wärmezufuhr erlaugt hat. 
Bekanntlich bat sich das .Spektrum des Andromedanebels nicht als das- 
jenige gasföimiger Massen, wenn dieselben unter annehmbaren physikalischen 
Bedingungen gedacht werden, herausgestellt. Weiter liat Bond eine grosse 
Menge «« hwacher Sterne gesehen mid eingezeic Imet, welcher Wahrnehmung 
allerdings von anderer Seite widersjtrochen wird. Hei der gegenwärtigen 
Sachlage ist man aber jedenlklls bereclitigt, zu behaujitcn, der Andromeda- 
nebel sei zum grössten Tdle wenigstens ein grosser, aus unzähligen 
schwachen Sternen bestehender Stemhanf^. Penn diest^ Aiuialnne wird 
direkt in keinem Punkte widersprochen, während die Ansicht, der Andro- 
medanebel sei ein Xt ltel im gewöhnlichen Sinne des Wortes, von Seiten der 
Spektralanalyse Widerspruch erfährt. — In einem süh hen System nun siud 
offenbar Zusammenstösse einzelner Massen viel wahrscheinlicher als in stem- 
armen Gegenden des Himmels. Bas Wunderbare der Erscheinnng ist damit 
vollständig verschwunden; es bedarf wed^ eines geradezu merkwürdigen 
Zufalles, dass der aufleuchtende Stern sicli zufällig auf den Andromedanebel 
projiziere fwip von mancher Seite behauptet wnrdt ), noch weniger aber der 
Annahme, dass in einem Nebel, dessen einzelne Entwic Idungsstadien sich nur 
stetig und sehr langsam abwickeln können, so plötzlich und schnell ver- 
laufende Änderungen sich ToUziehen sollten, die physikalisch Jcanm zu 
deuten wären, ^'ie])nellr ist der ganze Hexgang ein sehr natürlicher, weil 
sehr wfdirscheinlicher, und dies scheint mir eine Hauptstütze der aus- 
gesprochenen Meinimg zu fein. Ich glaube sogar, dass man ohne Wagnis 
noch einen Schritt weitergehen und in dem Aufleuchten des neuen Sternes 
eine weitere Stütze für die Meinung suchen darf, der Audromedauebel 
bestehe in der Hauptsache ans duem Sternhaufen. Es wurde aber erwähnt, 
dass die Lichtabnahme des Sterns die Auf&ssu6g zulässt, die Wärmeent- 
wicklung sei eine solch enorme gewesen, dass die ganze Masse in Mit- 
leidenschaft gezogen worden ist. I>ass ein Zusammenstoss mit einem anderen 
Körper diesem Erfolge entspricht, ist kaum zu bemerken nötig. Denn 
ohne unwahrscheinliche Amiahmen machen zu müssen, kann mau stets über 
die Masse nod Geschwindigkeiten so verfügen, dass ein Umsetzen einer 
beliebigen Qnantital lebendiger Kraft in Wärme resaltieri Auf Ereignisse 
bloss innerhalb des Körpers lässt sich diese Bemerkung nicht ohne weiteres 
oder doch gewiss nicht init niphr !?eclit ausdehnen. Ist es nun wahr, dass 
das Auflodern des neuen Stern.s dureh einen Ziisamnien^toss eriVdgt ist. .so 
werden wir umgekehrt als wahrscheinlich erkennen, dass das bisher nicht 
ganz deaCbaxe Objekt jedenfalls viele Sterne in sich birgt, 

Im Ansehluss an die Torstehenden Ansf&bmngen Ptof. Seeligers uiacht 
Geh. Bat Anwers noch folgende Bemerkungen*): ,In den Spekulationen 

*) Afltr. Nadir. Nr. 2715. 



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91 — 



über den iipiitm Stern in <ler AiulroiiiefLi i.si derjenige Umstand iiieht hervor- 
j^ehoben worden, wel( her mir das stürk-^to Indiziuni tiir die Deutung des 
Phänomens zu enthalten scheint: die voilliommene Gleichartigkeit desselben 
mit dem PhaDomen von 1860, welches ieli in dem Nebel M. 80 beobachtete. 
Die Wahrschemliclikeit, welche daittr abrig bleibl^ daas in einem Zeiträume 
von nur 25 Jahren ein veränderlicher Stern Ton so ganz besonderer Art 
wie die f^ogenannte Nova sieh auf rliMii zentralen Teil, in einem Fall 
erwiesenerinasscn eines ^edrän^^ten Sternhaufens, im andern Fall eines Ob- 
jektes, welches nach allen sonstigen An/eicheu gleichtalls für einen ge- 
drängten Sternhaufen zu halten ist, durch Zuf all projizieren sollte, ist Ton so 
verschwindender Geringfügigkeit, dass die IbitensitSt der Umstände bei den Er- 
scheinungen von 1860 und 1885 meinesErachtens fest geradezu notwendig 
macht, die Ursache des Aufleuchtens dieser ])eiden Sterne in physiseher 
Zugehörigkeit zu den Gruppen zai suchen, in welchen sie erschienen sind. 
Auch Herr Prof. Seeliger thut dieses, wie mir scheint, stärksten Arguments, 
für die in AN. 2710 von ihm vertretene Annahme, dass das Aufleuchten 
der «Nova*^ in der Andromeda durch einen Zusammenstoss hervorgebracht 
sei, nicht Erwähnung, weshalb ich auf diese StQtze ftir jene Erklärung 
noch aufmerksam machen möchte. ■* 

Im , Sirius" 1885, S. 219 tindet man übrigens bereits schon Iringst die 
Erscheinung im Skorpion mit derjoni<»;en im Andromedauebel verglichen, 
ebenso S. 247 Bemerkungen über das Aufleuchten der Nova in der Andro- 
meda, welche die gleiche Urmehe bezeichnen, Auf die Herr Prof. Seeliger 
durdi seine mathematischen Betrachtungen glommen ist. 



Ycrmiscilte iSachricliten. 

Spektralanalyse der Bestandteile der Erdatmosphäre.*) Zur Unter- 
suchung der Spektren, welche die gasigen Bestandteile unserer Atmosphäre 
ergeben, und deren genaue Kenntnis eine wichtige Vorbedingung fUr die 
Spektralanalyse d^ Himmelskörper ist, hat Herr Janssen die reichen Hülfs- 
mittel des Observatoriums zu Ideudon v«wertet Er hat daselbst vier 
Rr)hron aufstellen lassen, von denen eine eine Länge von fiO m besitzt, und 
in diesen hat er den Wasserstoff, die atmosphärische Luft und den Sauer- 
stoif dem Experiment unterzogen. Die ersten Resultate dieser Versuche 
teilte Herr Janssen kurz in folgenden Sätzen mit. 

FiSr den Wasserstoff hat sich bereits bestimmt herausgestellt, dass man 
ganz encyrme Dicken dieses Gases benutzen muss, um sein Absorptions- 
spektrum /n erhalten. Der Sauerstoff ist in Köhren von 20 m und von 
(iO m Länge untersucht worden, in denen er hoheu Drucken auso;esetzt 
werden konnte. Geht mau in der Röhre von 60 m Länge von niedrigen 
Drudcen aus, um nadh und nach zu hH^hwen üfaerzu^ehai, ao ftbozaigt 
man sieh vom successiven Erscheinen immer zahlreicherer Linien oder 
BlIndeL Zuerst sind es die Linien und BOndel im Rot, die Herr Egoroff, 
der sie zuerst erkannt hat, für die Linien .1 und B des Sonnenspektrums 
hält. Beim Erhöhen des Druckes konnte man bereits bis zu einem Druck 



*) Compt€s rendoB, Tome CT« p. 649* Naturw. Biindacli. Nr. 2. 

12* 



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von 27 Atm. p^ehen nnd hat dann, namentlich wenn man durcli passende 
Anordnungen die Intensität der Lichtquelle steigerte, Absorptionserschei- 
nungen jenseits A erhalten. Zwischen A und B sowie zwischen B und C 
scheinen Linien zu existieren, welche einen noch höhereu Druck erfordern, 
Tim sieber uacligewiesen zu werden. Endlich sah man bei den starken 
Drucken drei dunkle Banden erscheinen: eine im Rot in der Nabe 
der Linie a, eine im Gelbgrfbi bei D und eine im Blau. Das Sonnen- 
spektruin zeigt keine filinliclien Banden. Man kann daher dem Sauerstoff 
in dem Zustande, den er in der Erdatmosphäre besitzt, die Existenz dieser 
Banden nicht zuschreiben. 

Über die Konstitution der Sonnenflecke und über die Photographie als 
Mittel zu astroiiomteclien Entdeckungen.*) Am 22. Juni 1885 bat Herr 

Janssen einen Sonnenfleck photographiert, dessen Hauptkern einen Dmrcb- 
mpsser von 2' besass, und der in dem pliotographischen Bilde mit grosser 
Schärte wichtige Details seiner Struktur erkennen lässt. 

Während im Fernrohre die Umgebung der Fleckenliöi'e wie eine An- 
häufung von hellerer Materie erscheint, sieht man in der Photographie, 
dass diese Anhäufungen ganz dieselbe Konstitntion haben wie'die Pboto- 
sphäre überhaupt, und dass sie, wie diese, aus Granulationen von kugeliger 
Gestalt bestehen. Die so merklich grössere Helligkeit der Fleckenumgebung 
rührt, wie man aus der Pliotographie erkennt, davon her, dass an diesen 
Stellen die Granulationen eii<::,^<.i- an einander stehen mid heller sind, nnd 
dass auch der Grund heller ist. Mau erkennt ferner au der Photographie, 
dass die Streifen der FleckenbÖfe gleichfalls ans Granulationen bestdien, 
die rosenkranzartig an einander gereiht sind. WSbrend aber die einzelnen 
Granulationen an den Rändern der Höfe sehr hell und sehr eng gedrängt 
sind, sind sie in dem Hofe s''!bst weniger hell und seltener nnd lassen dunkle 
Lücken zwischen den Jteiiieii der Körner. Man erkemit, dass die (rranu- 
lationen im allgemeinen nach dem Kern hin weniger hell und weniger 
dick werden, nnd dort sieb au&olösen scheinen. Endlich siebt man in der 
Photographie, da.ss die beiden Lichtbrücken und die sie verbindende sebr 
belle Masse gleichfalls aus Granulationen bestehen, "wie alles übrige. 

Mehrere andere Photographien der Sonne lehren in BeznjT auf die 
Streifen, die Höfe und ihre Umgebung dasselbe, so dass es sich hier wahr- 
schemlich um eine ganz allgemeine Eigenschaft der Sonnenoberfläche han- 
delt; doch sollen nocb mehr Beobachtungen gesammelt werden, bevor dieser 
Satz definitiv aufgestellt wird. Zweifellos ist jedenfalls der Umstand, dass 
die leuchtende Masse der Sonnenoberfläcbe ttberaU. dieselbe Konstitution 
hat, für die Theorie der Soimenmechanik von grosser Wichtigkeit. 

Besondere Beachtung verdient die Thatsache. dass das photographische 
Bild Ton den violetten Strahlen hervorgerufen wud, die auf die Retimi nur 
sdiwadbi wirken. In den achromatisch gemacbten, astronomische Fem- 
robren ist das Bild der violetten Strahlen nicht nnr sebr wenig sichtbar, 
sondern auch sehr unscharf. Von dem, was das beschriebene photographische 
Bild über die feinen Details der Struktur der Flecke enthüllt hat, würde 
das Auge im Fernrohr niemals etwas entdecken. Die Photographie lehrt 

•) Compt. read, T, CU, p. 80. 



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uns also an solclieii ITiiiinielskör})eni, welche sehr brechbare Strahlen aus- 
senden, Erscheinungen kennen, die wir im Fernrohr niemals sehen könnten. 

Abgesehen von dem hier besprochenen Beispiel von der Konstitution 
der Sonnenflecke sei die Thatsache erwähnt, dass im Jahre 1881 eine Photo- 
graphie des Ozion, Stame, die im Teleskope kaum sichtbar gewesen, sehr 
<leutlich heiTortreten liess. Die jüngste Entdeckung eines Nebels in den 
Plejaden durch die Photographie liefert einen weiteren Beweis für die 
Leistungen der Plioto«rra]>]iie l»ei astronomischen Beobachtangen, *) 

Die dunklen Punkte im Südwalle des Copernicus habe ich in diesem 
Jahre nur erst zweimal zu Gesicht bekommen, beidemale in etwas ungewöhn- 
lichem Aussäen. 16. Januar, als die Lichl^enze über Aristavch und den 
8inns Iridnm ging, hatte Gopemicns auf dem Westwälle noch Schatten. Am 
Orte der dunklen Punkte im Südwalle zeigten sich zwei dunkle, etwas ver- 
waschene Stellen, gleieli tiefen Jlall>s{liatten, nicht vollit^ mnci und anch 
nicht kraterühnlich. Ich hielt sie für wirküclie Schatten, ob sie ^enau 
zusammenfallen mit den gewöhnlichen dunklen Pimkten, war nicht fest- 
zustellen. Unten am Fusse, im Innern des Büdwalles standen die hellen 
Schmidt'scheu Kraterchen. Eis wurde eine 230fadie YergrOsserung an- 
gewandt — 16. Februar, Mond 12»/^ Tage alt, Luft I— II. 230fache Ver- 
grÖsscmnpf. Oopernicna liat heute nur einen dunklen Fleck im Südwalle. 
Derselbe ist ini Zentrum schwarz mit verwaschenem Rande, ü])erhaupt auf- 
fallend gross. Östlich davon erscheint noch ein sehr mattes Fleckcheu, dass 
jedoch sehr viel schärfer ist als sonst der zweite Fleck zu sein pflegt. Ur. Klein. 

RtttisrwidM Mlrteor. Während des Stemschnuppenr^en Tom 27. Kot., 
der hier ebenfeUs in seiner ganzen Pracht gesehen worde, fiel es mir au^ 
dass von den Yorzugsweise nach Ost fliegenden Schnuppen sehr viele senk- 
recht niederrangen, wahrend die meisten der nach anderen Hiramolsf^egfenden 
gerichteten teils Bögen, teils gerade Linien Ijeschrieben. — Dieser Umstand 
veranlasste mich um 7 40 meinen 4 zöliigen Brachyten mit der schwächsten 
Okolarrergrösserung (50 f.) versehen, auf das Sternbild des Stiers zu riditen 
und etwas östlich von b Taori einzustellen. 

Innerhalb 20 Minuten, wobei ich wiederholt von Besueheni gestört 
wurde, durchz<^en 17 Schnuppen das Gesichtsfeld. B i 1 war weder Ein- 
tritt noch Austritt zn fixieren, die Schnuppen erschienen urplötzlich als 
helle gelbliche Linien; mehrere davon hatten eine so intensive Helligkeit, 
dass das Auge davon angegriffen wurde. — XTm 7^ 52 ungefähr zeigte sich 
eine grossere Schnuppe mit anscheinend äusserst langsamer Bew^ung, die- 
selbe brauchte mindestens eine Sekunde, um das Gesichtsfeld senkrecht zu 
durch'/ie!:rni. Diese verhültnismilssi«,^ lange Dauer der Sichtbarkeit gestattete 
nicht nur aliein die Form festzustellen, wovon ich eine Skizze in schein- 
barer Grösse machte, sondern auch mit aller Sicherheit eine langsame 
Umdrehung dieses Körpers, yon Ost nach West gerichtet, zu konsfiatieran. 
Bas stampfe Horn machte diese Drehnng so augenfällig, dass eine ca. 
l^/smalige Umdrehung genau verfolgt werden konäe. Ich glaube dass die 
Bewegung bei nnr geringer Nedgttng TOr sich ging« wodurch die lange 
Sichtbarkeit erklärt sein dürfte. 

*) Natnrw. Rundschau, 1886, Nr. 11. 



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— 94 — 



Das Moti'or schien au8 einer schwach durchsichtigen Substanz zu 
bestehen, stellte sich scliiirf, ohne verwaschene Ränder, dar und leuchtete 
in mattrotem Licht; die Helligkeit war jedoch nicht in allen Teilen die- 
selbe, das Oanze hatte vielmehr an scheckiges Aussehen. 

W«nn ich mir einen in der Abschmelzong b^priffenen und mit erdigen 
Bestandteilen stellenweise behafteten Eisballen doike* der der Beleuchtung 
einer roten bengalischen Flamme ausgesetzt ist, so würde ich den Eindruck, 
den die Erscheinung hervorbrachte, durch diesen Vergleich am besten 
nieren. Etwas später sah ich eine bläuliche, ebenfalls langsam iuiieude 
Schnuppe, deren Fluglinie schraubenartit^'e Windungen erkennen liess, 

Aachen. A. Deineuse. 

Der fünfte Stern im Trapez des Orion. Wie bekannt, ist es eine zur 

Zeit noch streitige Frage, ob der (von Strnve entdeckte) fünfte Stern im 
Trapez des Orion ftir Instrumente von mässij^eu Dimensionen sichtbar sei. 
Gegenüber anders lautenden Behauptungen habe ich bisher stets geluuden, 
dass dieser Stern fftr ein Listrament von 6 Zoll Öffnung ein sehr schwie- 
riges Objekt sei und an Refraktoren von geringer Offiinng denselben hier 
in Köln niemals mit voller Sicherheit wahzunehmen vermocht. Ahnliches 
wurde mir auch von andrer Seite bestätigt, entge^enp;esetzte Behuuptnngen 
kamen auch vor. 11. Msirz 7^'.,'' Abends war die Ijui't hier hei l)eträclit- 
lichem Frost sehr klar und ruhig und ich benutzte diese günstigen Luft- 
verhaltnisse zur Prüfung eines neuen 5^/gz511igen Objektim Als ich den 
Tubus auch auf den Orionnebel richtete, sah ich nicht ohne Erstaunen 
sogleich am richtigen Orte den 5. Stern des Trapezes mit eiDer Bestimmt- 
heit, wie ich denselben bis dahin noch nicht wahrgenommen. Am deut- 
lichsten erschien er an 3r)0facher Vergrösserung. eine 1 4<» lache Vergrösse- 
ruug zeigte ihn schwieriger, oileubar weil nun die vier helleu Trapezstenie 
den schwachen Stern flbei^lanzten. Um mich zu überzeugen, dass keine 
'[jfönschung obwalte, brachte ich an demselben Tubus ein zweites Objektiv 
von genau derselben Grösse und Bromweite (^Vs" 2ti Tl^" engl.) an; die Luft 
war mittlerweile etwas unwichtiger geworden, allein auch jetzt konnte ich 
mich von der Sichtbarkeit des iStems vollständig überT^eugen. Dr. Klein. 

Korrigendum. Durch ein Versehen hat auf S. 49 eine Verwechslung 
stattgefunden. Es muss Zeile 8 von unten heissen: ,Der Südpol des Mars 
ist also abgewandt, wahrend uns der Nordpol zugekehrt ist und der nörd- 
liche Polaraeck sich zeigen wird.* 

PlanelMikORStsnatfeiisn 1886. Juni 1. 2i» Merkar init dem Monde in Konjunktion 

in R^ktaszcnsion. Juni !1 2?>^ Saturn mit di-m Monde in Konjunktion in Rektiiszen- 
sion. Juni 6. Merkur im au&teifendeu Knoten. Juni H. 22 ^ Mai-s mit dem Monde 
in Konjnnk^m in RekfeftOienricm. Jnni 9. 10^ Jupiter mit dem Monde in Konjunk- 
tion in Rektuszension. Juni 0. 221' T'ianus niit (h-m Monde in Konjiniktion in Rekta- 
szension. Joni 10. 18 Merkur im Peiihel. Juni 10. 19^ Urauos wird stationär. 
Jnni 11. 15 k Merlnir in oberer Konjunktion mit der Sonne. Jnni 12. Neptnn im 
Pcrihel. Juni 17 i^jl'i Jiijutei' in Qiiadratnr mit der Sonne. Juni 20. 14^ Merkur in 
Konjunktion mit Öatuni, Merkur 2" 16' nördlicher. Juni 20. 20 ^ Venus in grösster 
sfldl. heliooentriBcher Breite. Juni 91. 1^ Sonne tritt in das Zeichen des Krebses. 
SomBiersanfan^'. Tuni 21. 2^ Merkur in grosster nürdl. heliocentriscber Breite. Juni 
24. 22^ ürauuü in Quadratur mit der Sonne. Juni 26. 20 ^ Venua in Koig. mit NeptaUt 
Yenus 28' sttdHeher. Jnni 27. 2Bi» Mars in Konj. mit Jupiter, Mars 59' südlicher. 

Juni 2!^. f)^> Neptun mit dem Mondt^ in Konjunktion in RektOSSension. Jud S8. 18^ 
Venus mit dem Monde in Konjunktion in Bektaszension. 



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— 95 — 



Stellung der Jupitermonde im Jim 
X^liaeen der V 


1 1886 um 101» mitÜ. Greenw. Zeit 
"erßMterungen, 

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IVr II Keine VerfliMterung 
\^ J di«MlMoiid«a. 



Tag 



West 



Ost 



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— 96 — 



Planetmstelliing im Juni 1886. 



Berlin. 
Hittag 


(.1. (.."■ütr. 

h. m. 1. 


(ii-ozentr. 
DekllnaUon 
o ♦ 1 


Kulmina- 
tion 
Ii V 


.-- — 






Merkur. 










19 


8-76 


+21 12 50-6 


23 


24 


10 




6 


1-88 


28 80 48-4 


28 


50 


15 


5 


52 


51-72 


24 48 27-5 


0 


18 


20 


6 


39 


33-59 


24 56 51-2 


0 


45 


25 


7 


22 


42-81 


24 2 39-9 


1 


9 


30 


8 


1 


»K)2 


+22 20 51-0 


1 


87 










Venus. 






o 


2 


2 


10-64 


— 9 59 54 2 


21 




in 


2 


23 


41-65 


+11 49 37 0 


21 


9 


15 


2 


45 


39- 13 


13 35 17-1 


21 


11 


20 


8 


8 


510 


15 15 26-6 


'21 


14 


25 


8 


31 


0-95 


16 48 :-in-'.i 


21 


17 


30 


8 


54 


27-08 


+18 i:{ 16-2 


21 


21 










Mars. 






5 


11 


16 


1419 


+ 5 42 85 0 


t 


21 


10 


11 


23 


53-60 


4 45 40 0 




9 


15 


11 


31 


57-24 


2 46 11-7 


5 


ö7 


20 


11 


40 


22-80 


2 44 24-5 


5 


46 


25 


11 


49 


8-74 


1 40 :^i-2 


5 


35 


30 


" 


58 


13-98 


+ 0 34 43-4 


ö 


2ö 








Jupiter. 






8 


11 


49 


7-44 


+ 2 40 26-7 


6 


42 


18 


u 


öl 


19-37 


2 23 36-2 


l 


6 


28 


11 


54 


28-59 


+ 2 0 40*2 




29 



Bertiu. 



(lUiiZL'utr. 
^"^1 Ii. m. 



(leozeiitr. 

Deklination 
o • 



Kuhnina» 
tion 
h m 



8 
18 
28 

8 
18 
28 

6 

18 
30 



Saturn. 

6 37 47-89 +22 42 63-7 
6 43 15-76 , 22 38 17-9 
6 48 50*28 [+22 88 4*4 

Uranus. 

12 14 1S 09 i — 0 45 48-6 
12 14 22-52 : 0 46 40 5 
12 14 46-82 0 49 48*2 



3 36 35-60 
3 38 17-44 
8 89 50-59 



Neptun. 



+17 
17 



39 
44 



27*6 I 
59-8 



+17 49 52H) 



1 


31 


0 


57 


0 


28 


7 




6 


28 


5 


49 


22 


37 


21 


52 


21 


6 



m 



( Monduliaefii. 



Juni 2 


2 


48-9 


r - ■ '- ' 
Neumond 


5 


12 




Mond in Erdnähe 


8 


20 


30-2 


Erstes Viertel 


16 


2 


32-5 


Vollmond 


21 


6 




Mond Ja jßrdfeme 


84 


5 


28-6 


Lefates Viertel 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin linden im Monat Juni 1886 nicht statt. 
Verfinsterungen der JupUerroonde i886. (Austritt aus dem Schatten.) 



1. 


Mond. 








2. Moud. 


Juni 3. 


10h 25« 


4-0« 




Juni 23. 


7h 37n» Ö3-6« 


10. 


12 19 


49- 1 




80. 


10 18 58*3 


19. 


8 43 


20-0 








26. 


10 38 


10-0 









Uft «ii GrBase Um Satnniringes (nach Beseel). 

Juni 14. «".rosse Achse der Ringellipse: 37-r.O"; 'kleinp Ach.se 16-22". 

Erhöhnngswinkel der Erde über der Ringobene: 25^ 37-7' sfidl. 
Mittiere Schiefe der BUiptik Jnni 9. 28* 27' 14*48'' 
Scheinb. , , , , , 28« 27' r, ir>" 
Ualbmesücr der Sonne « « 15' 46*6" 

Paaralhae , , 8*72* 



(Alte 



Druck von Uetao A Becker in Leipsig. 



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Neue Fol^e liaud XIV. Heft 5. 

SIRIUS. 

Zeitschrift ttii' populäre Astronomie. 

.Zatnloi^ Hr lUi FMuli u4 Firtm Iff Ilantaknli 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner nnd astronomischer Schriftsteller 
von Dr. H£HMANN J. KLEIN in Kolk 



„WiiMB and £rk«iut«n «lud die Freude und die 
B«fl«tfhitgBiig dar l|«udilMlt.** 



InhAlti 8«aiii»»wiM, Abttr dtK fVMMtt SMraMkBvmmlUl vom S7. ]Tov«»b«r 1886. 8. 97. — 
XsiMito Untennolnuif «b«r die WlMMatmüilmic Bona«. S. Ml. — Übw den MaJkfMlwl. S. lOi. — 
XisHMWW mm AlplM])«ttidwoTafa«te1u>l«*e d«r in J. 8«1addto Mondkaxte baflnÄi^B OU«M» (Bliftii«, 
Sd. XYm. tb» tS, 8. am d«i«h, tn Neiaon« WMke »d«r JfeadV bm «liwtfUii«» Huhb l, In 
'bttUAw BaflMBftlc«. 8. 108 — Bevtchtiffuug n d«n AffMlMtei Bfa HtainiointavlMB Svllnd« In Oitmt- 
leWh-VngMB. 8. III. — ▼«mlMÜito KaeliiloU«nt MMtkwlIidice Sonnwi p gatnb wn Mn. 8. llft über 
dl« ToiMll« dtv AnwMduK alnm KalkeiMtlqtinM mr BwbMlitaa« dai II«, 8. Uli. — ~ 
plu»«o«fnplil«. 8. IIT — Dm epeiifiMslie QmwUbk dm lM»oillen. 8. 117. 91a Balm daa 
M im (tdwan. 8. 117. Zur photoscapliiiahaB AMÜdanf daa TnmnmaMk tan ailiOBanlBCi 

daa k. k. Hofrataa Laop. Kuanayar. 8. 118. — nanirtankonaMlMlon 1888. 8. 118. — Blalkntc 
* Im JxOi 1888. 8. 119. — SlanaMmtMUaD« Im Jnli 1886. 8. 180; 



Schiaparelli, über den grossen StemsehnappenMl Yom 

27. NoTember 188S. 

Der berühmte mailander Astronom, dem die Wissenschaft m erster 

Reihe die jetzt allgemein acceptierte Theorie der Sternschnuppen verdankt, 
hat den jün^ten grossen Stcmschnuppenfall vom 27. November v. J., den 
ersten, den er nach 20 jährigen Studien über die grossen Stemschnuppen- 
erscheinungen, aus eigener Anschauung kennt , zum Gegenstande einer Ab- 
handlung gewShlt, in welcher er besonders ttber die kosmische Stellxmg 
dieses Meteoriteoschwarmes wichtige Mitteilung^ macht. Seine eigenen 
Beobachtungen, welche durch ungünstige Witterung sehr bescliriinkt gewesen, 
sowie die Ajigaben, die ihm von fremdoTt Bcnbuc htern zugegangen, können 
hier, unter Hinweis auf unsere Zuaamnieusteiiung der Beobachtungen in 
froheren Heften übergangen werden, da sie die dort artgctiüirten That» 
Sachen nnr im wesentlichen hestaiigen. Die Yetgleichimi^ dieser Be- 
obachtungen mit einigen früheren, führte aber H^mi SchiaparelH KU 

Schlussfü]>xemngen, welche eingehender wiedertre^'f4>en werden müssen. 

In erster Reihe steht fest, dass die Erscheirunig eine periodische und 
Ton derselben Ursache abzuleiten ist, welche den grossen Stenischnuppen- 
fall TOm 27. NoTemher 1872 erzeugt hat. Im Jahre 1872 war die Länge 
äe» Ortes, in dem sich die Erde im Momente des Höhepmiktes der 
achaiiuiig befand: 65,9^; im Jahre 1885 war sie 64,7^. Der kleine Unter» 

Steina 1888. Haft 6. 1$ 



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_ 98 — 



scliied kann durch die Unsicherheit erklärt werden, welche der Bestimmung' 
des Momentes der <»;rössten Tniensität der Erscheinung anhaftet: er kann 
auch teilweise herrühren von dem Zurückweichen der Knotenpunkte der 
Meieoritenbahn, welches, wie weiter unten gezeigt werden soll, faktisch 
stattfindet. Die Li^ 4^ AusstruhlungspunktM war, so weit man ans den 
bekannten Beobachtungen urtdlen kann, 1885 dieselbe wie 1872; nnd auch 
die physikalischen Tluiraktere der Meteore scheinen dieselben gewesen zu 
sein; nur Herr Deiiica behauptet, dass die Sternschnuppen 1885 zahLreicker 
geweseu aU 1872. 

Da die Periode der Wiederkehr keine jährliche ist (wie z, ß. für die 
Porseiden im August), so müssen wir annehmen, dass die Erscheinung von 
einem noch nicht vollständigen Ringe von Meteoriten herroigebracht wird, 
in dem nur ein kleiner Teil von einem sehr dichten Schwarme von Stern- 
schnuppen besetzt ist Ihn- Rest des Rinp^es wii d , wenn er nicht leer ist, 
von einer verhältnis»mässif^ kleinen Zahl von Meteoriten einpfenommen, von 
denen zweifellos die vereinzelten Sternschnuppen herrühren, die man im 
Laufe der Jalire Ende November und Anfang Dezember von y der Andro- 
meda ausstrahlen sieht. 

Die ümlaufszeit dieses Schwarmes um die Sonne kann nicht viel von 
13 Jahren, oder einem Bruchteile von 13 Jahren, abweichen. Mehr sagen 
die Beobachtungen von und 1872 darüber nicht aus; der Unistand 

jedoch, dass der Strahl ungspunkt und der Knoten dieser Schwärme identisch 
sind mit denen des Biela sehen Kometen (wenn er noch existiert) oder 
seiner Teile, macht es sehr wahrsch^nlich, dass die Meteoritmschwarme 
und der Komet in inniger Beziehung zu einander stehen. Eine solche Ver- 
mut\ing i?t nicht neu: sie ist bereits 1867 von d' Arrest und Herrn Weiss 
ausgesprochen, und die auf dieselbe begründeten Vorbersagen der grossen 
Sternschnuppenfalle von 1872 und 1885 haben sie glSmend bestätigt. 

Nimmt man den Zusammenhang des Biela'schen Kometen mit diesen 
Meteoriten an, so ergiebt sich der walu-scheinlidfe Schluss, dass zwischen 
den beiden Epochen 1872 und 188r> der Schwärm zwei Uiiilänfe um die 
Sonne gemacht, und dass die Ümlaufszeit ungetabr ti^'^ Jahre betrage; sie 
würde genau G^/^ Jahre betragen, wenn die Erde 1872 und 1885 genau 
dieselbe 8telle des Schwarmes getroffim hätte; da dieser aber einen grossen 
Bogen seiner Bahn einnimmt, so können die Punkte, wdche von der Erde 
ffetro£fen wurden, von einandn' weit entfernt und die UmlaufssEeit nm die 
Sonne kann ebenso gut etwas grösser wie etwas kleiner gewesen sein. 

Herr Schiaparelli ist nun femer der Meinung, dass nicht nur die 
Umlaufszeit des Kometen und des Meteoritenschwarmes identisch ist, son- 
dern dass beide wahrschdnlich dieselbe Bahn durchlaufen und sich sogar 
b^leiten, dass alsö der Komet in dem Schwarme steckt, oder ihm wenig- 
stens sehr 11 tb' ist. 

Pa nämlicli der Schwärm noch nicht über einen sehr grossen Bügen 
seiner Bahn ausgebreitet ist, sieht man keinen (Jrund, warum der Komet 
(oder seine unsichtbar gewordenen Teile), der einen bedeutenden Teil des- 
selben ausmacht, sich ausserhalb dieses Bogens befinden soll. Femer ist 
es eine Thatsache, dass im Jahre 1872 der Komet weniger als drei Mo- 
nate vor dem Schwarme durch den Knoten ging. Eine solche Nahe kann 



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— 99 — 



man kaum ab Zviall betrachten, wie dies aDgenommen werden müsste, 
wvnn die Ümlaiifszeit eine wesentlich rwschiedene wäre. Endlich ist za 
beachten, dass die Identität der Bahnen auch die GleicbhMt der grossen 
Achsen in sich schliesst und damit die tler ümlaufszeiteii. 

Nimmt man diese Identität als erwiesen an, so wird es nicht schwer, 
ana den Beobaehtnngen yon 1872 und 1885 eine untere Grenze für die 
Länge des Meieoritenaschwormes za besAinimen. Hierfttr wttrde genügen, 
wenigstens annähernd die Phasen des Kometenlanfes Tom Jahie 18^2 an 
zu kennen. Da er aber seitdem unsichtbar L'fworflon, so \-\nn man seine 
Bewpcrun<T in den let^^ten Jahren nicht aus der Beobiichtuug bestimmen, 
und die Dauer der lünt Umläufe, die er seitdem ausgetuhrt, nicht genau 
feststellen. Man kOnnte nun diese Dauer durch Bechnnug linden nnd fdr 
die ersten zwei ümlaafe nnter den fttnf fehlenden ist eine solche auchi 
bereits ausgeführt; es wäre daher sehr ntttadich, wenn diese Rechnung 
weiter geführt würde, obwohl keine Hoffnunj]^ vorhanden ist, dass man den 
Kometen noch einmal wieder sehen werde. Da aber eine solche Rechnung 
noch nicht gemacht ist, muss man auf die exakte Kenntnis der Beziehung 
zwischen Kometen und Schwärm Terziehten und sidh mit einigen mehr odor 
weniger plausiblen Vermutungen begnügen. 

Durch Vergleichung der Beobachtung von 1872 mit der Bahn des 
Kometen, wie sie nach der Rechnung von Michez im Jahre 1805 gewesen, 
kann man annähernd den Abstand des Kometen von der Stelle des Schwar- 
mes berechnen, welche die Erde lb72 geschnitten hat, da nach der Mei- 
nung des Herrn Hind in der Epoche 1865 bis 1872 Jupiter und Saturn 
den Umlauf nicht wesentlich gestört haben. Nach der Rechnung von 
Michez ging der Komet im Jahre 1865 durch den Knoten am 27. Dezbr.; 
addiert man hierzu die Daner eines Umlaufes (welche 1865 2445 Ta^e 
betragen), so erhält man füi- den näclistiulgenden Durchgang des Kometen 
durch den Knoten die Epoche 7. September 1872, also 81 Tage vor der 
Zeit des grossen Stemschnuppenfalles. Man kann daher schliessen, dass 
jene Meteore dem Kometen im Durchgänge durch den Knoten mit einer Ver- 
zögerung von 81 Tagen oder von etwa V.,,, des ganzen Uinlünfes folgten. 
Dies kann man als untere Gren/e der Grösse des Bogens seiner Bahn be- 
trachten, über den die Kometenniaterie ausgebreitet ist. 

Eine obere Grenze für die Ausdehnung des Schwarmes könnte man 
aus dem Umstände erhalten, dass keine Erscheinung dieses grossen Stern^ 
Schnuppenfalles zwischen 1872 und 1885 bekamit isi Dies scheint zu 
beweisen, dass der dichtere Teil des Schwarmes weniger nh ein Jahr 
braucht, das ist weniger als V^^ seirips Uuilanfes, um durch den Knoten zu 
gehen. Brauchte er ein ganzes Jahr oder mehr, so würde die Erde ihn 
noch nadi einem Jahre ha ihrer Rüdckehr zur selben Stelle antre£Een. Es 
ist jedoch zu bedenken, dass Mondschein, schlechtes Wettw und kurze Dauer 
die Erscheinung der Beobachtung entziehen können, imd ferner ist es 
möglich, dass der Schwann an einigen Punkten unterbrochen ist. Die 
Schlüsse über die obere Grenze der Länge des Schwarmes aui' seiner Bahn 
sind dadurch sehr unsicher. 

Am 7. Dezember 1798 hat Brandes einm Stomschnuppenfidl beobachtet, 
der mit dem hier betrachteten und dem Biela'schen Konteten in Verbin- 

18* 



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— 100 — 



dung gebracht, werden miiss. Die Erde be&nd sich zur Zeit in 76" der 
Liüige. Bei der nächstfolp^enden Erscheinung 'Ic^- I^iela'schen Kometen im 
Jahre 180t> war die Länge des absteigenden Kiiütens des Kometen 71,3" 
und bei der Erscheinung von 1772 war diese Länge 77,2"; der Knoten 
der Meieore Ton 1798 siunmte also ziemlich gut mit dem des Kometen in 
jener Epoche. Nacli Hubbard gmg der Biela'sche Komet 1805 durch den 
abst€igenden Knoten am 6. Dezember. Äechnet man einen Umlauf, der 
(km als 2 4M Tage betragen, zurück, so erhält man als Epoche des vor- 
hergegaiifTfenen Dmrchganges durch denselben Knoten den 8. Marz 1799, 
ulso 92 Tage nach dem von Brandes beoiuichteieu Stemschnuppenialle. 
Dies Zusammentreffen kann a]8 weiteres Argument iOx die Zusammen- 
gehorigkeit des Biela'sch«! Kometen mit dem Meteorschwarme betrachtet 
werden, die jetzt ausser von den Erscheinungen von 1872 und 1885 noch 
durch die von 1798 gestützt wird. 

Es scheint auffallend, diiss im Jahre 1805, wo der Komet am 0,2 De- 
zember durch seineu Kuoteu in 71,3® Lauge iimdurchgiiig und die Erde 
draselben Punkt am 3,4 Dezember, also weniger als drei Tage froher 
passierte, so dass der Abstand der Erde vom Kometen am 8. Dezember 
0,0y betragen, dass zu dieser Zeit kein auffallender Sternschnuppenfall be- 
obachtet worden ist. Es ist aber zu bedenken, dass der Vollmond am 
6. Dezember eintrat, dass also der Stemschnuppenfall bei der geringen 
Aufmerksamkeit, die man diesen Erscheinungen in jener Zeit gewidmet, 
unbeachtet Tordbergegangen sein kann. 

Auch in den Jahren 1832, 1846 und ISSO waren die Durchgänge des 
Kometen durrh seinen absteigenden Knoten sehr nahe begleitet von Durch- 
gängen der Krde. 1832 kam der Komet in den Knoten am 28. Oktober 
tmd die Erde 31 Tage später; 184Ö kam der Komet am 13. Januar und 
die Erde 46 Tage früher; 1865 kam der Komet am 27. Dezbr. und die Erde 
80 Tage vorher in den Knoten. Nur im letzten Falle, Ende NoTbr. 1865, 
hat der Mond die Wahrnehmung eines Sternsclmuppenfalles hindern können. 
Dass ein solcher weder 1832, noch 1846 Ende November oder Anfang 
Dezember eingetreten, kann durch verschiedene Ursachen veranlasst sein; 
auf jeden Fall muss dieser Umstand zu grösster Vorsicht in den Schluss- 
folgerungen mahnen. 

WiU man die nadisten Wiedererachemnngen des hier behandelten 
Stern Schnuppenfalles vorher angeben, so müsste man die Ausdehnung und die 
Gestilt des mit dem Kometen verbundenen Schwarmes be'ä'ser kennen. 
Eine solche Untersucbnnf? ist nach dem V^enschwinden des Kometen viel 
schwieriger geworden, da er als Wegweiser zur Erkennung der Bewegungen 
des Schwaimea hfitte dienen könnoi. Jetzt kann man sie nur ans dm 
Punkten berechnen, in denen die Eide in denselben hineingerät, und wie 
weit der Kcmiet zwischen einer Beg^pnung und der nächsten in den Raum 
hinein sich bewegt hat, wissen wir nicht. Wir befinden uns hier in der 
Lat^f eines Blinden, der die Grösse und die (iesralt eines Körpers bestim- 
men soll, den er nur au emigeu vereinzelten Funkten berührt, während er 
sich bewegt. 

Gleichwohl laset der Umstand, dass der BieU'sche Komet zur Zeit, 
als er sichtbar war, genau drei Uml&ufe in 20 Jahren machte, yenunten, 



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— 101 — 



dass ziemlich dasselbe für die Meteore der Fall sein muss, und dass maa 
deshalb tur Ende November 1892 Verhältnisse annehmen könne, wie sie 
am 27. NoTember 1873 etofctgefanden. Herr Schiaparelli echliesst seme 

Mitteilung mit den Worten; ,Wir wollen daher nicht sagen, dass um den 

2G. bis 27. November 1892 ein fernerer gro.^spr Stcmsrlinuppenfall ein- 
treten wird, sondern, dass man in dieser Zeit wird uulnierksam sein 
müssen, um zu .sehen, ob ein derartiger Stemschnuppenfall wirklich 
eintreffen wird." *) 



;N6tteste Untersacliong über die Wärjuestrahlang der Sonne. 

Sonnenlicht und Sonnenwärrae erreiche die Erde' erst, nachdem dnrch 
die Erdatmosphäre ein bedentender Tfil fluvon aufjgresaugt, verschluckt oder 
absorbiert worden ist. Die Eidatuiosphare wirkt dnhor schwächend auf die 
uns zustrahlende Sonnenenergie ein. Die schliesslich der Erde von der 
Sonne zugehende dmikle Wirme würde alsbald Ton der Erde wied^ in 
den kalten Hinunelsraum zurückgestrahlt werden, wenn nicht die Erd- 
atmosphäre diese Wärmestrahlen wiederum fast vollständig in sich auf- 
nähme und aufbewahrte. Diese Eip^enschafb der Erdatmosphäre ist dem 
darin auf|^elösten Wasser zuzuschreiben. 

Es siud diese Tliatsachen neuerdings durch die Untersuchungen S. 
P. Langley, Professor am Alleghany-Obsenratorinm in Pennsylvanien ge- 
nauer als bisher festgestellt worden. Die Ergebnisse seiner Untersudinngen 
hat derselbe in dem jüngst von ihm herausgegebenen Buche .Kesearches 
ort Solar Heat*^ veröffentlicht. Wir entnehmen daraus die folgenden Be- 
merkuugeu. 

Es ist bekannt, dass die Sonne ihre eigene Atmosphäre hat, welche 
die Strahlung des heissoi Körpers nadh aussen Termindert und dnrch Ein- 
flchiucken (Absorption) gewisser Strahlen die Bildung von schwarzen Linien 

(der sof^enannten Frminhofer'srhen Linien) im Sonnenspektrura veranlasst. 
Es werden diese Linien, wie man ja auch schon wpiss. (gewöhnlich mit Bezug 
auf die sie hervorbringenden Dämpfe von Natrium, Eisen und anderen in 
der Sonnenatmosphfire Torironmienden Sabstanam betniebtet. Laugley richtete 
seine Aufmerksainkeit besonders anf diqenigei G^enden des Sonnenspek- 
trums, wo Wärmeaufsau<^nnf^ stattfindet und wurde dadurch auf die An- 
nahme geführt, dass der Sonnenkürper ein dunkelblaues Liclit ausstrahlen 
müsse, welches Blau aber durch die rötliche Sonnenatmosphäre gemildert 
werde und daher nur in der Mitte der Sonnenscheibe am stärksten hervor- 
treten könne, so dass ohne unsere wiederum liditaufsaugende Atmosphäre 
die Sonnenscheibe unserem Auge in der Mitte wassorblau, am Bande aber 
feurig rot erscheinen würde. Nach Langley ist die w&rmeaufsaugende Kraft 
der Sonnenatmosphäre so bedeutend, dass bei einer Verminderung derselben 
um ein Drittel ihrer Höhe das Klima von Mitteleuropa ein tropisches 
werden würde. 



*) Naturw. Rundschau No. 10. 



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— 102 — 



Die Untersachnngen wurden in der Hauptsache auf dm Gipfel des 
4600 Meter hohen Mount Whitney, einem steilen und ziemlich isolierten 
Berge der Sierra Nevada Südkalilbriiiens ausgeföhrt, wo die reine trockene 
Atmosphäre besonders günstig dazu ist, mid es wurde zur Festst^Hung 
der Wärmewirkiiiig in den verschitMloiien Teilen den Spektrums oin von 
Laugley zu diei*eui Zwecke besonders konstruiertes Instrument, das liolo- 
meter, benutzt 

Die gewöhnlichen Ansichten tther die Wirkungsweise des Sonnenlichtes 
sind die, dass jeder Sonnenstrahl gevrissCTmassen aus einem Lichtstrahle und 
einem Wärmcstrahle besteht mid dass, wie sich auch bei der gewöhnlichen 
Untersucliungsweise des Spektriuns lieraiisistellt, die Wännewirkimg vom 
violetten Ende des Spektrums nach dem roten Ende hin wächst und selbst 
tther das rote Ende hinaus noch eine dimkle Region (die sogenannte ultra- 
rote) des Spektrums vorhanden ist, wo WärmesMilen wirksam sind. Auf- 
fällig ist hierbei, dass der rote Teil des Spektrums eine viel geringere 
Ausdehnung hat als dt r Llaue Teil. Das Prisma vermag denmach nicht 
die roten Stralileii in einer für genaue l^ntersnclmng derselben nötisfen 
Weise auseinander zu breiten. Es giebt indessen hierzu noch ein anderes 
Mittel, indem das Licht sich nicht nur durch Brechung, sondern auch durch 
ZurOckwerfhng, wie hei der Spiegelung der Perlmutter und anderer irisieren- 
der Flächen in die Spektralfarben zerlegen lasst. Solche irisierende FL'lchen 
lassen sich durch mikroskopisch fein eingerissene Linien auf poliertem 
Metall oder Glas herst^illen, wobei die Feinheit so weit getrieben werden 
kann, dass 50 bis 100 Linien auf die Breite eines Menschen haares gehen. 
D^Ieichen irinerende Fläche wirken SEwanzi^- his dreissigmal so stark 
wie ein Prisma, und es kann damit die rote emschliesslich der ultraroten 
Region des Sonnenspektrums vielfach weiter auseinandergedehnt werden» 
80 dnns alle Unterschiede in der Wärmewirkung sehr deutlich bemerkbar 
gemacht werden. 

Gehen wir nun nochmals auf die Betrachtung der Fraunhofer 'sehen 
Linien zurück, so ist zu bemerken, dass dieselben nicht nur durch Licht- 
auisaugung von der SonnenaimosphSre, sondan auch durch Lichtauisaugung 
von der Erdatmosphäre zum Vorschein gebracht werden. Während z. B. 
ein Teil dieser Linien vom Eisendampfe in der Sonnenatmosphäre herrührt, 
wird ein anderer Teil durch den Wasserdampf in unserer Atmosphäre her- 
vorgenifen. Da nun diese Linien im blauen Teile des S])ektrums viel 
dichter auftreten als im roten, so geht hierau.s hervor, dass auf dem Wege 
von der Sonne zu uns vom blauoi Lichte mehr verloren geht als von den 
andersfarbigen Strahlen. In dem auf einem hohen Berge g^ildeten Sonnen- 
spektrum muss daher der Verlust des blauen Lichtes geringer sein, weil 
der Weg durch die Erdatmosphäre ein kürzerer ist. 

Es ist jedoch immer wieder daran /u erinnern, dass ein bedeutender 
Teil der Sonnenenergie sich in der dunklen, für uns unsichtbaren Region 
d^ Spektrums befindet; könnten wir diesen Teil des Spektrums sichtbar 
machen, so wllrden wir wahrscheinlich finden, dass darin zahlreiche neutrale, 
dur(h Aufsaugung (Absorption) gebildete Stellen vorkommen, welche eine 
ähnliche Bedeutung wie diie Fraunhofer'schen Linien haben; diese dunklen 



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— 103 — 



Stellen bedeuten eine Wärmeaul'saugung durch die Erdatmosphäre, Zu 
einer Uniarsuebiiiig der Warmewirkung in den yerscbiedenen Spektralteilen 
ist aber ein Instrument notig, dessen l^pfindlicbkeit diejenige des gewöhn- 
lichen Thermometers bedeutend übertrifft. Es wird dies begreiflich, wenn 
man eriiihrt , das« in gewissen Teilen des Reflexionsspektnims die Wärmp 
vierluindertniul schwächer ist als an der entsprechenden Stelle eines 
Brechuugsspektrums; ausserdem ist es aber auch nötig, die sehr geringen 
Unterseiuede solcher schwachen Wärmewirkuti<^en bemerldich m machen. 
Hierzu dient das schon erwähnte Bolonieter. welches aus einem äusserst 
dünnen ausgespannten Platindrahte besteht, durch welchen ein elektrischer 
Strom nach piiipm (lalvanometer gfsondot ^^^rd. Ein derartiger r>r;\]if wird 
in seinem Widerstunde getrk'n den elektrischen iStrom durch die germgsten 
Temperatur Veränderungen njeikiich beeinllusst. 

Um die yon Langley erzielten Beohaehtungsergehnisse besser zu ver- 
stehen, ist daran /u denken, dass das 8iclitl)aie Sonnenspektrum vom dun- 
kelsten Blau (Violett) mit der Fraunhofer'schen Linie H bei 40 Hundert- 
tansendstel Millimeter Wellenlänge, bis in das dunkelste Rot mit der 
Fraimhoter'schen Linie .1 von nahezu 80 Hunderttausendstel Millimeter 
Wellenlänge sich erstreckt. Alle über A hinausgehenden, mit grösserer 
(im Langley sdien Spektrumbilde bis 280 Hunderttausendstel llißllimeter 
gelieHder) Wellenlänge begabten Strahlen sind unsichtbar und gehöre der 
ultraroten Ro^atjn des Spektrums an. Bezüglich der Bolonieterme>^sungen 
stellte sich heraus, dass die Wärme in allen Teilen de«» Spektrnms mit dem 
Emporsteigen in der Atmosphäre zunimmt. Die Wärmezunahme steigert 
sich aber unter diesen Umstanden nach dem blau^ und noch mehr nach 
dem ultrayioletten Ende des Spektrums hin in viel stärkerem Gh»de als 
nach dem roten Spektrum-JEinde hin, und in der ultraroten Region nimmt 
die Wärmesteigerung immer mehr ab. Xacli Langleys Darstellung hat die 
aus den auf dem Gipfel des Mount Whitney angestellten Beobachtungen 
konstruierte Wärraekurve ihre grösste steil emporsteigende Ilöhe in der 
Bichtung der spektralischen ff Linie, und die Kurve fallt nach dem ultra- 
roten Tdle des Spektrums rasch ab, bis sie ftir die 280 Hunderttausendstel 
Millimeter Wellenlänge entsprechende Stelle des Spektrums ihren Nullpunkt 
erreicht. Tm Vergleich dazu hat die für die Heobachtungen im Meeres- 
niveau konstruierte Wärmekurve ihre grösste Hohe in der Richtung der 
spektralischen roten B Linie, jedoch ist diese Höhe nur etwa ein Drittel 
von derjenigen der ersterwähnten Kurve. Auch diese zweite Kurve läuft 
für die ultrarote Region im ganz allmählichen Abfall dem Nullpunkte zu» 
Beide Kurven beginnen in der ultravioletten Region bei SO Hundert- 
taiisendstel Wellenlänge und an den in der nltmvioletten Region mit 280 
Hunderttausendstel Wellenlänge. Die l»eiden nnsichtbaren Regionen des 
"Spektrums konnten also mittels des iür Wärme Wirkungen hoch empfind- 
lichen Bolometers viel weiter hinaus verfolgt werden, als dies bisher 
möglich war. 

Langley hat gefunden, dass das Durchdringungsvermögon der ver- 
schiedenartigen Lichtstrahlen mit deren Wellenlänge wächst, so dass dem- 
nach die ultravioletten Strahlen die stärkste und die ultraroten Strahlen 
die geringste Einbusse durch die atmosphärische Absorption erleiden; er 



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— 104 — 



hat aber auch gefunden, d&ns mit der i^rhebung in der Atmosphäre das 
DuTchdrmgoiigBTermdgeii der Tioletten Strahlen sich viel rascher steigert 
als dasjenige der roten Strahlen. 

r)ir f Wärraeaufsaugung der Atmosphäre Ist für die klim«itis(he Be- 
. schaff eiiheit der Errlf>berfläche niüsstrfbeud. üatte die Erde keine solche 
Atmosphäre, so w iii i*^ die W arnierüekstrahhmo; von der Erde nach dem. 
kalten Weltraum ho gross sein, dass aut der ganzen Erde die stärkste Po> 
larkSlte horembrechen mttsste. 

Mit unseren jetzigen Hülfsmitteln ist die genaue Bestimmung der 
Sonnenenergie oder der Sonnenkonstanten jedenfalls nicht ausführbar^ 
indessen geht aus Langleys Beobachtungen wohl unzweifelhaft hervor, 
d^s dieselbe grösser ist, als man bisher augenomuien hat. Nach seinen 
Schlussfolgerungen kann man als den wahrscheinlichen Wert dieser Grösse 
8 Kalorien sefceen« womit gemeint ist, dass in dem mittleren Abstände der 
Erde toii der Sonne und bei Abwesenheit der wfinneaufsaugenden Atmo- 
sphäre durch die Sonnenstrahlen die Temperatur von 1 Gramm Wasser mn 
8 Centigrade pro Minute für jeden der Bestrahluug normal ausgesetzten 
Quadratcentimeter der Eidoberiiäche erhöht werden würde. Drückt man 
diesen Wert in Eisschmelzung aus, so wfirde die Sbonenstrahlong fShig* 
sem, eine die Erde umhflllende Eiskruste von 54.5 Meter Dicke jährlich, 
zu sdmielzen. T^nter den jetzigen Umständen strahlt die im Zenith stehende- 
Sonne der Erde etwa zwei Drittel dieser Wfirme su. *) 



Über den Mojanebel. 

(Ans A»troii. Nachriditeii No. 8719.) 

Den durch die Photographieen der Herren Henry in Paris entdeckten 

Bfojanebel, dessen Sichtbarkeit in unserm 30 zölligen Refraktor wir bereit» 
am 5. Februar konstatieren konnten, habe ich am Abend des 23. Februar 
aufmerksamer demselben Instrument betrachtet, als wie es das ^^rste- 
Mal wegen hettigen Windes bei strenger Kälte hatte geschehen können^ 
Ist man, wie das in diesem Falle geschah, auf die Existenz des Objekt» 
auimerksniii gemacht, so ist es m einem bistmment wie unser 80Z5Uer 
aU^ings nicht schwer zu erkennen, aber bei einer einfachen Durchmuste- 
rung würde es doch wahrscheinlich kaum bemerkt werden, indem sich das 
schwache Nebellicht einerseits mit dem in allen Fernröhren die ballern 
Sterne umgebenden zertreuten Lichte vermengt, andrerseits das menschliche 
Auge durch den Glanz des hellen Sterns weniger empfindlich ftir did 
schwachen Lichtunterschiede in dessen nächster Umgebung gemacht wird. 
Es ist daher eine sehr erfreuliche Zugabe dar Himmelsphotographie, dass 
sie \ms auf derartige Objekte aufmerksam machen kann. Indessen dürfen 
wir davon auch nicht zu viel in Bezug auf die mit Nebeln umi^ebenen 
Sterne erwarten. Es ist nämlich immer eine erhebliche Ausdehnuug des 
Nebels erforderlich, damit er sich in der Photographie deutUoh aussticht» 



*} Maturw. Umschau, lö6Ö, S. 193. 



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— 105 — 



weil seine Lichtschwäche eine lange Expositionsdauer bedingt, welche 
andresEseits zugleich dem Bilde des nelleii Sterns einen Durchmesser yon 
mefamen Sfinuien giebi Nebel toh germger Ansdehniug, von denen es 
vidleicht am Himmel noch viele Ins jetzt nicht erkannte mit helleren Ster- 
nen verbim Vnf pebt, wflrden sich also auf dem photograpliisch^ Wege 
auch nicht kund geben. 

Am 23. November habe ich, wie gesagt, den Nebel von neuem mit 
mehr Müsse betraehtet und (xola einer ESlte TOn — 16*^5 C. eine Skizze*) 
desselben entworfen. Von den in der Skizze ang^ebenen Sternchen finden 
sich 4 in dem Kataloge von 571 Sternen, den C.Wolf in seiner Description 
du grniipe des Pleiades (Annales de rObserratoire de Paris, Tome XLV) 
zusammengestellt hat. Es sind nämlich: 





Kummer Grösse 


Ja 


jd 


m ^lya) 


115 4.5 


O'.O 


O'.O 


c 


110 10 


—1.8 


+3.7 


d 


116 10 


+0.1 


+3.3 


<♦ 


105 7.5 


—2.7 


—2.3 



Die relative Lage dieser 4 Sterne, wie sie von Wolf bestimmt ist, hat 
der Skizze luid auch meinen Schätzungen über die Dimensionen des J^^ebels 
zu Grunde gelegen. Der Teil des Nebels, der durch die Punkte r, q 
bezeichnet ist, hebt sich recht deutlich vom Himmelsgrunde ab, besonders 
auf der vorangehenden Seite, aber schwächere Nebeltefle ohne schlrfere 
Begrenzung dehnen sich noch weiter ans. In der Sichtung nach z hin 
habe ich sie bis ganz in die Nähe dieses Sterns verfolgen können und nnr 
die Helligkeit des Sterns Insst es unentschieden, ob derselbe nicht auch 
noch von Nebelteiicben umgeben ist. Besonders deutlich tritt die Spitze p 
horvor, namentlich wenn man Maja selbst nicht gleichzeitig im Felde hat. 
Die nächste Umgebung der Spitze scheint ganz nebelfrei zu sein; aber in 
einiger Entfernung von ihr nach Nordmi glanbie ich doch wieder ge- 
trennte schwache Xebelspnren wahrnehmen zu können. 

Die Pariser Photof?raphie zeigt auf dem liaume von beiläutit:^ 5 bis 
6 Minuten in AH. und ebenso viel in Dekl., der in unserer Skizze dargestellt 
ist, ausser den vorstehend aufgeftlhrten 4 Sternen noch die beiden kleinen 
Sternchen a nnd h in nahezu gleicher Grösse. Mit nnserm 30Z511er habe 
ich noch die 5 Sternchen b, if, x, af nnd y hinssufftgen können, von deren 
Existenz in der Photographie, wenigstens auf der mir zugesandten Kopie, 
keine Spur zu erkennen ist. Meine Aufmerksamkeit war jedoch nur auf 
die Gegend nordwestlich von Maja speziell gerichtet und es wäre daher 
wohl möglich, dass sich anf dem Übrigen Banme noch ein oder das andere 
Sternchen mehr dnrch unsem Refraktor erkennen Hesse. 

Als wir am Abend des 5. Febr. zum erstenmal den Nebel betrach- 
teten, dienten uns die Sfeme n und ^, von denen der erste, wie es auch 
die Photographie andeutet, nur sehr wenig schwächer erschien als der andre, 



*) Dieselbe wird auf Tafel Vi des Sirius reproduziert. 
Sbliw 1886. H«ft 6. 14 



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zur Orieiitieruug. Nickt wenig war icli daiier verwundert, mit weicher 
Mühe ich am 23. Febr. nur das Stemch«! a erkennen konnte« so dass ich 

es mn gegen zwei Qxöasenklassen schwächer schätzte als h. Bekanntlich 
besteht leider noch allgemein eine sehr grosse Ungleichförmigkeit in der 
Bezeichnnnf? der Grössen der schwächsten in den fTros^'n TV'i nröhren erkenn- 
baren Objekte und ich darf mich auch nicht riiiimeu, das» ich bereits an 
unserm 30 Zöller zu einer gleichförmigen Grössenschätzung für die schwäch- 
sten Objekte gelangt sei. Setze ich aber fttr 6 die Grösse 12.0 an und 
nehme 15.0 als äusserste Grenze der in unserm Refraktor deutHch erkenn- 
baren Sterne, so ^'u-hi <las iiHchsh'hende Verzciclmis wenigstens anfceiiähert 
eine Vorstell unrr Uber die von mir am 23. Febr. beobachtete relative Hellig- 
keit der kleinsten Sternchen: 



b 




12'"0 


u 




13.6 


8 




13.6 


8' 




14.5 


X 




13.7 






1 1.0 


y 




13.0 



Verbindet man nun den Umstand, dass in der Pariser Photographie a, 
wie wir es nneh am 5. Fe1)r. beurteilten, nnhezii (rleich hell mit i') erscheint, 
während der am 28. Febr. entschieden erheblich hellere Stern y auf der 
Photographie fehlt, und dass die direkte Schätzung am letzteren Tage a 
gegen zwei GrSssenklassen kleiner ansetzt als so liegt die Vermutung 
nahe, dass wir es bei a mit einem yeronderlichen Stemdien zu tbun haben, 
das dadurch noch ein weiteres Interesse besitzt, dass es noch ?on Nebel- 
teilclien umf^eben ist. Jedenfalls verdient n in Beznpf auf Veränderlichkeit 
soryfäiltig verfol«j:;t zn werden, und ich bedam-e, dass die Plejaden jetzt schon 
für uns zu behr in den Tag hiueingerückt sind, um das noch in diesem 
FrQbjahr hier mit Erfolg thun zu können. 

Am folgenden Tage, den 24. Febr., betrachtete ich den Nebel durch 
unseren alten 15 zölligen Refraktor. Auch hier war derselbe sehr wohl zu 
erkennen, besonders da wir durch das o;rös5?ere Tnstmment auf dessen Er- 
scheinung bereits vorbereitet waren. Zugleich gab diese Beobachtung 
auch einen ferneren Beleg für die Veränderlichkeit von a. Während ich 
nämlich Tags zuvor dos Sternchen x als etwas schwächer wie a bezeichnet 
hatte, war jetzt von a keine Spor mehr zu. erkennen, während x auch im 
löZöller deutlich sichtbar blieb. 

Mit Vergniitren ergreife ich diese Gelegenheit, um das astronomisch»^ 
Pubükum noch mehr auf die Tortretilichen Pariser Stemphotographieen 
au£nerksam zu machen. Die Entdeckung des Majanebels ist an und ftür 
sich gewiss sehr interessant; aber bei der Schärfe der Photographieen, be- 
flondezB in den Eliches auf Glas, lässt sich- von ihnen noch eine sehr viel 
weitere Verwendunf^ zum besten der Astronomie, wahrscbeiiilicli sof^ar eine 
lleform unserer Beobachtungsmethoden für manche Aufgaben erwarten. 
Berücksichtigt man dabei, dass offenbar die photographischen Platten sehr 
Tiel empfindlicher fUr schwache Lichteindrficke nnd, wie das mensdiliche 



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— 107 — 



Auge, so ist die Verwendung derselben zu einer detaillierten und exakten 
£artographie des Himmels gewiss ein Gegenstand, den die Astronomen der 
Gegenwart alku Ernstes in Angriff zn nehmen berufen wären. Dass be^ 
reits einige Versuche in dieser Richtung namentlich von Pickering gemacht 
sind und dass Gill eine solche Arbeit systcm:iti>>ch für den ganzen Süd- 
himmel unternomTuen liat, int bekannt, aber so liedeuteud auch das letztere 
Unternehmen als erster Versuch und speziell iür den Südhimmel ist, so 
möchte ich an demselben doch aussetr^n, dass es in zu kleinem Massstabe 
und mit nicht genügender optischer Kraft ani^efülirt wird, um nur an- 
nähernd so viel Nutzen zu bringen, wie er durch die Pariser Photo- 
graphieen in Aussicht gestellt wird. 



Nachschrift. 

Niu lideni die vorstehende Notiz bereits zur AbstMidung präpariert war, 
klärte sich hier gestern (März 3) am Abend der Himmel auf und ich 
benutzte die Gelegenheit, den Majunebel noch einmal vor Absendung dieses 
Schreibens mit äem 30 Zöller zn betrachten. Der Znstand der Bilder war 
bei einer Temperatmr von — 15^ G. und heftigem ü'Vinde anfangs sehr 
ungünstig, besserte sich aber allmählich und gestattete einige nicht unwesent- 
liche ergänzende Wahrnehmungen. — Entschierlen konnten jetzt mein Sohn 
Hermann und ich den Nebel jenseit des Sterns - verfolgen und zwar mit 
ziemlich scharfer Abgrenzung in geringem Abstände nach Norden. Ferner 
wurde auf der Südseite noch das Sternchen v auf dem Parallel von z hin- 
zugefügt, das nahezu als von gleicher Helligkeit mit a erschien. Besonders 
auffallend war aber, dass gestern das am 23. Februar nur als äusserst 
schwaches Pünktchen erkennbare Sternchen im Winkel, wo der hellere 
Nebel die scharfe Wendung nach Norde-n niucht. sehr leicht sichtbar war 
und zwar leichter wie das ihm nahezu auf dem Parallel folgende Stern- 
chen «, das ich am 23. Febr. um beiläufig eine ganze Grössenklasse heller 
geschätzt hatte. Nördlich von in einem Abstände von ungefähr 40" 
erkannten wir ein anderes kleines Pünktchen dem ich eine Helligkeit 
zuschrieb, wie ich sie am 2-3. Febr. für <^eschätzt hatte. Die Reihenfolge 
der Helligkeit der kleinen Sterne, \\ie ich sie gestern Abend, also März 3, 
aufstellte, war, von den hellem zu den schwächern übergehend, die fol- 
gende: y, tf, 8, a, V, SB*, 8". Es nahm daher gestern die 8. Stelle 
ein, während ich am 23. Febr. dieses Objekt gewisserniassen als minimum 
visibile, an die unterste Stelle versetzt hatte. Für die Veränderlichkeit von 
a bieten die gestrigen Beobachtungen keinen vermehrten Anhalt. 

Otto Starave. 



14* 



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Ergänzung 

zum Alphalietiscbeii Verzeielmiss^e der in J. Schmidts Mondkarte beüudiicheii 
Objekte (Sirius, Bd. XVllI, Heft 12, S. 269) durch, in Nelsons Werke 
«der Mond**, neu eingeführte Namen in alpiiabetischer Reihenfolge: 




Adams = Legeiidre C 
Alpen 

Apennin — Apeuninen 
Apenninen = Caucasns-Qeb. 

ATgaeus(I9)== CapChainis8o(3) 

Argelauder (S) =^ Janssen (N) 
Ar^'elander (X) Airy (C) 
Biibbage = Fythagoraa A 
Baüly 
Baüy 

Ball = Sasserides B 

Barth (S) =r. Grove (N) 

Beer (S) ^- liosse (X) 
Beer (X) ^ Hamilton (S) 
Beer A (X) Feuüie (S) 
Bellet (X) = Magelhaens C 
Birt (S) = Triesnecker B 
Birt (X) = Thebit B 
Bond. W. C 
Bouvaid 

Brayley ^ Ealer A 
Breislak — Barocios a 

Bunsen (Ö) — Xewconib (N) 
Cabeii.s 

CapChamis80(S)=Argaeus(M) 

Carrington (S) = Jansen B 

( 'arrington (X j:=bchumachera 
Cassini, J. J. 

Caucasus-^ebij^e 
Oaiichy (N) = Jansen A 



Hiebt K»rt« lü. 



il 

1 1 



Mv«ia tm taiMaritah. 
mit ApeiiiilB«B imUti 
im. CkiMMitMinSoluDildl» 
I SfarlJuit«niiigt1i«Bd •ag»' 



(ist irrtümlich auch mU 
l BuiUy »afg«ftUurt. 



0. 

w. 



N. 
S. 



24 

3 
12 

2a 

8 



13 
15 
15 
4 
11 



10^ 


N. 
S. 


11 


32» 




17 


17 






17 




1 






17 


4 


S. 




N. 


3 




W. 


1 


0. 


o 


3» 




f) 
i; 


BB 






21 




3 


15 




1 




, I äclunidt giebt ihm di« 
»iStoUe (dei Cttyrier bid 
I ^N«i«0 m.lUg*&UMiisB. 



nicht 16. 

ist uuf SchmidtB Kart« 
mitKo, 4 von ihm selbsi 

bezeichnet, 
iet iu Schmidts K»riO 
als '.Ua bezeichnet, Boltta 
aber wohl 32a sein, da 
dleFonnnt. narh Mild- 
ler i S :iH2) «u liaraclus 
ge)i<'>rt, wfthruud BuCO 1^ 



119 

ir.2 

-1 r- Q M«« irroHB« Thal Dya» 
1 ' \ zvfischon 14 u. 13 



Xei<ir>u saict Jausen 
l.U, Müdlor selbst ;ü> r 
tfiU l^vi^e\c}iii<it ihn S. 227 
lUo I 5 20H ebenso wie Schiuidt 
1 iin laiator lUxta mit A. 



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— 109 — 



B<waicilmiing bei Mftdler 



Oayley (N) = Dionysius A 
CÜßmM (N) ssPosidomus F 
Ghallis = Scoresbv b 
CheTaUier (N) = Volte (S) 

diladni = Mmrchison A (N) 

GlauBiiis = Drebbel A 

CordiUerft-Gebiige 
Grozier ^ Magelbaens B 

Cusauus 

Daniell (N) ^ Hencke (S) 

De Gasparis 

De la Rae (N) Epicurios (S) 

Delaimay t=z LacaOle f 

De Morgan 

De Vico = Foutena A 

Doexfel-Gebirge 

Donati » Lacallle A 

Epicurius (S) = De la Rue(N) 
Faraday Cap 



i araduy (N) = Stoeüer h 

Fkye = lacaille B 

Fanllß (S) = Beer A (N) 
Foncaalt (N) ^ Haipalus A 
OaUe = AzistotcAes B 

ÖTOve (N) = Barth (S) 

Gruithuisen = Delisle A 
HamUton (S) = Beer (N) 

Harbinger Berge 
Hansen 

Helieon West « Leyerrier (N) 

Hendce (S) = DanieU (N) 
IT('t Igonius = Gflssendi D 
Henchelf John 



S. 
N. 



0. 



Schmidt 



NeitfOTi 
I iUrte j Seit« 



T 



o 

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8 
15 
14 

1 



14 
3 
20 
14 

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2 

20 
22 

8 

14 
4 

23 

8 

4 
16 
14 

14 

5 
4 
5 
18 
22 

16 

3 
7 
16 



2üA 
19 

(29?) 
11 

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7 

20 

10 14» B 



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15 
12 
22 

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12 




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0. 

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14 

20 


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12 




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15 
16 


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IN. 


20 


9 




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3 


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17 

20 


10» 


S. 
N. 


20 
21 






9 


(26) 
3» 




7 
6 


17 

1 


S. 
N. 


3 
5 


12^ 




8 


3 




9 
8 


18 


s. 

N. 


DJ 
j) 

7 


12 




3 


1» 




12 

7 



1 ( Schmidt sagt , c« Ktji 

lAriadAeiiR B, was ab<tr 
( 112 jniit NeisoD« Bt>8chroi- 
^ jrv jbting und KarUf lUclit 
ll *>b8ieiintiinnui B«i 

153 

— fAigvntllol» TaMmaAm 
o^a J^ »Mb Xldlw (8. 966 
sas) uMhln «onta M 
USAbraelehiwiMlii. — 

285| 
366 



138 
280 
158 

1 

I34r> 

112 
|234 

292 

i — 

158 
, 126 

n 

I-537 
,(345 

/ - 
204 
186 
162 

|138 

105 
2ü4j 

I I95I 

291 
(2001 

/ — ' 
138, 

243: 

i8o{; 



jNach Neigou ist fs |{, 
laiich iiuf der Karte, 
j Schmidt aagt iu »L'iuyr 
l i£rUatoning ei m1 C. 

d§inTeneioliiiliM t. Ii. 
Hildeihdni. 



fd«t kleine Cimter nttrdl. 
Itoo D'Axreat 81, 1»el 
kLohnauw swUohen Y 



die 



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— 110 — 



BeBeidumng bei Midl«r 



1 



Bchniidt 
I Kartei No. 



Kalte I Seite 



Herschel, Caroline = Delisle c ! 
Heia = Delisle b (B Neison) | 

Jaiissen(S) = Boussinpnaulte 
JansseTi (N) — Argeliiiider (S) [ 
Kiiiau (N) = Jacobi D j 

Kanowsky (S) = Laadsberg c i 

K nnowsky(N) ^ Encke A=7^ 

Lacroix = Lehman b 
Lassei = Alpetragius a } 

Lavinium, Prom. 

Lee 

Legfflitü 

LeibnitE-tiebirge 

Leverrier (S) = Miller (N) 

levemer (N) = Helicoti West 
Lockyer (S) 

Lockyer(N)=Fabridii8cbis25 
Liibbock B Meesier 0 
Luther 

Mac-Olure = Colombo c 
Maclear = Rosa A 
Main =: Scoiesby C 
Malapert 

Manners Arago A 
Manrj ^ Franklm B 

Miller (N) = Leverrier (S) 

MoestUn (S) = Moesting (Mäd- 
1er und Neison) 

Miss Mitchell = Aristoteles a 
Moigno = Arnold G 
Monge = Cookd 
Morgan, de 
Mont Bianc 

Montes Pyrenaei 
Newcomb (N) = Bansen (S) 



S. 
N. 



5 
5 
24 
24 
23 



23 

16 

24 
24 

11 
3 

10 
2 

15 

23 
2 
3 

14 

23 



12« 
12»» 
17 

9 
24« 



6 1 13 



6 (13 V) 

21 (5?) 
8 

12 

7 
22 

23 



0.; 
w. 

w. 

0. 



18 

25 

13° 

21 

14« 

26^ 

(30) 

27^ 
(20) 
16» 





1 


8 




14 


3» 




15 






10 


16* 




2 


(21 •) 




15 




S. 10 




N. 


11 




0. 


3 


17 


w. 


12 


17 



0. 

s. 

N. 



0. 

|w. 

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I 

N. 

S. 



9 

9 
18 
18 
17 
12 
13 
10 
11 
15 
13 

1 

15 
17 

17 
14 
20 
9 
7 
18 
18 
22 
3 
22 
2 
6 

17 

o 

3 
4 
14 
20 

10 

13 
6 
6 

19 
2 
6 

22 



I>o|>pelinRyei 4 



199 
199 

320r 
315| 

247j 

220' 

285 
267 

1 ^ 7« OaÜ. V. Picard 
2»^^ l'wiaoben Vitello b 

307' 
310 

[262 

200 



320 

320 

ono ■Potldonlna C bei Lohr- 

Jinauu. (', öhU vou PobI- 
doniui in der Karte v. 
I^Sclimldt; buiXoleon 

119 
169 

310 
118 



e bcxelchaet. 



waltneheiBlioli 14a. 



150 

262 



252 
162 

i6i: 

368 

1 1 n kleine Crater n. v. 

1651 
367 



143 



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— III — 



Bezeichnong bei MftdJer 



Schmidt 



Neimn 



NicoUei — Thebit c 

Olivimn, Prom 
Opelt 

Peiw» = Picard A 

Peters (N) — Arnold d 
Petero (S) ^ Rosenberger d 
Philipps — W. Humboldt ^ 

Piazzi-Smytli=Crat.PicoA(M) 
Piugre 

Hton = Berg Pico A (M) 
Bobinson = Honrebow A 

Bosse (N) = Öeer (S) 

Eue, de la (N) = EpicuriuB (S), 
Schmidt = Kitter A 
Seccbi » TarantitiB B 
SheepshaokB = Chr. M^yer A 

Shuckburgli = Hook b bei 11 
South 

Tannems = Mutus B 
Theoiif janior 

Theon, senior 

Vico, de s Fontana A 

Volta (S) = Chevallier (N) 
Wallaee 

"VVebb = Macliiiinii c 

Whewell — Dionysius B 
WichmauD = Euelides a 
Wrottesley ='PetaTiasa , 



0. 



I 



8 
7 
12 
7 

12 

15 
24 
10 



15 
16 

9 

14 

o 

11 

15 



14 
4 

11 

2 
19 
10 



4" 
(19) 

18 

20^ 

20* 
9* 



15 (27) 



(26) 
(23) 



5 



S. 
N. 



IN. 
S. 

N, 
S. 

o. 
vv. 



9 
19^ 

14» 

21^ 



14 (25) 

IG (24) 

24 : 18» 

2 11 

2 10 
20 



(20) 

11 
X 

8° 

20^ 
(19) 



S.; 
X. 

N.' 



N. 
S. 



14 

1 

13 
1 
4 
C 

18 

19 
G 
9 

16 



260 
105 

j 104' 

' i 

: 161 

318 
327 

1 - 

;f20l 

292 



6 




9 


201 


7 


181 


21 




22 


367 


5 


158 


o 


III 


1 


107 


6 




4 




5 


lo2i 


7 


182 




315! 


21 1 


363' 


21 

o 


352 


12 


234j 


15 




6 


153| 


10 


208| 


1 




22 


372 


o 


112' 


12 1 


237; 


19 


3281 



OaU. V. Phoogrlide*. 



«•i Uarpalas D, nozdp- 
»•tlioh Bablwga. 



v«rwechs«lt su acin. 



ritt iMl SAnidt bU z 
i aioht«lMi«falUMt. 



b«i liOhnnMm ir«. tV. 



Behchtigimg zu den Artikeln: Die abtronoiaischen Zustände 

in Ost^rreicii-UngiuiL 

Mit Rücksicht auf den Inhalt der beiden Artikel im 1. Heft 1886 des 
Sirius (p. 14fl') und im 3. Hefte (p. 64ff) sehe ich mich veranlasst, Sie um 
die Aid'uahme der folgenden Berichtigungen in Ihre Zeitschrift zu bitten. 



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— 112 — 



Die im ersten, mit — y. antorzelclineteii Artikrl aiigefülirte Privat- 
steniwarte des Herrn 0. Kui'ncr, wurde von dem Privaten Moritz v. Kufner 
errichtet und nach meinen Angaben vom Architekten k. k. Baurat F. Ritter 
y. Neamaim jun. ausgeführt Da es die geschätzten Leser Ihrer Zeitschrift 
interessiereii dOrfte, Uber diese Anstalt etwas nSheres zu er&breiif so erlaube 
ich miif eine kurze Sohildemng derselben zu geben. 

Ein gemauerter Pfeiler, welcher in der Kellerflucht einen Durchmesser 
von 5 Metern hat und sieb bei einer Hijbe von 14 Metern bis auf 2 Meter 
Durchmesser verjüngt, trägt den lOzöiligeu liefraktor von Repsold, dessen 
ObjektiT Ton Steinheil geliefert wird. Die Klippel von 6^/»Meter Durch- 
messer ist in der Eisentonstruktionswerkatatte von Gridl in Wien nach dem 
Muster der Kuppeln der k.k Sternwarte angefei t iirt, und scheint denselben, 
was Leichtigkeit der Bewegung anbelangt, nicht nachzustehen. Die Breit« 
der Kbippen ist hier sowohl als auch bei den Durchschnitten im Meridian- 
zimuier und im Raum für den ersten Vertikal etwas über einen Meter. 

Der Meridiansaal von 6 Meter Breite und 8 Meter Länge ist auf 
der Westseite im ersten Stocke. Der Pfeiler, der in der KeUerflnclit 3*8X2*2 
Meter hat, verjüngt sich bei einer Höhe von 7 Metern auf 2x1 Meter 
Querschnitt nnd hat überdies auf der Nord- und Südseite kleine Colb'ma- 
torpfeiler, die etwa von der halben Höhe an bis? hinauf durch Gurten 
mit dem zwischen ihnen betindlichen grösseren verbunden sind. Im ersten 
Stocke rohen auf diesem massiven Mauerwerk, das oben die Ereuzfbrm hat, 
die beiden Steinblöcke, zwischen denen der zöllige Meridiankreis (eben- 
falls von Repsold, mit Objektiv von Steinbeil) ruht, der wohl der schönste 
der jetzt in Österreich befindlichtii Meridiankreise sein wird, Im Norden 
und Süden sind ebenfalls Steinbiöcke lur die Collimatoren; die Aufstellung 
der Instrumente wird im Laufe des Monats Mai beginnen. 

Eine ganz ähnliche Mauerpyramide, jedoch ohne die seitlichen Golli- 
matorpfeiler, ist in dem auf der Nordseite befindlichen Räume fttr den 
ersten Vert ikal, in welchem später ein ganz ähnliches Instrument angestellt 
werden wird. 

Unterhalb des Meridiansaales, im Erdgeschosse, ist ein kleinerer Raum 
für physikalische Untersuchungen, mit taSaem F^er in Tisch^Ofrm von 
2 Meter LSnge nnd 1 Meter Breite. Dieser, sowie alle anderen sind m5g' 
liehst tief und fest fundiert und sehr sorgföltig isoliert; der Meridtanpfeiler 
vom Keller an völlig frei, derjenige im ersten Vertikalraume überdies mit 
einer auf Traversen ruhenden Mauer rings umgeben, da sich hier im Erd- 
geschosse zwei Ziumier befinden. 

Der selbstverstiindlich überall wohl isolierte Mittelpfeiler enthalt im 
ersten Stocke einen kleinen, etwa 90 cm langen und breite Hohlraum fCbr 
die Aufhängung der Normaluhr von Kntter in München, welche nach etwa 
einjähriger Prüfung am Observatorium der k. k. technischen Hochschule 
in Wien einen vorzüglichen Gang zeigte. Natürlich liegt der Fussboden 
dieses Kaumes ebenfalh» auf Traversen, von dem Pfeiler völlig isoliert. 

Auf der Ost» und Südseite sind Wohnräume nnd Entr^. 

Das Peisonal der Sternwarte wird aus mir, einem Assistenten nnd 
einem Diener bestehen« 

Nebst der angeführten Normaluhr ist die Sternwarte im Besitze einer 



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— 113 — 



astroiioiiiischen mit Kon taktwerk verseilen on Pendeluhr von Urban in Wien 
und eines Chronometers von Hohwti in Amsterdam. Eine Reihe von an- 
deren Instromenten, Kegistrierapparate, Barometer, Thermometer, Spektro- 
skope, ein Steinheirschee Doppelbildmikrometer etc. sind zam Teile bereits 
angekauft und werden zum Teile noch angeschaflft werden. 

Die Polböhe erj^ab sich ans 21(5 mit einem Starke'schen Universal- 
instrumeute gemessenen Zenitlidistaiizen der Sterne; Polaris*), u Tauri, 
y Orionis, a Orionis, y Geminorum, Canis minoris; u Bootis: 

<;n==48" 12'4 7"-8, 

der Läu genunterschied von Üerliu vorläutig durch Ablesung von der General- 
stabskarte (der Punkt ist als der höchste in der Umgebung ziemlich sicher 
* zu eutnehm«!) zu 

ii-sen 

Eine noeh Torzonehmende geod&üsche Übertragung, sowie die definitiTe 

Polhobenbestimmung mit dem Meridiankreise wild die Zahlen wohl kaum 
um mehr als einige Zehnt'^] Sekunden verändern. 

Für das mir gütigst zur ^'t'rt'ügung gestellte Uuiversalinütrument bin 
ich Herrn Hotrat Ritter v. Upi)oizer, sowie auch für den mir geliehenen, 
dm k. k. militargeographischeik Institute gehSrigen Ghronomefc^ Flaeher, 
d«i Herren k. k. Major Robert Danblebdcy y. Stemeek und k. k. Haupt- 
mann Franz Netuschill zu wärmstem Danke verpflichtet, und gereicht es 
mir zum besonderen Yei^ügen, den genannten Honmi hier mdnen Dimk 
öÖ'entlich auszusprechen. 

Was die projektierten Arbeiten betrifft, welche au dieser Sternwarte 
ausgeführt we^en sollen, so wird zunächst an dem Meridiankreise «ine 
südBche Zone beobachtet werden; ausserdem wird eine ununterbrochene 
Beihe Ton Mondbeobachtungen vorgenommen. Am Refraktor wei l n vor- 
zugsweise die .Jupitertrabanten Ijeobaclitet werden. Dieser ßeobaclitimgs- 
plan ist den Astronomen zum grössten Teile schon lange bekannt, und ist 
mir ganz unerklärlich, was die Bemerkung: »Der Arbeitsplan der Anstalt 
soll sehr geheim gehalten werden", bedeuten soll. Üborhaimt scheinea 
dem anonymen Verfasser des erst^ Artikels nicht die besten Quellen und 
Informationen zu Gebote gestanden zu haben. Mit einer m<9rkwürdigen 
Ausführlichkeit werden die ziemlich kleinen ungarischen Sternwarten behan- 
delt, wobei aber wohl nicht immer völlig objektiv vorgegangen wird, wodurch 
sich der Name des Verfassers leicht erkennen lässt. So unklar der Sata 
ist: «Im Interesse dar Wissenschaft wSre es wohl angezeigt, dass diese eben 
erwähnten zwei Sternwarten ihre Herren resp. Leiter (N. v. Konkoly imd 
E. V. Gothard) wechseln könnten* (pag. 17), so klar aber unrichtig sind 
die Sätze: ^Es steht da (in Budapest) noch ein Höhenkreis von Starke 
und ein Tassageinstrument von demselben Konstrukteur. Beide haben eine 
Neigung sich ins vorige Jahrhundert zurückzuwünschen, wenn man sie mit 
den kOxfitlerhaft ToUendeten Instrumenten Repsolds vergleichi* Da Bepsold 
kein Ungar ist, so wird der anonyme Verfasser mir wohl die Bemerkung 
erlauben, dass Hdh^kreise und Passageinstnunente von Starke, wenn die 



*) (i Ursal minuris konnte wegen der Ungunst der Witterung nicht beobachtet werden. 
Siriiu 1886. HeÜ 5. 15 



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— 114 — 



Beobachter sie niclit verdorbeii liabeu, sich uiclit ins vorige Jakrhimdert 
ZDrücksehnen^ und sich nur etwas imyorteflhaft durch die Preise von den- 
jenigen Kepsolds unterscheiden. Bei diesen kleinen Instrumenten ist die 
österreichische Industrie (ich sage nicht die ungarische) der deutschen wohl 
ebenbürtig. Was mtin in Osterreich nicht hfibon kann, das sind grosse 
Instrumente; ich weiss dies aus eigener Erfahrung, denn ehe ich meine 
luütrumeute bei Repsold bestellte, wollte ich dieselben — nach der hier 
allgemein ausgegeben Derise: Schutz der heimischen Industrie — in Oster- 
reich anfertigen lassen; allein ich erhielt darauf zur Antwort, man sei 
darauf nicht eingerichtet. Nichts destoweniger wurde ein Szölll^^er Re- 
fraktor für die k. k. teclmische Hochschule in Wien vor 19 Jahren zur 
Ausführung übernonniieu; allerdings bis heute nicht abgeliefert. Ich habe 
selbst als Assistent fünf Jahre auf denselben gewartet, und meine Vorgänger 
im Amte haben auch darauf gewartet, und meine Nachfolger im Amte 
werden auch noch auf ihn warten bis — das wissen vielleicht nicht einmal 
die Götter. 

Dies ist der Grund, warum um Polyteclmikuni nichts gearbeitet wird, 
— und nun komme ich zur Berichtigung des zweiten Artikels: Das Pas- 
sageinstrument im Meridian kann ganz gut zu Zeitbestimmungen dienen; 
es ist am Polytechnikum nebst zwei stäetea airiaronomischeB Pendeluhren 
eine Uhr von Kessels, deren Gang sich durch 12 Jahre als yorzUglich 
bewährt hat, eme Uhr, die mit den besten astronomischen Uhren, jede 
Kouknrrrnz aushalten könnte, und mit der ich selbst eine Pendeluhr von 
Schmidt, die Pendeluhr von Urban, meine Kntter'sche Uhr; ferner die 
Chronometer Vorauer und Johaussen und meiueu von llohwü verglich. 
Aber das grosse Lnsfarnment, welches das Men'sche Fernrohr yon 82 mm 
Öfi&iuttg ersetzen soll, auf welches jene, welche theoretische Arbeiten 
lieferten und praktisch arbeiten wollten, mit Sehnsucht harrten — das 
kam nie. 

Es ist selbstverständlich, dnss, wenn dieser SzölliiTf» Refraktor da- 
gewesen wäre, wohl keine Konkurrenz mit den grossen titern warten hiitte 
aufgenommen werden können: allein es sei mir die Bemerkung erlaubt, 
dass der Professor der Physik, der Chemie etc. — in seinem Laboratorium, 
selbst wenn es nur ein Schülerlaboratorium ist, auch wissenschaftliche Ar- 
heitm ausführt. Ich glaube, dass daher die Frage berechtigt ist, ob an 
einem 8z('>]lii^'en Refraktor seihst auf einem Schülerobservatorinm nicht 
hätten astronomische Beobachtungen gemacht werden dürfen, was nach 
den vorliegenden und nach anderen Äusserungen des Herrn Prof. Tinter 
dessen Meinung zu sein scheint. Denn die unter 1.2... 6 pag. S6 an- 
geführten Arbeiten sind (vielleicht mit Ausnahme Ton 1) in dem im poly- 
technischen Institute untergebrachten Komparatorzimmer der k. k. Norimil- 
Aichungs-Kommission ausgeführt worden, und gehören auch, wie jeder sieht, 
in das Bereich derselben, deren Mitglieder die genannten Arbeiten aus- 
geführt haben. Dass aber der 19 jährige und noch immer nicht zur Welt 
gekommene Refraktor bis jetzt nicht geliefert wurde, ist ein wesentlicfaes 
verdienst des Mechanikers, der wenigstens mir gegenüber so aufrichtig war, 
zu sagen, auf so grosse Instrumente kdnne er sich nicht einlassoA. 



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— 115 — 



Nncli Darlegung der Verhintnisse kann ich nunmehr den geehrten 
Lesern Ihrer Zeitschrift getrost ttberlasson. zu urteilen, inwieweit die Aus- 
sprüche der Verlasiser der oben bezeichneten Artikel gerechtferti^^t sind. 

Wien, den 2ö. März Ibrtö. Dr. NorV»ert Hera. 



Vermischte Nachrichten. 

Merkwürdige Sonnenprotuberanzen. Bekanntlich sind Sonnenprotube- 
ranzen, welche eine Höhe von 3' oder 4' tther der Photoe^hare erreichen, 
schon sehr wenig gewöhnUeh, und solche, welche diese HShe üheinteigen, 
beobachtet man ungemein selten in Zwischenräumen von Jahren. Schon 
aus diesem Grunde sind sie interessante Objekte und verdienen besondere 
Beachtung. 

Am 26. Juni um 1^ 25 hat uuu Herr E. L. Trouvelot eine solche 
merkwQrd^e Protuberanz beobachtet, welche d^ Fositionswinkel 59^ hatte 
und auf dem Ostrande der Sonne lag. Ihr unterer Teil, der dünn war, 
schwach leuchtend und nur aus Feuerstreifen zusammengesetzt, war stark 
zur Bonnenoberflüche geneipft und hin<? nach ihrem Nnrdj)ole über. In 
3' Hölle entfaltete sich die dünne Süule ]il<'»tzli(li, wurde glänzend und sehr 
kompliziert, indem sie .^ehr manniglach verschlungene Zweige aussandte, 
die an einzelnen Stellen 25^ bis 30^ des Sonnenumfanges einnahmen. Die 
gemessene Höhe dieses Objektes betrug 10,5' oder etwa ein Drittel des 
ganzen Sonnendurchmessers; es ist aber nicht zweifelhaft, dass es noch 
höher gewesen ist, da sein oberer Teil . der wenig hell war, allmählich 
erlosch und unsichtbar wurde, uitiit weil er dort aufluhte, wo das Au,ü:e 
ihn nicht mehr erkennen konnte, sondern weil er zu dunkel war, um noch 
weiter gesehen zu werden. 

Die Lebhaftigkeit dieser Protuberanz war offenbar im Abnehmen, denn 
ihre Helligkeit wurde so schnell geringer, dass man 15 Minuten nach dieser 
eisten Beobachtung nur einige Teile sah, die hell geblieben waren, welche 
isoliert im llaume erschienen und gleichsam über der Sonne schwebend, in 
Höhen zwischen 5' und 9'. Zehn Minuten später konnte mau keine Spur 
derselben mehr nnterscheiden. Obwohl sie nun unsichtbar war, ist es aus 
der Art, wie sie verschwand, klar, dass 'diese Protuberanz noch vorhanden 
war, aber unter einer mehr oder wem'ger modifizierten Gestalt; nachdem 
sie einen grossen Teil ihres Lichtes eingebüsst, war sie zu dunkel um 
erkannt werden zu können. 

Auf dem Westrande der Sonne, in 239^, das ist an einem dem ersten 
diametral entgegengesetzten Punkte, sah man eine zweite Protuberanz, deren 
Höhe fast deijenig^ dex ersten gleich war. Sie hatte ein baumförmiges 
Aussehen und von ihrer Basis, welche der Wurzel eines Pandang p;lich, 
erhol) sich eine leicht welli<fe Säule von 5' Höhe, senkrecht zur Oberfläche 
der Sonne, die sich in zahllose Aste verzweigte, welche mit der Hohe licht- 
schfi^dier wurden und «rhlasMnd zum grössten Teil nnsiditbar wurden, 
bevor man ihren Gipfel unterschied«!. 

Diese Flamme war viel lebhafter als ihre Antipodiu und änderte un- 
aufhörlich Helligkeit und Gestalt. Zuweilen wurde sie blendend und dann 

15* 



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— 116 — 



beobachtete nmn eine bedeutende ^'erschiebuiig der Wasserstoff linien. Beide 
Protuberanzen gehörten offenbar dem reinen Typus der Eruptionen tjn; aber 
wfihreiid diese in voller EruptionBtliatigkeit war, war die der ersteren adion 
im AbndixiieD. Obwohl sie am Bande nicht genau Sonn«iflecken entsprach, 
stand sie gleichwohl in einen Verhältnis zu denselben, denn sie »hob sieh 
in der Xa('h])arschaft einer ziemlich bedeutenden Pleckengriippe, welche 
damals auf dem Kaude lag. Die Protuberanz des Ostrandes entsprach 
wahrscheinlich keinem Flecke, denn das erste Mal, als die Öonne wieder 
beobachtet werden konnte, am 28. Jtmi, konnte keiner entdedct werden; 
man konnte aber die Existenz einer bedeutenden Gruppe Ton Fackeln kon- 
statieren an der Stelle, wo die Protuberanz zu beobachteu war. 

OljNAolil die Höhe von 460000 km, bis zu der diese Protuberanzen 
sich erhoben, eine ^anz kolossale ist, sind 8ie nicht so sehr we^^en dieser 
Höhe merkwürdig, denn mau hat einzelne Protuberanzen gesehen, die noch 
böber gewesen als diese. Aber der Umstand, dass es zwd gewesen, die 
gleicbeeitig an diametral entgegengesetzten Punkten der Sonne sich gezeigt 
haben, verleiht ihnen eine besondere Wichtigkeit, denn dies scheint darauf 
hin^-uweisen, dass sie eine crewisse Beziehung zu einander haben. Da 
nämlich die uu<jfemeine Seltenheit der Prutuberanzen, welclie s<> grosse 
Höhen erreichen, bekannt ist, scheint es unendlich wenig wahrscheüüich, 
dass das gleichzeitige Auftreten zweier so wenig gewöhnlicher Obj^e an 
diametral entgegengesetzten Punkten, ein zufälliges sei. Viel wahrschein- 
licher ist, dass zwischen ihnen eine direkte oder indirekte Beziehnng bestehet 
und sie von einer und (lrTS"nir'ii TTrsaclif' hr'rrülirpn *) 

Über die Vorteile der Anwendung eines Kaikspathprismas zur Be- 
obachtung des Mars schreibt Herr 0. Lohse in den Astron. Nacliiichten: 
,Wie bereits im 19. Jahrgange der Yierteljahrsschrift der Astronomischen 
Gesellschaft, pag. 138 mitgeteilt worden ist, benutze ich ffkr die Positions- 
Winkelmessungen der Polarflecken des Mars vor dem Okulare ein doppelt- 
brechendes Prisma, welches eine derartif^^e Dispersion hat , dass die beiden 
entstehenden Bilder sich möj^lichst nahe lie(?en. Uber die Anwendung 
eines solchen Prismas zu Winkelmessungen werde ich in der Publikation 
meiner Marsbeobachtungeu ausführlich berichten, gegenwärtig soll nur 
darauf aufmerksam gemacht werden, dass dasselbe anch f&r die Wahr- 
nehmung von Einzelheiten auf der Marsscheibe von Bedeutung ist. indem 
das von der MarsatmoaphKre reflektierte, also teilweise polarisiert»" Jjicht, 
abg'eschwächt werden kann, und infolge dessen die Oberflächengebilde des 
Planeten, ganz besonders gegen den Hand der Scheibe hin, deutlicher her- 
vortreten. Es ist wabrsäfflniich, dass die Einschaltung polarisierender 
Mittel auch fOr die Beobachtung anderer Planeten von Vorteil sein wird, 
die eine dichte Atmosphäre haben, wie s. B. Venus, jedoch habe ich bisher 
noch nicht npb'.Tf.nLeit gehabt, dies zn tintersuchen. 

Das von nur an<:;ewandte Prisma besteht aus einem seh wachen Keil 
von Kalkspatli, der mit einem entsprechenden Glaskeil zusuiumengekittet 
ist, um den Achromatasmus fOr das «traordinäre, feststehende Bfld zu 
areichen. Die Farbenabweichui^ des anderen Bildes tritt übrigens nicht 

*) Cowpt. rend. T. Ci, p. 50 durch Naiurf. 



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— 117 — 

so stark auf, dass eine störende Verrainderung der Hild^rliriric wulirzuneh- 
men wäre. Gegen ein Nicol'sches Priania besitzt da» doppelt breciieiide auch 
fttr den hier angedeuteten Zweck dar ein^Mihen Beobachtung den wesent- 
liclien Vorzug, dass es in axialer Bichbmg viel schmaler sein kuin. Zudem 
wirkt das Vorhandensein zwei» Bilder durchaus nicht stdrend, sondern 
bietet dem Auge Gelegenheit, von einem Bilde zum andern zu schweifen, 
und dadurch verschiedene Stellen der Netzhaut anzuregen, was bekanntlich 
für die Erkennung schwacher Details von Wichtigkeit ist. Bei der ver- 
schiedenen Polarisation der heiden Bilder liegt es ausserdem in der Natur 
der Sache, dass manche Details in dem einen Bilde besser hervortreten, 
als in dem anderen. — 

• Bei dieser Gelegenheit möchte ich nicht unerwähnt lassen, dass gegen- 
wärtig ein nördlicher Polarfleck des Mars nicht wahrzuneimien ist, trotz- 
<iem die starke Kippung der Alarsachse gegen die Gesichtsliuie den Fleck 
sehr weit in die Scheibe hineinbringen mflsste." 

HimnielsphotOgraphie. Wie bekannt haben die Gebrüder Henry zu 
Paris auf photographischem Wege einen schwachen Nebel bei Maja in den 
Plejadcn entdeckt. Über fernere Leistunt^en derselben eütivalten die Compt. 
xend. *) eine summarische Ubersicht, der tollendes eiitnonimen. 

Es wurden photographische Aufnahmen des Hauptplaneten erhalten; 
unter ihnen sind diejenigen des Saturn vorzüglich gelungen. Man sieht 
auf ihnen die Cassinisclie Trennung des Ringes sehr klar. Der Trabant 
des Neptun ist ebenfalls photographiert worden und zwar in allen Teilen 
seiner Bahn. Ferner wnrden Sterne und 17. Grösse, die kein Femrohr 
zeigt, auf der Platte erhalten. Bei zweistündiger Exposition gelaug eine 
Aufnahme des Oriouuebels, welche die feinsten Details mit wunderbarer 
Deutlichkeit wiedergiebt. Endlich wurden bemerkenswerte Resultate in 
Photographien der Spektra erzielt. Der photc^raphische Apparat dttr Ge- 
brüder Henry giebt selbst in einer Ausdehnung von 3® völlig nnverzerrte 
Bilder, so dass nnr die Linien der Kektaszensions- und Deklinatiunskreise 
eingetragen zu werden brauchen, um unmittelbar vollständige Sternkarten 
zu erhalten. Herr Gmls von der Sternwarte zu Bio Janeiro hat einen ähn- 
lichen Apparat wie die Gebr. Henry konstruiertf um den südlichen Himmel 
photographisch au&unehmen und die Sternwarte vom Kap der guten Hoff- 
nung wird '-•(•Ii dieser Arbeit ansclili' sscn. 

Die Bahn des Doppelsterns 61 im Schwan ist jüngst von Herrn C. 
F. W. Peters untersuciit worden. Die Beobachtungen umfassen zwar be- 
reits 180 Jahre, allein eine Bahnbestinunuug von einiger Sicherheit war 
noch nicht mogliclL Unter Zugrundelegung der Beobachtungen von W. 
und 0. Struve zu Dorpat und Pulkowa, die sich über die Zeit von 1828 
bis 1878 erstr-r^'ken, hat nun Herr Peters die Elemente dieses Sternsystems 
berechnet, welche sich den beiden Beobachtunq^sreihen am besten ansehliessen. 
Hier sollen nur folgende Puukte der gewonnenen Resultate erwähnt werden: 
Die Vmlau&zeit des Begleiters um den Hauptstem betrügt 782,6 Jahre. 
Aua den bish^gcn Bestimmungen der Parallaxe dieses Stempaares be- 
trägt der genSlierte Wert für die Summe der Massen der Komponenten flir 
die Parallaxe » = 0,37'' 0,826 und fOr n = OM" 0,266, also im Mittel 

♦) T, C. D. No. 8. 



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— 118 — 



etwa die Hältte der Sonneiimasse, wiüireiid die mittlere Entfernung beider 
Sterne diejenige der Erde von der Sonne 70 mal und die des Neptun 
von der Sonne etwa 2 7$ mal übertrifft. Über die Yerfceiliing der Masse auf 
die beiden Eomponenteii kann nocb keine Varanntung angestellt werden. 

Zur photographischen Abbildung des TurmramilM im asironomisch«! 
Observatorium des k. k. Hofrates Leop. Kurzmayer ErkhimT^jr der 

Tafel V. In der Mitte der llzöllige Heft-aktor, duliinter das Tnebwerk 
für . den drebbaren Turm; links ein 4zöiliger parallaktiscb montierter Ko- 
nbetensncher, der adjnslaerban» Beobaehtungsstuhl flir doi Befirakfcor, dann 
ein eigentflmlich konstruierter Doppel^Kometratsncber mit zwei 4z5l]igen 

Objektiven; rechts ein kleinerer Re&aktor von W. Prokesch mit Objektiv 
von 4" j, Zoll. Hinter dem Beschauer des Bildes ein 3z()lli<res Pks- 
sageninstrument unter dem zu (')lfiienden Meridianspalt, daneben eine nach 
Stemzeit gebende Pendeluhr, der Aufgang in das Turmgemach und der 
Eingang in den zweiten, hauptsächlich mit Boppelfeinrohren angerüsteten 
Beobachtnngsranm, dann zur Terrasse. Ein Stockwerk tiefer der Ein- 
gang ins Observatorium, links das Empfangs-(StndTPr-)Zimm«r mit grosser, 
mittlere Wiener Zeit weisender Pendeluhr, recht.s das Werkzimmer mit Droh- 
bank ete. — Seitriem wurde die T("rrass(^ erweitert, und daselbst ein auf 
Schienen verschiebbares eisernes Häuschen angebracht, miter welchem ein 
auf einen drehbaren, soliden, Scheuen Stuhl montierfcer Boppel-Kometen- 
sncher mit zwei 6z5lligen Objektiven aufgestellt ist. 

Dieses Instrument und der im zweiten Beobachtungsraume stehende 
Doppelrefraktor mit zwei 6\;^zölligen Objektiven, beide vom Besitzer 
dieses Observatoriums in eigener Regie hergestellt, sind als Doppel fe rn- 
rohre von solcher Grösse und Leistungsfähigkeit wegen der Schwie- 
ligk^t ihrer Konstruktion und Handhabung bisher auf keiner Sternwarte 
vorhanden. 



'^Mehrere grössere und kleinere Refraktore 

Ton ausgezelolmoter Leistung, mit oder ohne Stativ, 

sind preiswürdi«^ zu verkaufen. Wegen näherer Auskunft wollm 
sich R^ektanien an mich wenden. 

Dr. Hermann J, Klein in Köln 





Planetenkonstellationen 1886. Juli l. 15 ^ Saturn mit dem Monde in Konjunktion 
ij\ Rektas/.ension. .Tnli 2. öb Sonne in dt^r Erdl'enif. .luU '2 Merkur mit dem Monde 
in Konjunktion in Kektiiszension. Juni '6. Vj^ batum in IConjtmktiou mit der Sonne, 
luli (!. 20 " Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in Rskta87.en8ion. Juli 7. 2> 
Mars mit dem Monde in Konjunktion in Hektas/ension. Juli 7. nr.T.nn.s mit dem 
Monde in Konjunktion in Kektat^zeiijiion. Juli Ö. O*» Jupiter in grösster nördl. taeliocent- 
rischer Breite. Juli 9. Hii Mars mit Uranus in Konjunktion in Rektuszension , Mars 
84' södl. Juli 14. 18 ^1 ir.ii- im nieders-teifjenden Knoten. JnJi IM Merkiu- in 
ffröf^ster ö.stlielicr Elongation. 2ü" öi)'. Juni ID. d^* Mars im niedergtei^unden Knoten. 
Juli 24. 18^ Merkur im Aj^hel. .Tuli 25. 20*» Neptun mit dem Monde in Koiyunktian 
in ■Rekta.szension. Juli 2>^. 12h Venus ujit dem Monde in Konjunktion in Rektaraeiwion. 
Juli 29. 7 b Saturn mit dem Monde in Konjunktion in Rekt^zenston. 



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— 119 — 



Stellmig der Jupitennoiide im Jiüi 1886 um 9^ mitti. Greenw. Zeit. 
Phasen der Verfinsterangen. 

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KoineVertiiiati'miig 
dieses Itondei. 



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West 


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17 



18 



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24 



25 



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1- O 


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20- 


1- 4- 




31 


04- 











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— 120 — 



Flanetenstelluiig im Juli 1886. 



Berlin., 


Cieoaentr. 
Kektassenaion 
h. B. 


Geozentr. 
Deklinatioa j 
o • " 1 


Kvlmina- 
tion 
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Merkur. 






5 , 


8 


34 


37G3 


+20 7 8-9 


1 


41 


10 


9 


3 


11-88 


17 35 20-7 


1 


50 


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lo 


9 


26 




14 57 22-2 


1 


54 


20 


y 


40 


^4-85 


12 24 24-8 


1 


i)3 


25 


9 


58 


44-00 


10 8 20-9 


1 


46 


90 


10 


5 


31-35 


V •^>:^ 5-9 


1 


SS 










Venus. 






6 


4 


18 


22-86 


+19 28 0-7 


21 


25 


10 


4 


A C\ 

42 


46-71 


20 :n 27-2 


21 


30 


15 


5 




36-52 


21 22 2I-Ö 


21 


So 


20 


5 


AA 

82 


49*17 


21 59 88-1 ' 21 


40 


25 




58 


20-20 


•22 22 21-8 


21 


46 


80 


0 


U 


417 


+22 29 51-4 


21 


52 










Mars. 








12 


< 


37-63 


— 0 32 46-7 


5 


14 


10 


1'-' 




lS-65 


1 41 45-2 


5 


4 


15 


12 


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lG-06 


2 51 56-7 


4 


54 


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12 


37 


29-33 


4 3 7-0 


4 


45 


25 


12 


47 


58-38 


5 15 2-1 


4 


36 


30 


12 


58 


43-35 


1- 6 27 28-8 


4 


27 








J ■ p i 1 0 r. 






8 


11 


58 


30-22 


+ 1 32 12-9 


4 


53 


18 


12 


3 


18-40 


0 58 sn it 


4 


19 


28 


12 


8 


47-46 


+ 0 21 22- 1 


3 


45 



Berlin. 
Mittag 



Oeoieutr. 
KektMsoniion 
h. m. m. 



Oeoztjutr. 
Sekllaatton 
o ' " 



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8 
18 

28 

8 
18 
28 

8 
16 
28 



6 
7 
7 

12 
12 
12 



54 26-81 
0 0-71 



Saturn. 

+22 27 0-1 
1 22 20 n-3 



Uranus. 

15 29-20 1 — 0 54 48 9 

16 80-21 1 1 1 öl O 



17 48-04 - 1 10 40-0 



S 40 46-37 
3 41 8616 
3 48 38-14 



Neptun. 
+17 52 40-5 
17 55 5.4 
+17 57 56.6 



23 


49 


23 


15 


28 


41 


5 


10 


4 


32 


8 


54 


20 


S5 


20 


6 


19 


18 



JuU 





h 


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Mondphasen. 




11 


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1 Neumond 


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1 Mond in Erdnfthe 






12 


Erstes Viertel 


15 


16 


2 


j Vollmond 


18 


20 




1 Hond in Erdfeme 


23 


20 


15 


Letztes Viertel 


30 


18 


19 


Neumond 


:31 


12 




Mond in Enbiähe 



StembedeekMB«! dareh tfM Mowl für Btrlln 1886. 



Monat 1 


Stem 


1^ Grösse ' 


Eintritt 


Austritt 






h B 


h m 


" JuU 24. 1 




— 4 ^ 


12 24'6" 


IS ^18-7 



VWftMterniBeil ller Jlptttrpomle 1888. (Austritt wo» dem Schatten.) 



1. 


Mond. 




2. Mond. 


Juli 12. 




33-5» 


Juli 7. 12h 49m 42-5» 


19. 


10 51 


25-5 





Lage und Grösse des Saturnringes (nach Beseel). 

Jnli 16. Groese Achse der Ringellipse: 87-d9*; kleine Achse 1S>69^. 

Erböhungswinkel der Erde über der Ringebene; 24* 48*8' sddL 
Mittlere Schiefe der EkUptik Juli 9. 23» 27' 14-48'' 
Scfaeinb. , » , „ , 23o 27' 615* 
Halbmesser der Sonne , , 16' 46-1" 

Parallaxe , , 872" 

(Alle Zeitangaben naoh mittleter Berlin«! Zeit.) 



Draek von Htssse & Becker in Luii'zig. 



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Neue Folge Band XIV. Heft 6. 

SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zatnlnfu flr iDe Rnndt od FMmr l«r fflnathlnidi. 

Herausf.'ppelifn uiitor Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln 

w * «AAA ttWium md ürkamiMi tind die l'jtend« and di« 

JUMl l98W. Bflradrticaa« dwr HMUclilMit." Xoukm. 



Inhalt: Die KoUe der grugsen ^■^■rnrl)h^^^ l>i'i dt-n .iBtroimtufschon Beobaclitiiuijen. S 13! . — 
Die phi)toi;Taphiiohe AufDahnie der Spektra iIcb St 

M'-teore ()«•« 14. NovpmheT. S, — 1 her die Nchcl in den l'Iijadeii S. IM. BuriehtiKuni; zti den 

AufsHtzen : Die astronomi-ic-hcn Zuatilndt- in ( i^ftcrreicli-Unn.irn S. liUi. Vermlaclite Naohrlchti u : Die 
SoniientliiitiRkeit walirtMid de» Jabrc!« Ibää. S. liiS — • Zwtd neue Koinnttu. S i;!U. - t'bur dii Sieht- 
fearkfit <li^s MoudcB wHhntiid totaler MondfinsturnisBe. S. 1.S9. i; rm rWunKt i» zur ITyputlioBL^ Uber -^Lyra«. 
8 lU). — Thor fiue mtitkwürdif^e NordllohtHhullche Eracheluunf;;. S, MO. Der Majanebel iu den Plo- 
jtdt-n. S. Iii. rias grosse SpiLKeIieU»ko|> lu Melbourne. 141. — Khrenl>e7,eu«ung. h Ii 
Inserate. 8. l-tö. — Pl«uet«ukonBteUation 1886. S. 142. — Stellung der Japitermonde Im Aagu«i ISSti. 
8. 14«. — FlftB0l«B<MUoBg Im Angiut ISN. S. IM. 



Die Eolle der grossen Fernrohre bei den astronomisclLen 

Beobachtungen. 

Yorlesuiig in der Sorboime gehalten von F. C. Wolf, Aatronom der FanMr Sternwarte. 

Während des vorgangenen Jahres hat sich in England und Amerika 
unter den Astronomen ein sehr lebhalter Streit ent.qponnen über die Frafre 
nach dem Nutzen selir «Grosser Instrumente bei den astrononiisclien Be- 
obachtungen. Auf der einen Seite stehen die Juiebhaber- Astronomen, die 
freiwilligen Beobachter, nnd behaupten, dasa sie mit ihren Fernrohren bis 
zu 6 Zoll Öfifoung alles zu sehen inistonde seien, was auch die grössten 
Teleskope zeigten, nnd dass sie selbst manche Details wafarznnehmen ver- 
-möchten, die den Besitzern der l^ieseninstrumente entgangen seien. Auf 
der andren Seite sehen wir die Beobai-hter nnd Anj?estellten an den ameri- 
kanischen Sternwarten, welche für die Präponderauz ihrer Riesenruiruktore 
eintreten. Lebhafte Worte sind hftben und drüben gefallen. Die Ersteren 
behaupten, jene grossen Instrumente seien in Wirkli<äkeit nur Paradepferde, 
die Andren entgegnen ironisch, dass, wenn ihre Instrumente jene Wunder 
und schnellen yeränden(n«Ten nicht zeigten, die ihre Gp<jner auf den Pla- 
netenscheibeu entdeckt iiiitien, dies nur daran liege, weil jene Wunder über- 
haupt nicht existierten. Es scheint mir, dass iu einem Augenblicke, wo 
Stemirartai nnd Private mit einander wetteifern, die grössten Femrohre 
zu besitzen, in einem Augenblicke, wo die giossartige Munifizenz des Herrn 

Silin« 18M. Heft 6. 16 



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— 122 — 



Bischofisheim die Sirernwarto zu Nizza mit «inem Refraktor von '/^ m 
()flnimg und 20 m Länge ausstattete, eine Diakussifm der Argumente und 
der That^aohen, welche die beiden Parteien vorbrin<jen, nicht überflüesiy 
ist. Erlakrung und Theorie sollen uns hierbei znni Fi'ihrer dienen. 

Zunächst müssen wir uns. nach den Tiiatäucheu umsehen und fragen: 
Wekhes sind die bis jetzt konstroierten grössten Instrumente? Was haben 
sie gdeistet? Hat man sich verrechnet und getäuscht in Anwendung der» 
selben und weshalb? Ist es möglieh, diese Ü beistände zu beseitigen? 
Shiilieron wir zu diesem Eiide das, was htis flie Geschichte der Astronomie 
luerüber lehrt. Die britischen Verteidi<.^nn<j;sreden sind mit zahlreichen 
pikanteil und lehrreichen Erzählungen geschmückt und böse Zungen haben 
nicht gezögert, sehr laut zu sagen, was ihre Vorgiinger leise vorbrachten^ 
Vielleicht lässt sich aus diesen on-dits einiger Vorteil ziehen. 

Bis zum Ende des 18. Jahrhunderts waren die Durchmesser der be- 
nutzten Fernrohre sehr klein. Die Gläser von 6, 7 und 8 Zoll, welche 
einst Cassini und Hevelins benutzten, waren verlassen worden und man 
hatte sich zu Fenirohreu gewandt, die nur 1 höchstens 2 Zoll Objektiv- 
dffhung beeassen. Gleichzeitig waren viele Details, welche diie Vorgänger 
wahrgwoinmen, unsichtbar geworden. Nur die Spiegelteleskope blieben in 
einer gewissen Grösse Torhanden. Es ist bekannt, dass seit 1780 einer 
der grössten Männer, welche jemals auf astronomischem Gebiete thatif? 
waren, W. Herschei, eine vollständige Kevoiution der Beobachtungskuust 
hervorrief. Da die Glasfabrikanten nur kleine Glaser erzeugen konnten, 
so konstruierte er Metallspiegel, und von Versuch zu Versuch fortschreitend, 
gelang es ihm endlich, einen Spiegel von 1.47 m Durchmesser herzustellen. 
Nur mit tiefer Bewunderung kann man lesen, welche Anstrengungen Her- 
schel machte, um ein Instrnnieut von so riesenhaften Dimensionen herzu- 
stellen. Was ims hier am meisten interessiert, sind jedoch die Besuitate, 
welche d«r unermüdlichste aller Beobachter an diesem Instrument erzielte. 
Ohne so weit zu geh«i wie Baron v. Zach, welcher behauptete, das Riesen- 
tdeskop sei von gar keinem Nutzen gewesen, muss man doch gestehen, 
dnss dasselbe allerdings nicht zu denen c^eliörte, deren sich llersehel mit 
besondtreni Vorteile bedient hat. Der Grund hiervon lag teils in der 
Schwierigkeit der Handhabung, teils iu der schlechten Qualität der Bilder. 
Wenn man Procktor glauben kann, so war es in England ein Öffentliches 
Geheimnis, dass das Hieeenteleskop Herschels einen Stern zeigte in der 
Gestalt eines umgekrempelten Hutes. Jedenfalls ist es Thatsache, dani 
Herschels Sohn sich niemals des 40füssigen Teleskopes bedient hat, son- 
dern nur höchstens an einem 20füssigen Rellektor beobachtete. 

Inzwischen gewähren die grossen Spiegel durch die enorme Licht- 
menge, welche sie sammeln, eine so grosse Hoffnung, neue Entdeckungen 
zu machen, dass der Gebrauch derselben in ihrem Heimatlande England 
niemals aufgegeben worden ist. Im Jahre 1845 gelang es Lord Bosse 
nach zahlreichen nnd schwierigen Versuchen einen Teleskopspiegel von 
1.82 m Durchmesser nnd Iß. 61 m Brennweite herzustellen. Dieüer LeWa- 
than von Birrcastle hat seit jenem Jahre miter den Händen berühmter 
Astronomen nicht aufgehört thätig zu sein und sein Name wird stets ver- 
knüpft bleiben mit der Entdeckung jener interessanten Klasse von Nebel- 



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— 128 — 



Hecken, welche man Spiralnebel nennt. In bezog anf Lichtstarke hat dieses 
Instrument keine Rivalen; ist es aber auch so in be/.n^ r^nf Scliärfe der 
Bilder? Man erzählt, dass ein fremder Astronom, der nach, iiirrc astle kam 
und durch das grosse Instrument schaute, seine Meinung in den Worten 
ausdrückte; ,Man hat mich dnrcli dasselbe etwas sehen lassen und gesagt, 
das wäre der Saturn und ich habe es auch geglaubt." Ich will den Namen 
dieses berühmten Astronomen nicht nennen; ich habe aber Torstehendcs 
ang^efiilirt, um vor einem fibereilten Urteile zu warnen, wozu m;in Ijezüglich 
grosser Instrumente nach nnvoilsiiinrliger Prüfung derselben sehr leicht 
neigt. Sicherlich war der Spiegel damals, als Saturn unerkennbar blieb, in 
dnem schlechten Zustande, aber muss er es deshaUr imm«r gewesen sinn? 

Wir werden uns noch mit der Fr^e der grossen Spiegel beschäftigen, 
und den Einfluss aktueller Umstände auf die (Gestalt ihrer Oberfläche kennen 
lernen. Wir werden dann sehen, wie selbst eine gerinjife Temperntrirver- 
ändemnpf einen guten Spiegel in einen schlechten umgestalten kann. Aber 
noch mehr. Der Spiegel oder vielmehr die beiden Spiegel von Birrcastle 
sind von Bronze und nach einem Jahre der Benutzung muss die Oberfläche 
wieder neu poliert werden. Es ist dies eine lange und schwierige Operation, 
bei welcher notwendig die Gestalt des Spiegels verändert wird. Die Arbeit 
geschieht etwa eine Stunde entfernt von dem Orte, wo das Instrument 
anf«?estellt ist, \md der Spie<^el, der seine 4000 kg wiegt, muss dorthin 
auf einem Wagen mit lÜlfe von 25 — 30 Menschen transportiert werden. 
Natfirlich wird er in derselben Weise wieder zurflckgebracht und dann 
mt ist es möglieh, durch Beobachtung in einer guten Nacht seine Form 
zu prüfen. Es ist klar, dass bei solcher Lage der Dinge, die Astronomen 
den Spierrel bisweilen belmlten. auch wenn seine Bilder mangelhaft: sind, 
nnd weit entfernt, sie lueserhalb zu tadeln oder das Instrument herabzu- 
setzen, muss man vielmehr die Ausdauer der Beobachter anerkennen, mit der 
sie ein so unbequemes Instrument benutzen und wichtige Resultate erziele. 

Das grosse Teleskop zu Birrcastle hat uns zuerst die Existenz der 
Spiralnebel enthüllt. Es hat neben der Spektralanalyse dazu beigetratjen, 
die Frage nach der Existenz wirklicher Nebelmaterien in den Himmelsräumen, 
die nicht aus Sternen besteht, zu beantworten. 

Gleichzeitig hat es wichtige Beiträge zur Frage nach der Variabilität 
der Nebelflecke geliefert, indessen ist es fraglich, ob es die definitive 
Lösung dieses Problems herbeifiihren wird. Ich habe hier zwei Zeichnungen des 
beiulnnten Nebelflecks in den .lagdhunden. Beide sind am Hosse'sehen 
Instrumente erhalten worden. Die eine 186U, die zweite 1870. Vergleicht 
man sie miteinander, so sollte man sagen, . man habe Bilder von zwei ver- 
schiedenen Objekten Tor sidi; dennoch wird kein Astronom die Frage nach 
der Veränderlichkeit dieses Nebelflecks für gelöst erklären. Noch mehr. 
Ein Spiegel von 1.20 m, ja sogar ein solcher von n.40 m wird genügen, 
um alle Details dieses Nebels zu zeigen; 8op;n- 'lodi dentlicher vielleicht, 
al« das Riesenteieskop von Birrcastle. Wir konnnen hier recht eifjentlich 
an den Kernpunkt der Frage; Wozu nUtzen diese enormen Instrumente, die 
so kostspielig herzustellen und so unbequem zu gebrauchen sind, wenn es 
wahr ist, dass ein Teleskop von 0.40 m Ofihui^ und 2.40 m Lange ^e 
ersetzen kann? 

16* 



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— 124 



Gleichzeitig mit Rosse hat Lnssell die llerstellnnnf von Reflektoren 
betrieben. Mit einem Teleskop von O.Ül m Üfinung und 6.U9 m Bremi- 
. weite entdeckte er 1847 den Trabanten des Neptun, 184b den 8. und 
schwächsten Mond des Saturn und 1851 die beiden innersten Monde des 
UnmnB. Damals konstruierte Lassell aneh ein Teleskop jon 1.22 m Öff« 
nung v.iit] 11.40 m Brennweite, welches äquatorial montiert und auf der 
Insel Malta aufgestellt wurde. Es diente dort zur Eutdeckimg und Be- 
obachtung von Nebelflecken und, was ftir uns von besonderer Wichtigkeit 
erscheint, es sin^ an ihm auch zahlreiche mikrometrische Messungen des 
Satoin und seiner Satdliten, sowie des üraDus- und Keptunsystems aus- 
geführt worden. Man* wird übrigens bemerken, dass die widhtigen Ent* 
deckungen Laasells nicht mit seinem grössten Instrumente gemacht wurden* 

Unter den Instrumenten mit Metalkpiegel muss noch dasjenige zu 
Melbourne erwähnt werden, welches von Grubb angefertigt und 1870 auf- 
gestellt wurde. Sein Spiegel hat 1.22 m Durchmesser und 8.54 m Brenn- 
weite; er wiegt 1590 Das Instrument ist nach Cassegrainsdier Eon- 
struktion ausgeführt, wodurch eine äquatoriale Montiernug desselben möglieh 
wurde, die viel bequemer ist als diejenige Lassells. Nach verschiedenen 
Wechseln hat dieser TieHektor gute IMiotographien des Mondes geliefert 
und ist zur lJe()l)ac'btung und Zeichnung von Ne))eltlecken benutzt worden. 

Während sich iu solcher Weise in England der Keiiektor mit Metall- 
i^iegel zu immer grösseren Dimensionen entwickelte, volkog sich eine 
Töllige Umwälzung auf dem Gebiete der Glaserzeugung, welche ebenfalls 
eine solche auf dem Feld der optischen Kunst im Gefolge hatte. Die erste 
war das Werk eines einfachen schweizerischen Arbeiters mit Namen Gui- 
nand, geboren zu Brenetz im Jahre 1744. Folgeweise Yerfertiger von 
Kästen, Pendülen, dann Schmelzer und zuletzt Optiker, suchte und entdeckte 
er die Mittel, fehlerfreie und grössere GlSser herzustellen, als den Englfin- 
dem damals möglich war. Der Erfolg seiner Fabrikation veranlasste 
Keicbenbaeli und Utzschneider, ihn an ihr berülimtes o])tisehes Institut zu 
Beuediktbeuren bei München zu berufen, wo er mit dem berühmten Fraun- 
hofer zusammen arbeitete. Nach seinem Tode gelang es seinem Sohne im 
Verein mit Bontemps zu Choisy-le-Boy, optischreine Glasscheiben in einem 
Durchmesser bis zu 0.57 m herzustellen. Nach Auflösung ihres Gesell- 
schaftsvertrags ging Bontemps nach England und weihte Chance zu Birming- 
ham in das Fabrikationsverfaliren ein, so dass vor einigen Jahren Chance 
in England, Feil, der Schwiegtnsohn von Guinand zu Faris und Merz in 
München, sämtlich in der Lage waren, grosse optische Glasmassen zu 
erzeugen. Hente hat Feil in Paris alle andern überholt und von ihm 
werden die grossen Fünt- und Crownglasscheiben zu den Biesenrefiraktoren 
der Gegenwart geliefert Das grdsste ObjektiT der letztem hat 0.98 m im 
Durchmesser. 

Indessen genügt es durchaus nicht, allein die Glasblöcke zu haben; 
mau musÄ^ auch imstande sein, dieselben mit Sicherheit iu diejenige Form 
' zu bringen, welche erforderlich ist, um fehlerfreie Bilder zu liefern. Die 
Mathematiker haben die Kurven berechnet, welche die Tier Oberflachen 
eines DoppelobjektiTO zeigen müssen, damit alle Strahlen von einer und 
derselben Farbe, z. 6. gelb, welche nahe der Achse des Objektivs durch- 



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— 125 — 



gehen, genau in demselben Punkte vereinigt werden, wie diejenigen, die nahe 
dem Rande dos Objektivs einfallen. Hierin besteht der Aplanatismns. Dann 
aber müssen auch die Strahlen von zwei willkürlichen Farben sicli eben- 
falls in einem und demselben Brennpunkte schneiden, wodurch Achromatismus 
bedingt wird. Der Optiker gibt der Glasoberfl&che die vorgeschriebene 
Kurve so genau als maglicb, aber £rfiher und b&ufig auch noch heute, bat 
er nur ein Mittel, um das Resultat seiner Arbeit zu prüfen, nSmlich das- 
jenige: das Fernrohr, dessen Objektiv er vollendet, gegen den Himmel zu 
richten und dort zu prüfen. Wenn es sich nun, wie gegen wärtifjf, darum 
handelt, Objektive von 20 m Brennweite herzustellen, so muss der Optiker, 
um bei seiner Afbot sicher zu gehen, die C^lfiser, welche mehrere hundwt 
Kilogranun wiegen, am Ende eines Rohres von 20 m Länge befestigen und 
nach jedem gewünschten Punkte des Himmels richten können. Dieser 
Schwierigkeit Ijefand sich Leon Foucault gegenüber, als LeVerrier ihn im 
Jahre 1855 aufforderte, zwei Scheiben von Flint- und Orownglas, jede 
0.73 m im Durchmesser, zu einem Objektiv von 16 m Brennweite zu 
▼erarbeiten. Bade Glasscheiben waren von dem ELauae Chance in Birming» 
ham erworben worden. Im Jahre 1859 veröffentlichte Foucault seine klas- 
sisch gewordene Abhandlung, in welcher er das Ganze der bewunderns- 
würdigen Methode mitteilt, mittels deren er niit Ri^herbeit dazu gelangt, 
der Oberfläche der Linse die von der Theorie getunlerte Krümmung zu 
geben, so dass auf diese Weise sowohl Objektive als Spiegel in der Werk- 
steile konstruiert werden kdnnen, die ohne weiteres su Re&aktoren und 
Reflektoren verwendet, vollkommene Bilder geben. Es ist dies ein ge- 
waltiger Fortschritt gegenüber dem alteren Verfahren, wo infolge der 
successiven Versuche ein fast fertiges Obj^-kriv nicht selten schlechter 
wurde als es war. Durch bedeutende Yervulikommnungen der Foucault- 
schen Methode, welche Ad. Martin erdacht, sind diese jetzt so sicher ge- 
worden, dsss sie' den GehrUdem Heniy, zwei jungen Astronomen der Pariser 
Sternwarte, heute gestatten, mit einer wahrhaft wunderbaren Schnelligkeit 
Spiegel imd Objektive aller Grössen herzustellen und zwar in einer Voll- 
kommenheit, die mit derjenigen, welche die auswärtigen Optiker erreichen, 
rivalisiert. 

Es ist bekannt, wie die ersten Versuche Foucaults ihn zur Konstruktion 
von parabolischen OborflSchra führten und wie er die Teleskopspiegel voll- 
kommen und dauerhaft machte, indem ec sie mit einer feinen SUberschicht 

bedeckte, so dass er diesem Resultate i:;cn:enüber eine Zeitlang die Ob- 
jektive ganz vergass. Spiegelteleskope von 0.40, 0.50, 0.80 in Durchmesser 
wurden konstruiert und mit dem letztem gelang es, während es noch zu 
Paris war, den Begläter des Sirius zu sehen, zum ersten Male in Europa. 
Dieses Tdedsop bändet sich heute in Harsedlle, wo es Herr Stephan mit 
unermüdlichem Eifer zur Forschung nach neuen lichtschwachen Nebdflecken 
benutzt. Zwei andere Tele«kop?jpiegel, einer von 0.85 m Durchmesser von 
Gebr. Henry, der andere von 1.20 ni durch Ad, Martin konstruiert, sind 
als Teleskope zu Toulouse und Paris aufgestellt. Haben diese grossen In- 
strumente das geleistet, was man von ihnen erwartet? Ich bin gezwungen 
diese Frage zu remeinen. Keines von denjenigen beiden Spiegelteleskopen, 
dessen Spiegel 0.40 m übersteigt, hat bei Untersuchung von Doppelst^en 



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-- 126 — 



verwandt werden kSnnen, denn sie zeigen moht diejenige anflSsende Kraft, 

welche sie nach ihrem Durchmesser und der Vollkommenheit ihrer Form 
besitzen iiiüssten. Dies Ist vom Gesiditspunkte der Frage aus, die uns 
hier beschül'Hfrt, eine st'lir wichtige Thataache. 

Möge man mir hier eine Bemerkung über diese Foucaultschen Tele- 
skope gestatten. Ich finde, dass -ihr bearOhmter Scb5pfer Unrecht gehabt 
hat, die Natur gewissermassm auf die Probe zu stellen, indem er seinen 
Spiegeln eine Brennweite gab, die im Verhältnis zu ihrer ö&ung viel zu 
kurz erscheint. Es mag gewiss angenehm sein, die Länge eines Teleskope» 
von 1.20 m Durcimiesser auf 7.2 m zu reilnzieren, statt demselben, wie 
Lassell, 11 m zu geben, auch sind die Prütungsmethoden sicherlich acharf 
genug, am eine sfareng parabolimjhe Form der Oberfläche zu erhalten, allein 
aus dieser Krailleistung Foncanlts folgt, dass seine Spiegel nur längs der 
Achse absolut vollkommen sind, während die geringste Deformierung der 
Oberfläche erlieldich die Reinheit der Bilder stört imd es vor allem schwierig 
ist, diese !Spiegt4 zu spektroskopischeu oder }>hotot?rapliisehen Untersuch- 
ungen zu verwenden. Die Engländer haben meines Erachtens wohl daran 
gethan, die Brennweiten stets grosser zu nehmen. 

Ich kehre nun zu den grossen Refraktoren zurttck. Seitdem die Glas- 
sclnnelzer imstande waren, der optischen Kunst grössere Flint- und Crown- 
glasscheiben zu liefern, wünschten die Sternwarten mÖLjlichst grosse Äqua- 
toriale zu besitzen. Elumals galt das berflhmteste derselben, jenes zu 
Fulko wa, dessen Objektiv 0.38 m Durchmesser bet»itzt und von Merz her- 
gestellt wurde, als das Meisterwerk der optischen Kunst. Heute sind 
Objektive von gleicher Grösse zahlreich, es gibt deren zu Paris, Bordeaux, 
Nizza, Lissabon, Madrid, Brüssel, Rio Janeiro, Dun Eiht, Odessa. Ja man 
ist weiter gegangen: Alvan Clark konstruierte 18^2 ein Objektiv von 
0,47 m Durchmesser und 7 m Brennweite, es behudet sich zu Chicago und 
seine einzige Frucht ist die Entdeckimg des Siriusbegleiters gewesen. Im 
Jahre 1865 bestellte Herr Nevall zu Gateshead bei NewcasUe, bei Cooke 
in York einen Refraktor mit 0.66 m Objektiv, dessen Brennweite 8.94 m 
beträgt. Indessen hat dieses schöne Instrument in der rauchigen Atmo- 
sphäre von Newcastle niemals Früchte getragen. Ihm folgte 1^72 das 
grosse Instrument zu Washington, dessen Objektiv von 0.65 m Durchmesser 
und 9.95 m Brennweite Alvan Clark schliff. Mit ihm treten die Biesen- 
reiraktoren endlich aus ihrer beschränkten Anwendung auf ganz bestimmte 
Beobachtungen heraus: Doppelsteme, die Trabantensysteme des Uranus und 
Neptun, Beobachtunj^en von Nel)elflecken hat das grosse Instrument in den 
Händen von Newcomb und Holden mit gleichen Erfolgen gestattet, endlich 
bat die Ausdauer von AsaphUali 1877 damit die beiden Satelliten des Uranus 
oitdeckt, welche man bis dahin Tergebens mit Re&aktoren von 0.30 m 
Öffnung gesucht hatte. Wie ist es nun, dass seit dieser Zeit das schöne 
Instrument nichts mehr geliefert hat und dass in seiner jüngsten Publi- 
kation Asaph Hall eine sehr markante Entmutigung durchblicken lässt und 
auf Fehler des Objektivs hindeutet, welche ursprünglich nicht vorhanden 
zu sein schienen? Dies wird einer der delikatesten Punkte sein, den wir 
2ur Diskussion haben. 

Die AnkQndigung der gewichtigen Entdeckungen, welche das Washtng- 



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«_ 127 — 



toner Instrumeiit geliefnt, widerhallte lebhaft; auf allen Observatorien; jede»« 
wollte ein f^rossos Fernrohr lialjen, nnd ein grösseres womöglich als sein 
Nachbar. Wien bestellte bei (irubb in Irland ein Objektiv von 0.674 m, 
Otto Struve zu Pulkowa bei Alvan Clark ein solches von 0.80 m, endlich 
wurde f&r das lick-Obeerratorinm auf Mount Hamilton einen Re&aktor von 
0.98 m Durchmesser in Auftrag gegeben. Auch Paris sollte ein grosses 
Objektiv haben und Foucault sein Werk durch Herstellung des grossen 
Objektivs krönen, wozu Chance die Gläser geliefert hatte, die einst F< nciiiilt 
zu seinen optischen Untersnohnngen veranlassten. Der Tod überra.sc,hte 
indessen den genialen Manu, als er die Arbeit eben b^onnen. A. Martin, 
der Erbe seiner Metho4e, die er wesentlich TerrollkoinDmete, setaie die 
Arbeit fort Das Flini^las erwies sich als fehlerhaft und mnsste dureh 
eine neue Scheibe ersetzt werden; der gelehrte Künstler hatte endlich sein 
Werk fast beendigt, als seine Krankheit ihn daron abzustehen zwang. 
Heute müssen wir befJU-chten, d;iss dieses Objektiv von 0.78 m C)ft'nung 
niemali) vollendet werden wird. Trösten wir uns ob dieses Missgesehicks, 
indem wir den Bück nach Nizza wenden, wo Dank Aer Munifizenz 
Bisohoflfsheims, sich eine Sternwarte erhebt, die durch Grösse und Vor- 
2üglichkeit ihrer Instrumente und Klarheit des Himmels mit den sdiönsten 
Instituten der Welt rivalisieren kann. 

Die lienutzinipf so j^rosser Instrumente, wie der Uefraktor zu Nizza, 
erfordert in bezug auf Konstruktion seines Stativs, der Kuppel, welche e» 
jichützt und der Leiter, auf weldier der Beobachter sich in allen Lagen 
-des Instrumentes am Okulare befindet, die Losung von sehr schwierigen 
Problemen, an denen sich die ganze Wissenschaft unJ der ganze Scharfsinn 
der Konstrukteure versuchen muss. Struve sagte einst von dem Reft^ktor 
^u Pulkowa« welcher nur 7 m Länge hat, ein solches Instrument trage 
-seinen Namen Kefraktor mit Hecht, denn nachdem es ihm einmal ein Bein 
^brochen, habe er es zum zweiten Mal daran wieder gebrodien. Dank 
-der Geschicklichkeit der Herren Gautier und Eiffel vollzieht sich die Be- 
wegung des grossen Refraktors zu Nizza ohne Anstrengung und Gefiihr 
für den Beobacliter. Die ungeheure Kuppel, welche das Kieseninstrumeut 
bedeckt und an Grösse diejenige des Pantheons übertrifft, kann bei einem 
-Gevdcht von 95000 kg bequem von einem Manne gedreht werden, da sie 
in «mer mit Flüssigkeit gefüllten Rinne schwimmt. Der Yerschluss der 
£lappen, der bei den Femrohrkuppeln gewöhnlich so mangelhaft ist, ist 
hier vollständig dicht. Endlich wird der Beobachter auf seinem Sitze, der 
ihn bei gewissen Lagen des Instrumentes bis zu einer Höhe von 9 m über 
den Boden führt, völlig geschützt und ohne seine Stelimig zu verlassen, 
Termag er das ungeheure ^stmm^it nach- aUen Bichtangen zu bewegen 
und dess^ Stand jederzdt zu verifizieren. SoUubs folgt. 



i 

Die phot(^pliiseh6 Aufnahme der Spektra des Stemenliehtes. 

Als es vor mehr als zwei Jahrzehnten gelang, die Spektra der fernsten 
fiimmelsk5xper, der sogenannten Fixsterne, photographisch darzustellen, da 
wendete sich sofort dieser wunderbaren, erst nach Beseitigung bedeutender 



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technischer Schirierig^niten gewonnenen TTntorsuchungsmethode seitens der 
Astrophvsikpr fin grosses Interesse zu, weil erkannt ^^nrrlp, dass damit die 
Möglichkeit erreicht sei, dai« Verhalten der Materie unter Temperatur- und 
Druckverhältnissen zu beobachten, wie solche durch die bis jetzt unserer 
WiasenBcluiffc zugängigen llGttel nidit heigestdlt weiden konnten und ftr 
uns woU teaßk memate erreichbar sind. Ixfibeaondcro erwartete man, durch 
diese Darstdlungsweise von Licht Wirkungen Aufschi tlsse über die wahre- 
Natur der sogenannten Elementarstoffe zn erhalten, d<'ren einfache Be- 
schaffenheit man bereits mit einer gewissen Herecbtigung anzweifelte. 
Schon lange waren bedeutende Naturforscher zu der Ansicht gelaugt, dass 
die xniU» der chemischen Analyse ans den Temchiodenartigen Nator]c9i|ieni 
abgescbiedenen nnd mit den jetzt bekannten Hilfsmitteln der Chemie nichfc 
weiter zerlegbaren Gnmdetofie oder Elemente entweder nur aua einigen 
wenigen Urgrundstoffen zusammengesetzt seien, oder wohl gar nur durch 
Abändeningen im Auftreten eines und desselben Urgrundstoffes zum Vor- 
schein gebracht würden. 

Nebenbei hatte man aber auch erkannt, dass die Zersetzung (Dissoeia- 
tion) der zur Zeit als chemische Elementarstoffe anerkannten Substanzen 
wahrscheinlicherweise durch Hitze unter Mitwirkung elektrischer Einflüsse 
und möglichster Druckbefreiung ausführbar sei. Aber die durch künstliche 
Mittel von uns erzeugbaren liüchsten Hitzegrade liegen noch tief unter der 
Temperatur, die in den glühenden Massen der Himmelskörper vorhanden 
sein musB und fttr welche uns die abschStsbare T«upea»tur unserer eigenen 
Sonne einen Massstab gibt, aas deren Masse Substanzen als gllihende Gase- 
in den Raum hinansschiessen, die wir mit unsem Mitteln der Temperatur- 
erhöhung und Druckerniedrigting niemals in den gasff)rmigen Zustand über- 
zuführen vermögen. Hiernach ist uns also die Möglichkeit benommen,, 
misern Forschertrieb hinsichtlich der Vornahme von Untersuchungen über 
die weitere Zersetzbarkeit der mittels der chemischen Analyse bis jetst 
abgeschiedenen Grundstoffe zu befriedigen. 

Glücklicherweise für nn.sere Wissbegier bieten sich in den Sternen und. 
Nebelflecken Beispiele für die unter Einwirkung höchst mr)glicher Hitze- 
grade und Druckverminderung stattzutindende Auflösbarkeit der Materie 
dar, so dass wir uns nur nach geeigneten Hilfsmitteln der Beobachtung^ 
umzusehen haben, um die gewflnschte» Aufschlflsse zu erhalten. 

Zur YervoUs^d^ung der durch die Astronomie ttber die Himmels- 
körper gewonnenen Kenntnis kann aber zur Zeit nur ein einziges Unter- 
suchungsverfahren uns die gewünschten Dienste leisten. Es ist dies die 
Spektr^analjse oder Spektroskopie. Bei ihrer Anwendung lassen sich 
zwei Wege einschlagen. Die dirdd» Beobachtung mit dem Auge und die 
zu nachfolgender OkuUurunterauchung dienende photographische Darstellung 
der durch das Spektroskop vermittelten Auseiuanderlegimg der Lichtarten. 
Jeder dieser beiden Wege besitzt gewisse Vorzüge, ist aber auch andrer- 
seits mit gewissen Mängeln behaftet. Das Auge vermag leicht die mitt- 
leren Regionen des Spektrums wahrzunehmen und kann auch noch sehr 
schwache Spektra beurteilen. Mit Ifilfe eines Mikrometm lasst sich mit 
dem Auge die Stellung der Fraunhofer'schen Linien genau ausmessen, und 
durch Abschfiiznng verhilft es zu einer hinreichenden Unterscheidung der 



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Terhaltniflmaaaigwi Starke, Breite und des Charakters dieser Linien. Für 
die nunmehr zu besprechenden Zwecke ist aber diese Beturteilnngsweise 
des Lichtes von liolif^in Werte. Photoj:p'aphische Darstellungen schwacher 
Spektra umfassen höchsteuÄ nur die Ge}.!;eiid der brechbareren Strahlen, das 
heisst, sie zeigen die Gegend vom Dunkelblau bis Violett, wo dem blobseu 
Ange die Unterscheidimg schwer fiUlt. Die beiden Arten der Untersuclning 
dienen dah^ zur gegenseitigen Ergänzung. Im allgemeinen ergeben die 
photographischen Spektnmibilder bei zweckmässiger Verbimdung mit einem 
Normal Spektrum wertvolle Aufschlüsse über die ötellangen und über alle 
Eigentümlichkeiten der Spektrallinien. 

Die Anwendung der Photographie zur Darstellung der Stemspektra 
stiess anfangs jedoch anf nicht unbedeutende Schwier^jfkdten. Diese werden 
herbeigeführt teils durch die schwache Beleuchtung der darzustellenden 
Stemspektrabilder, teils dnr Ii di»' Bewegung dor Erde, -wodurch bedingt 
wird, das.s das bei der phütograf)hiachen Aufnahme dienende Fernrohr eine 
mit der scheinbaren Bewegung des Sternes sehr genau i'ibereinstinimende 
Bewegung »halten muss, um den schmalen Spalt des Spektroskops imm^ 
in der Achtung der einfaUoiden Lichtstrahlen zu orhalten, so dass die 
etwa TOrkommende Abweichung kaum '/^^ Millimeter überschreiten dar£ 
Femer wirkt neben anderen Umständen noch störend die atmosphänsche 
Strahlenbrechung, welche sich durch den sehr häutig vorkommenden Wecdisel 
verschiedenartig temperiei-ter Luftströmungen leicht verändert. Die Ein- 
wirkung dieser Störungen flOlt umsomehr in das Gewicht, als zur Ein- 
wirkung des schwachen Stemlichtes auf die empfindliche photographische 
Platte oft Stunden nötig sind. Es ist zu derartigen photo^nphimshen Auf* 
iiahmeTi '^frts »in sehr gutes und starkes Fernrohr anzuwenden, und man 
iiat In / it^luh dessen gefunden, das8 mit der Verwendung von Reflektoren 
oder vuii liefraktoren besondere Vorteile und C beistände verknüpft sind. 
Der ausgezeichnete amerikanische Astrophysiker Dr. H. Draper gibt an» 
dass er sich zwJilf Jahre lang eifrig mit Versuchen und Vorbereitungen 
beschäftigt habe, bevor ihm die befriedigende photographische Aufnahme 
von Sternbildern gelungen sei. Schon vor ihm und zwar im Jahre ISOS 
war dem durch seine Untersuclningen der Sternspektra nunmehr be- 
rühmten englischen Astrophysiker Dr. Huggius die Aufnahme einen deut- 
lidien Bildes des brechbarsten Teiles vom Siriusspektrnm auf einer Kol- 
lodiumplatte geglückt, obschon infolge des damals noch nnyoUkommenen 
Verfahrens die charakteristischen Linien darin fehlten. 

Tm August 1872 gelang Drap er zuerst die Aufnahme des brechbarsten 
Teiles vom Wegaspektrum, worin vier starke Linien hervortraten, woraut 
er sich mit der Entdeckung des diese Linien hervorrufenden Stoffes be- 
schäftigte. Hierzu war ein eingehendes und mühsames Studium der photo- 
graphischen Bilder dieses Spektrumteiles für alle Metalle und Nichtmetalle 
nötig. Zur Durchfülinmg dieser Untersuchungen war als Grundlage vor 
allem die Herstellung einer möglichst vollkommenen photographischen 
DarsteUuug des Sonnenspektrums geboten, woraus man die Wellenlängen 
der hauptsächlichsten Fraunhofer^schen Linien bis in das änsserste violette 
Binde hinaus bestimmen konnte, wo bekanntlich die Idchtsehwingn^gen am 
stärksten und die Wellenlangen am kleinsten werden, Gregen Eäide des 
smmum. a«ft«. 17 



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— 180 — 



Jahres 1873 nahm er die Spektra Terschierlcner Nichtmetalle insbeson- 
deore des Stickstoffs, Kohlenstoffs nnd S;lii. r-hiffo auf Von dieser Zeit 
an arbeitete Draper nach zwei Kichtimgen Inn, iiuiein er eiaesteils iür die 
Hei^tellung photographischer Aufnahmen der Himmelskörper sorgte und 
andemteila die photographischen Spektrabild«r deae Terschiedoieii cheiiiischen 
Elemeiite untersuchte, um so Material für gegenseittge Yergleiche za 
erhalten und die den Linien der Sonnen- und Stemenspektra entsprechenden 
Stoffe spektralanRlvtis< h zu bestimmen. Dr. Huggins bearbeitete eifrigst das- 
selbe Feld und beiden iorschem sind wichtige bezüiz^liche Ergebnisse zu dauken. 

Es wurde achou üben darauf hingewiesen, dam bei der Untersuchung 
der Stemenspektra das Sonnenspektrum mit seinen dunklen Linien den 
Massstab abgibt. Dr. Draper verfuhr daher bei sein^ späteren An&ahmen 
der Stemenspektra so, dass er stets daneben ein Sonnenspektrum oder das 
mit demselben in der Hauptsache identische Mond- oder Jupiterspektrum 
zum bequemen Vergleich mit abbildete. Auf diese Weise wurde die Schwierig- 
keit in der Bestimmung der Wellenlänge der Sternenspektraliiiieu umgangen, 
indem diese Wellenllingen sieb alsdann sofort durch die mit diesen Stemel- 
Spektralinien im Ort übereinstimmenden dunklen Sonnenspektralinien, deren 
Wellenlängen ein für alle Mal bekannt sind, ergaben. Auf diese Weise 
waren auch die Stoffe, durch deren Lichtausstrahlunir die Sternenspektra- 
liuieu hervorgerufen werden, leicht zu bestimmen, sobald mau wusste, welche 
Sonnenspektrollinien den verschiedenen Elementarstoffen entsprechen, was 
▼oiiier durch Tersucbe bereits festgestellt worden war. 

Es wurde schon oben erwiUm^ dass infolge des schwachen Lichtes der 
Sternspektra eine sehr lange Einwirkung desselben auf die lichtempfind- 
liche Platte des pliotographischen Apparates notwendig ist. Dazu kam 
noch, dasa man früher, weü man genügend lichtemptindiiche Trockenplatteu 
noeh nidtt henustelleii Yerstand, sogenannte fenehte Platten (Kollodium- 
platten) Terwenden musste, welche bd zu langem Verbleiben im photo- 
graphischen Apparate durch Trockenwerden fleckig wurden. Erst seitdem 
die Trockenplatten mit Benutzung der Bromgelatine hergestellt werden, ist 
dieser Übelstand beseitigt worden, so dass nunmehr eine solche Platte zwei 
Stunden laug der Einwirkung des Stemspektrums und daim noch etwa 
'eine Stunde lang dem Jupiterlichte zur Aufnahme des indirekten Sonnen- 
spektrums unbeschadet ausgesetzt werden kann. 

Dr. Draper bediente sich bei seinen photographischen Aufnahmen der 
Stemspektrn sowohl eines Reflektors (28zölHg), als auch eines Refraktors 
(12 zöllig). Er weist darauf hin, dms der Refraktor für derartige Auf- 
nahmen einen besonderen, nicht sofort augeniaUigen Vorzug besitzt, obschon 
eigentlich anzunehmen sei, dass ein Reflektor, der die Terschiedenartig 
brechbaren Strahlen eines Sternes zu einem Brennpunkte in einer Ebene 
Tereinige, am vorteilhaftesten in dieser Beziehung wirke. Dagegen sei aber 
zu be.irlifen, dass ein Refraktär, der nie vollständig acbrouiatisch sei, den 
Brennpunkt der violetten Strahlen uiüht mit dem Brennpunkte der Strahlen 
des mittleren Spektrumteiies zum Zusammenfalle bringe, so dass die Ebene 
des ersteren Brennpunktes etwas vor oder hintw die Ebene des letzteren 
Brennpunktes fidle. Da nun die Breite des Spektrums umsom^ verringert 
wird, je nfiher der Brennpunkt dem Prisma lie^ indem der selbst auf das 



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— 131 — 



Prisma fallende Brennpunkt das Spektrum auf die Breite einer Linie brn^en 
Wörde, so kann man die l)eitlen erwähnten Brennpnnkte des Refraktors 
zum Spalte des Spektroskops derartig einstellen, dass der mittlere Teil 
breiter zum Vorschein küiunit nh da«i dem violotten Lichte entsprechonde 
Spektrumende, wodiirth natllriich auch ohne weiteres der erstere Teil 
iniolge der grösseren Lichtzerstreuung dunkler erscheinen muss, als der mit 
konzenirierterem Lichte zum Vorschein gebrachte schmälere Streifen. Da 
nun aber das violette Licht bekanntlich bei seinen Durchgänge durch die 
Atmosphäre am stärksten absorbiert wird, so kann man diese Abschwächung 
wiederum durch die Verschmäk'rnn<r des Lichtstreifcf? zum Ausgleich brinfjen 
und so bewirken, dass man zwar ein nach dem violetten Ende hin schmäler 
werdendes, dabei aber doch so ziemlich durchaus gleichmässig stark erleuch- 
tetes SpektnunbQd erhmt, wodurch dess^ Einwirkung auf die empfindliche 
photographische Platte ebenfalls gleichmSssiger wird. Immerhin dtirfte 
aber ein ^ros<?er Reflektor, dessen Spiocjeldnrchmesser sich bekanntlich 
leichter vern:r()sserii liisst, als der Linsendurcliniesser eines Kefraktors, der 
grösseren Helligkeit des Bildes wegen, tür derartige j>hotographische Aut- 
nahmen Toxsmdelien sein. Freilich iek aber auch wiedemm die optische 
Achse eines so grossen Reflektors schwieriger stabil und das Lichtstrahlen- 
bündel des Sternes schwieriger in der gdiSri^«! Richtun«; zum ^Hilte des 
Spektroskops zn erhalten, besonders wenn eme starke Vei^össerung des 
Bildes stattfindet. 

Mit den jetzigen Hilfsmitteln ist es Dr. Huggins gelungen, sogar zur 
SiGttagszeit dn photograpbisches Bild des hoch am Himmel stehenden 
Mondes zu erhalten, und derselbe hält es auch für möglich, die Sonnen- 
korona ausser der Zeit von totalen Sonnenfinsternissen photographisch auf- 
zunehmen, und unterstützt diese Ansicht mit dem Hinweis auf die That- 
sache, dass es den Profesj^oren Lungley imd Young gelungen ist, die 
Planeten Merkur und \ euus als schwar/e Scheiben dicht neben der Sonne 
ZU beobachten, was darauf hinweise, dass die bei diesen Beobachtungen den 
Hintergrund bildende Sonnenkorona bedeutwd heller sei als die Atmosphäre.*) 



Der Komet von 1886 und die Meteore des 14 November.**) 

Von dem ersten Kometen des Jahres 1886 sind jüngst mehrere wahr- 
scheinliche, alte Erscheinungen aufgefunden worden, und g^dchzeitig konnten 

mit diesem Kometen ausser den bereits bekannten, noch mehrere andere 
historisch erwilluite, auffallende Sternsfhnuppcnfalle in Verbindung gebracht 
werden: es hat sich ferner liestätigt, dass nicht ein Meteoritenschwarm, 
sondern drei getrennte Schwärme existieren, die sich sämtlich in der Bahn 
dieses Yon Tempel entdeckten Kometen bewegen. Hierdurch ist «ne Beihe 
Ton Datm zum Studium der Struktur und der Geschichte dieses interessanten 
Gliedes unseres Sonnensystems geliefert worden, welche eine neue Diskus- 
sion der bis jetzt bekannten Thatsachen über den Ursprung und die Ge- 
schichte der Meteoriten vom 14. November rechtfertigen. 

*) Natnrw. teclin. Umschau 1>^>^6. p. 161. 

♦*) Proceedings of the American Philosophical Society Vol XXII, Part IV, p. 424 
duroh NatuTw. Rundschau Ko. 16. 

n* 



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— 182 — 



Bekanntlich wurde am 19. Dezember 1865 ein kleiner Komet von 
Herrn Tempel in Marseille entdeckt, der bis zum nächsten Februar be- 
obachtet wiirdp, und olxj-leidi er mir ein unscheinbares Objekt <:jeblieben, 
wegen seiner lieziehungen zur Erde und 7A\m Uranus eine hohe Bedeutung 
erlangte. Seine Bahn wurde von Herrn Oppolzer berechnet und seine tJm- 
laufest = 33,176 Jahren gefbnden; spatere Berecbniingen gaben als 
wahrscheinlicheren Wert 83.28 Jahre. Der Komet war aber bei seiner Er- 
scheinung 1865 bis 1866 viel kleiner als bei allen früheren beobachteten 
Erscheinungen, was auf eine allmähliche Axiflösimg hindeutete. Es sind 
Kometen erwähnt aus den Jahren 1733, 1699 und 1399, deren Daten mit 
d^eu des Tempelschen Kometen übereinstimmen; doch sind diese Er- 
scheinungen zw^eUiafk. 1866 behauptete Herr Newton , dass der Tem- 
pelsche Komet eine Wiedererscheinung desjenigen ist, der am 26. August 
1366 in China entdeckt worden, und der am 13. Oktober durch sein Perihel 
gegangen; diese Identität wird jetzt allgemein angenommen. Das Intervall 
zwischen diesen beiden Durchgängen beträgt 499,3 Jahre oder 15 mal 
33,28 Jahre. Der Komet von 1266 n:ag eine Wiederkehr desselben Kör- 
pers gewesen sein; der am 29. September 1133 in China gesehene Komet 
war sehr wahrseheinlich der Tempelsche. Die Zeit zwischen 1133 und 
1366 entspricht sieben Perioden von 33, 28 Jahren. Der Komet, welcher 
im Januar H68 in China und in Europa gesehen worden, wird gleichfalls 
als eine frühere Erscheinung des Tempelschen Kometen betrachtet; das 
Intervall zwischen 868 imd 1366 ist gleieh 15 Perioden Ton 88,28 Jahren. 
Im Jahre 69 ist zwischen April und Dezember ein Komet gesehen worden; 
das Intervall von 69 bis 868 ist gleich 24 Perioden von o'^.2S Jahren. 
Weitere sieben Perioden rückwärts im Jahre 165 v. Chr.; dann neun 
Perioden weiter im Jahre 465 v. Chr. und dann endlich zwei Perioden 
noch weiter rückwärts im Jahre 631 v. Chr. wurden Kometeu beobachtet. 
Die ganze Geschichte dieses Kometen nmfiisst somit 2396 Jahre od^ 72 
Perioden von 33,28 Jahren. 

Die Bahn des Tempel'schen Kometen schneidet die Erdbahn ungefähr 
bei seinem Perihel und die Ur;irnsbahn bei seinem Aphel. Die Entdeckung^, 
daä.s er zu den Stemsebnnppea des 14. Koveniber (den an.s dem Sternbiide 
des Löwen auijätrahlenden Leoiiiden) in naher Beziehung steht, und die 
Thatsache, dass einer der kleineren SdiwSrme dieser Leoniden demnSchst 
wiederkehren wird, verleiht dem neuen Stadium dieser ibrscheinungen be- 
sonderes Interesse. 

Die grossen Stemschnuppenfalle des 14. November von 1866 und 
lö33 hat Herr Newton bis zum Jahre 902 rückwärts verfolgt. Er wies 
nach, dass ihre Periode entweder 180 Tage, oder 185 Tage, 355 Tage, 
377 Tage oder 88,25 Jahre betragen müsse, und von Herrn Adams ist der 
Nachweis geführt, dass die wirkliche Periode 33,25 Jahre betrage. Der 
Kom» t f/uirr am 11. Jannar 186(1 dureh sein Perihel. Der Stemschnuppen- 
fall, der von dem Hauptschwarme A herrührt, wurde in Europa am 14. 
November 1866 beobachtet, und die Erscheinung wiederholte sich mit ab- - 
nehmender Starke in den Jahren 1867, 1868 und 1869. Der dichteste 
Teil des Schwarmes war durch seinen absteigenden Knoten am 13. No- 
Tember 1838 und bei der Wiederkehr anfangs 1867 gegangen oder etwa 



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— 133 — 



em Jahr, nachdem der Komet denselhen Pmikt passiert Der hierauB sich 
ergebende Schluss, dass der Tempelscbe Komet umi der grosse Meteoriten- 

schwärm von 183H sich in dersolben Balm l)ewe^en. und dass letzterer von 
ersterem abstamme, wurde fast gleichzeitig von Peters, Leverrier und Bchia- 
parelli abgeleitet. 

Herr Kirkwood hat schon 1875 darauf anfinerksam gemacht, dass 
mehrere Ton Humboldt und Quetelet angeführte Stemschnuppenfiklle ihrem 
Datum nach zu dem Novemberschwarme gehören und somit auf eine zweite 
Gruppe B hinweisen, die sich in derselben Bahn bewegt. Die betreffenden 
Erscheinungen sind: 28. September 288; 21. Oktober 855, 85f>; 9. No- 
vember 1787; 12. November 1818, 1820, 1822, 1823; 13. Movember 1852. 
Am besten beobachtet sind die ?on 288 und 1787; das Intervall betr%t 
44 Perioden Ton 38,31 Jahren. 17 Perioden führen auf das Jahr 8d5. 
£ine Periode nach 1787,86 gi])t 1821 (die Mitte der Reihe 1818 bis 1823); 
eine weitere Periode führt auf 1854, deren Beginn von Horm Kirkwood 
im Jahre 1852 heobuclitet worden. Die nächste Kr.scheinuni; fallt auf 13. 
bis 15. November 1887 und wird vielleicht schon 1886 beginnen. 

Der dritte Schwärm C ist weniger beobachtet, wahrscheinlich ist er 
weniger ausgedehnt und weniger dicht. Die Daten, an denen er beobachtet 
worden, sind: 23. Oktober 585: 7. November 1582; 8. November 1813; 
13. November 1846, 1817. 184;»; 14. November 1879, 1880. Der schönste 
Sterasehnu{)|>enl'ii]l »mter diesen war der von 18 lo. Die Intervalle der 
einzelnen Erscheinungen entsprechen emiachen oder vielfachen Perioden 
Ton 33,19 Jahren. 

Die respektiven Perioden des Kometen und der Meteoritenschwinne 
sind also folgende: Tempels Komet = 33,28 Jahre. Gruppe A = 33,25 
Jahre; Gnippe JJ — 33,31 Jahre; Gruppe ^' = 33,10 Jahre. Währen*! der 
letzttni öOO Jahre .scheiut die Periode der Gruppe . 1 etwas gr » st r als 
33,25 Jahre gewesen zu sein. Der Stemschnuppenfali von 1366 war gleich- 
zeitig oder fiuit gleichzeitig mit der Eirscheinung des Kometen, und die 
Tollständige Trennung dieses Hanfens von der ursprün^rlit lieii Masse mag 
zu dieser Zeit erfolgt sein. Der Komet von 1866 war dem blossen Auge 
unsichtbar, der von 1366 unter ähnlichen Bedingungen ein sehr schönes 
Objekt; man darf daher schliessen, dass seine Grösse in den letzten 500 
Jahren bedeutend abgenommen hat. Vielleicht ist seine weniger sichtbare 
Grösse eine Folge der Trennung in jener Zeit 

Nachstehende Tabelle ermöglicht die Vogleidnmg der Elemente des 
Kometen mit denen der Hauptmeteoritengruppe: 

Novembei -Meteore Tempels Komet 
Periheldurchgang (T) . . Nov. 10, 1866 Jan. 11, 1866 
Länge des Perihels (n) . . . 56'*26* 60*» 28' 

Lange d. an&teig. Knotens (<?) 231 28 231 20 

Keigong (i) 17 44 17 18 

Perihelabstand (q) , , , . , 0,9878 0,9765 

Exzentrizität (<') 0,9046 0,9054 

Halbe grosse Axe (a) ... 10.3400 10.3240 

Periode 33,25 Jalu'e 33,176 Jahre 

Bewegung rücklänfig rlic1dSn% 



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— 134 — 



Die nächste Wiederkehr dieser verschiedenen Körper ist in folgenden 
Zeiten zu erwarten: Tempels Komet 1899; die Gruppe .1 1899 bis 1901; 
die Gruppe B 1886 bis 1889; die Gruppe C 1912 bis 1915. 

Die Bahn dieses Kometen und seiner Meteore ist ein Bindeglied 
zwischen den Bahnen der Erde und des Uranus; dos Perihel Hegt unraittel- 
bftr in d«r ersteren und das Aphel gerade ausserhalb dar letzteren. Alle 
>fossen, die sich in ihr bewegten, k")nueii beträchtliche Störungen durch 
Uranus und «llf Erde erfahren; aber jeder Meteorschwarm ist jetzt schon 
zu uns<?edehnt, um als Ganzes zu sehr gestört zu werden. Herr Kirkwood 
hat anderwärts gezeigt, da»» um 549 v. Chr. gerade vor dem ersten be- 
richteten (wahrsdieinlichen) Erscheinen von Tempels Komet dieser Körper 
und Uranus einander verhältnismässig nahe waren.. 



Ober die Nebel in den Plejaden. 

Aas Astton. NaofaiioHten No. 2726. 

Das Auftinden eines Nebels um M%ja durch die Pariser Photographieeu 
der Gebrüder Henry, verbunden mit dem Umstände, dass bereits mehrmals 

an verschiedenen Stellen der Piejadenjrnippe Nebel^'ebiM»- Ix-merkt worden 
waren, veranlasste mich, eine iil]!/enieine Durchmusterung der ganzen Gruppe 
nach den in derselben betiudliciiea Nebelmassen mit dem 27zölligen lie- 
fraktor der Wiener Sternwarte vornehmen zu lassen. Leider wurden wir 
aber bei diesem Unternehmen vom Wetter sehr wenig begOnstigt, indem 
nach einer für diese Jahreszeit beispiellos langen Dauer trüber Witterung 
sich erst der Abend des 2(). Februar ein weni;[j aufhellte, und auch seit- 
her — Mondscheinnäelite ab<rerechnet — wenig klare Abende eintraten. 
Die beabsichtigte Untersuchung ist daher sehr unvollständig geblieben, und 
wird im Herbste, sobald die Plejaden wieder hodi genug stehen, von 
neuem aufgenommen werden, allein auch die wenigen bisher erlangten Re- 
sultate scheinen mir bereits ein allgemdneres Interesse darzubieten; ich 
will sie daher in Kürze mitteilen. 

Was nun zunächst den Majanebel betriÖt, ist das beigegebene Kärt- 
chen eine vom Assistenten der hiesigen Sternwarte Herrn R. Spitaler nach 
nnsem bisherigen Wahrnehmungen entworfene Skizze desselben. Der leich> 
teren Yergleichbarkeit wegen habe ich den Sternen, welche auch auf 
Stmves schöner Zeichnung desselben Gebildes A. N. No. 2719 vorkommen, 
dieselben Buchstaben wie dort beigeschrieben, und erwähne hier nur, dass 
unsere Karte keineswegs alle Sterne enthält, die wir in dieser (iegeud. 
sehen. Es war uns nämlich vorerst hauptsächlich darum zu thun, den 
Char^cter der Nebelmasse festzulegen; wir verwendeten daher auf die 
Positionsbestimmung der in ihr vorkommenden feinen Liditpunkte vorläufig 
keine Zeit, und liaben sie dalier auch in der Zeicluning weggelassen. Nur 
so viel möchte ich noch iM'it'ütrt'n, dass wir den Stern «, den Struve mög- 
licherweise für veränderlich hält, \dederhoit, aber stets sehr schwach, be- 
merkt haben. 

Am 25. Februar, wie oben gesagt, dem ersten halbwegs heiteren 
Abende, nachdem wir eine Photographie des >Iajanebels erhalten hatten^ 



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— 18Ö — 



wurde die hellste Partie desselben (um />), wohl aber nur deshalb verhält- 
nismässig leicht wiibrgenommen, weil wir durch die Pliotographie Kenntnis 
von der Existenz und Lage des Nebels hatten. An diesem Abende erschien 
diese Partie sowohl mir als Dr. J. Palisa und R. Spitaler nur als eine 
kleine yon Maja scheiiibar völlig getrennte, nach rechts gut begrenzte, nach 
links hingegen sich allmShlick in den Hintergrund Terliorende flockige 
Nebelmasse zwischen Miga und den Sternen e und d. Erst ani 3. März^ 
bei wesentlich besserer Lnf't. bemerkte man, dn5?s diese Partie bloss der 
hellste Knoten eiuer weit verbreiteten Nebelmasse sei, die i^laja ganz um- 
hülle und sich auch weit, aber ohne deutliche Begrenzung, nach Südwest; 
ansddme, jedoB&lls aber sich über den Sftem e hinaog eistrecke. Am 
deutlichsten tritt dies hervor, weam man Maja links aus dem (^erichtsfelde 
hinausstellt und die nordostliche Gegend des Himmels längere Zeit hin- 
durch fixiert, dann Maja rasch durch das Gesichtsfeld nach rechts führt, 
wo dann die sndwestliclie Hegion des Nebels sehr deutlich erscheint. Heim 
mehrmaligeu Wiederholen dieses Vorganges machte es übrigens ganz den 
Eindruck, als ob andi im Osten und Nordosten von Maja ausserhalb des 
punktierten Raumes sich wieder eine blasse Nebelmasse befinde, so dass 
der Raum, welcher von diesen Punkten, den isolierten Nebelmassen bei 

Rt<.rnen d und /. (]>is zu welch letzterem Struves Zeichnung nicht mehr 
reicht) und der scharf begrenzten Partie bei p und nordöstlich von Maja 
begrenzt wird, nur eine Lücke in dem Nebel voi-stelien würde, ähnlich der- 
jenigen, die beim Trapez des Orionnebels sich yorfindet. Doch erlaubte 
uns der bereits tiefe Stand der Pl^jaden nicht, dies vollständig sicher zu 
stellen. Noch muss ich erwähnen, dass Herr Spitaler, der für schwache 
Nebel ein besonders empfindliches Auge besitzt, vom Nebelknoten bei /> 
aucli an unserm Mzülligeii Fraunhofer, dem Hauptinstrumente der alten 
Sternwarte, deutliche Spuren zu bemerken glaubte. 

So viel vorläufig über den Majanebel. Der interessante Aufsatz von 
D' Arrest A. N. Bd. 59 S. 14 veranlasste uns, in den folgenden heiteren 
Nächten zunächst die Gegend um die dort erwähnten Sterne No. 31 und 
:-V2 des Bessel'schen Plejadenvcrzeichnisses, von denen nach Jeaurats Ple- 
jadenkarte wenigstens der eine von einem Nebel umgeben sein soll, genauer 
zu untersuchen, und es erkannte auch Herr Spitäler ganz entschieden, dass 
beide Sterne in schwachen Nebelhllllen sich befinden. 

Endlich bemerkte Herr Spitaler an mehrer»! Abenden etwa 2' nördlich 
und etwas östlich von Taygeta (beiläutig auf der Verbindungslinie zwischen 
Taygeta und Hessels \non. 5j einen isolierten Nebel, der ein ganz ähii- 
liclies Bild üurbüt, wie der Lichtknoten (/>) des Majanebels am 26. Febr. 
Audi ich glaubte diesen Nebel mehrmals wahrzunehmen, doch so licht* 
schwach, dass ich es nicht verbürgen möchte. 

Die Untersuchung von einigen weiteren verdächtigen Stellen hinderte, 
wie oben erwähnt, die Ungunst der Wittemng. Wenn man aber die obigen 
Walirnehmungen damit zusammenhält, dass Schiaparelli, von einem selten 
scharfen Auge und Italiens reinem Himmel unterstützt, am 25. Februar 
1875 (A. N. Bd. 86 S. 68) den bekannten Merope-Nebel sich auch nach 
Nordweslien bis Elektra und Gelaeno erstrecken sah (eme Beobachtung, die 
wenigstens för Elektra auch durch die von Pickering A. N. Bd. 113 S. 39d 



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— 136 — 



besprochene CSambridger Photographie bestätigt wird), und daas Common 

am 8. Februar 1880 (M. N. XL S. 376) auch westlich von Alcyone eine 
Nebelmasse bemerkte, so wird man sich schwerlich der Überzeugung ver- 
scblit'ssen können, dass wenigstens der ganze westlich und nördlich von 
Alcyone gelegene Teil der Plejadengruppe in einen grossen Nebel ein- 
gehüllt sei, Ton dem alle Usber wahrgenommenen scheinber isolierten 
Xebelmassen bloss hellere Lichtlinoten seien. In dieser Ansicht bestSrkt 
mich auch noch eine andere wie mir scheint, bLslier fjanz unbeachtet ge- 
bliebene Beobachtung. Als tiämlich im November 1863 liygica mitten 
durch die Plejadengruppe iuudurchzog, nahm nach den Schätzungen von 
Schmidt in Athen (A. N. Bd. 61 S. 165, 254) die Helligkeit dieses Planeten, 
wShr^d er sieb von Aleyone gegen Elektr» hin biegte, rdchlicb um 
eine GrössenkLssse ab, und nachdem er Elstra passiert hatte, nm ebenso 
viel wieder '/u. Es wäre daher sehr zn wt\nschen, dass jetzt, wo bei der 
so bedeutendtin Zahl der Asteroiden sich Yorübergänjre eines und des an- 
deren vor den Plejaden nicht gar so selten ereigueu können, diesen Phä- 
nomenen eine erhöhte Aujmerfcsamkeit geschenkt werde, 

WBliniig 1886, US» 31. F^. Dr. E. Weiss. 



Berichtigung zu den Anfsätzeu: Die asUmoiuisckeu Zustände 

in Österreieh-Unpin. 

Ich wollte mich auch schon seit einiger Zeit denen anschliessen, welche 
zn dm oben betitelten Aufiifiteen einige W( rir zu sagen berechtigt sind, 

doch war ich von der Zusammenstellnnf? der Annalen meiner Sternwarte 
derart in Anspruch genommen, dass ich mein Vorhaben vergessen hatte, 
als ich gestern den Auiaaiz aus der wohlbewährten Feder meines hoch- 
geehrten und lieben Kottegen Dr. Korbert Herz las, für welchen die Leser 
des Sirius ihm nur dankbar sein können. 

Ich erlaube mir zu allen drei Au&atzen eisige bescheidene Bemer- 
kungen zu machen. 

In No. 1 Seite IG lesen wir bei der Sternwarte des Bndapester Poly- 
technikums folgendes: „Sie besteht aus einem Winkel werk 

welches wirUich dem genialm Erbauer des prachtvollen Opmihanses ron 
Budapest nicht zur Ehre gerecht" u. s. w. — Ich mnss aUerdings bei 
diesem Ausspruche Dr. Herz recht geben, dass nicht genau informiert 
war, muss aber widersprechen, dass die ungarischen Sternwarten mit einer 
„merkwürdigen Ausführlichkeit* behandelt werden, wa.s mein Herr Kolle^^e 
sofort einsehen wird, wenn ich ihm sage, dass das prachtvolle Opernhaus 
▼om Architekten K Ybel, und das Polytechnikum mit seiner Stocnwarte 
vom Professor Steindel erbaut worden ist. Solch einen Schnitzer soll man 
nicht einmal in ünjxarn begehen! 

Es sei mir nun erlaubt, einiges über die von Dr. Herz kurz besprocheuHn 
Instrumente von Starke zu sagen, welche ich besser kenne als „y". Dass 
sie sich Repsold gegenüber in das vorige Jahrhundert zurücksehnen, diesem 
Ausspruch stimme ich bei. Als ich sie zuletzt gesehen habe, waren sie 
noch zu meiner grossen Verwunderung nicht verdorben; dies ist wirklidi 



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— 137 — 



ein grosses Uiück, da mit diesen solche Herren operieren, in deren Adern 
ein hitziges ungarisches Blut wallt! 

Das Pafisugeninfltroment hat nach meiner bescheidenen Ansicht doi 
kolossalen Fehler, dass es denen gegenüber, welche Pistor seinerzdt baute, 
Repsold, Breithaupt, Cooke bauen, und wie eines an der Landesausstellung 
in Berlin von Bamberpf aufprcstellt war, viel zu hoch gebaut ist. Es i^t 
fheii bei diesen Instrumenten der grösste Vorteil, dass ihre Lager selir 
niedrig gehalten werden können (wie sich auch ein so niedriges Instrument 
auf meiner Sternwarte befindet), was ja selbstrwstSndlich die Stabilität 
vergrössert. Der Uml^bock ist bei Starke aiuserordentlich schwach ge- 
haltw, weshalb das Instrument beim Umlegen aussieht wie eine Giraüe, 
und es einem banirt. dass alles heninterfnllt. Es war. laut Aussaf^e des 
Assistenten, die Heleiu'htiin}:^ des I'eldes vollkoniuieu inangelhalt; er liekam 
in der Mitte des Feldes immer ein liild der (iasfiamme, was angeblich die 
fieobachtong Uber ein Jahr unmöglich machte. Ich halte das Instrument 
den modernen gegenüber für ganz unkonstrnktiT. 

Was den Höhenkreis anbetrifft, den kenne ich weniger; soviel ist mir 
bekaiiiit. dass am Okularende nicht die nötigen Korrektionsschranben vor- 
handen sind, und die Beleuchtung eine miserable sei, welche sich aber 
auch nur auf das Gesichtsfeld beschränkt. 

Dass Starke exquisit gute geodätische Instrumente macht, ist eine 
bekannte Sache, dass er auch kleinere astronomische Instrumente gut macht, 
ist auch möglich, ich niuss aber bemerken, dass es neben ,gnten* noch 
»bessere* und noch ^viel bessere* gibt. 

Dass das Theodolit, mit welchem Herr Norbert Herz in der neuen 
Sternwarte des Herrn von Kufner die Polhöhe bestimmte, nichts zu wün- 
schen ttbrig ISsst, dem will ich gerne beistimmen, muss aber bezweifeln, 
dass die Ablesung I r Kreise mit einer Handlaterne etwas angenehmes ist. 
Ich habe für ähnliche Zwecke meinen Theodoliten, welchen ich in einer 
der nächsten Nummern des Sirius beschreiben und abbilden werde, nach 
den Ideen Repsolds umgebaut, an welchem mir eine einzige Lampe, welche 
am Umlegebock befestigt ist, alle vier Nonien, resp. zwei am Horizontal- 
und zwei am YertikallDreiB, das Gesichtsfeld oder Ffiden, das permanent 
^setzende Axenniveau und das KrcisniveHu beleuchtet. Ein ähnliches Theo- 
dolit wird noch lange ans einer einheimisehen AVerkstatt nicht heraus- 
kommen, indem die Herren Mechaniker teils aus Eifersucht, teils aus Zopf 
die Ideen eines Repsold sich nicht zu eigen machen wollen. Es ist durchaus 
nicht mein Verdienst, dass ich diese Aaderung an meinem Universale gemacht 
habe, ich habe bloss die Ideen Repsolds studiert, mir tOgea. gemacht und 
beim Umbau des Instrumentes raein möglichstes zu machen getrachtet. 
Hier liegt also der Fehler, dass der eine aaf den Lorbeeren seines Vaters, 
der andere auf den Lorbeeren eines gut «gelungenen Spiegels ruht, von Nie- 
mandem lernen will, den beobachtenden Astronomen nicht anbohren will, 
der seine Anforderimg besser weiss, wie der beste Mechaniker der Welt! 
England ist auf ^seine Konstruktionen doch eifersüchtig genug. Wolle man 
aber die neuen Äquatoriale von Oooke ansehen, ob man nicht ein Spiegel- 
bild der Repsoldschen Ideen an ihnen erkenntVl 

Was den Aufsatz des Herrn Prof. Tinter in No. 3, S. 64 anbelangt, 

Sirioa 1886. Heft 6. 18 



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— 138 — 



halte ich es ftir überflüssig, darauf zurückzukommen, da diesen Dr. Herz so ein- 
gehenrl beluindelt hat, dass ich nur kurz sa«;en kann, dass ich seiner Anssaf^jo 
nicht nur Wort lürAVort. sondern Buchstabe lür Buchstabe beistimme. Ich er- 
laube mir nur die Bemerkung zu machen, dass, wenn der 8 zöllige Refraktor 
schon 19 Jahre auf seine FertagsteUung wartet, dies nicht ganz Starke zu 
Schulden kommt, sondern auch andern, nfimlieh jenen, weldie 19 Jahre 
darauf gewartet haben! Idi habe auch eine bescheidne mechanische Werk- 
stätte; -wenn jemand bei mir oinp Lokomotive bestellen würde, so möchte 
ich die Bestellung auch dann mcbt annehmen, wenn iili um Geld arbeiten 
Hesse, weil ich darauf nicht eingerichtet bin, wie es die Herren Mechaniker 
memem Kolkgen Herz sagten. Kein Meduaoiker soll etwas anfeii%en 
wollen, wovon er nidits versteht oder worauf er nicht eingerichtet ist, son- 
dern seine Kunden dahin schicken, wo man darauf eingerichtet ist. Das 
wäre die richtige Moral! 

0. Gyalla Sternwarte 1886 Mai 12. von Konkoly, 

Vermischte Nachrichten. 

Die Sonnenthätigkeit während des Jahres 1885. *) lu gewohnter Weise 
hat der Torstand des Observatoriums am Collegio Romano, P. Tacchini, 
die Sk»nnenphanomene auch im Jahre 1886 sorgföltig verfolgt, und nament* 
lieh bezüglich ihrer heliographischen Breite mit besonderer Aufmerksamkeit 

beobaelitf't , so dass jetzt ein lehrreicher Bericht über die Terteihmg der 
vier Hau])t])hHnomene, der Flecken, Fackeln. Protnbemnzen und metallischen 
Eruptionen vorliegt, aus dem sich die folgenden Sätze ableiten lassen: 

1« Die SonnenphSnomene sind im Jahre 1885 auf der sttdiichen Hemi- 
sphSre häufiger als auf der nördlichen aufgetreten. 

2. Wühreiid die Protuberanzen in jeder Zone wahrzunehmen sind, be- 
finden sich die Flecken, Fackeln und Eruptionen beinahe ^vollständijx zwi- 
schen dem Äquator und + 40^; in höheren Breiten zeigt sich nämlich nur 
eine Eruption und eine Fackel. 

8. Die gr5sste HSufiffkeit der Eruptionen, der Flecken und der 
Falbeln tritt in derselboi Zone der südliche Hemisphäre auf. 

4. Auch im .Jahre 1885 findet man keine Verminderunir der Phäno- 
mene in l 'r Nähe des x\quators, wie sie z. B. in den Jahren 1880 bis 
1882 deutlich zutajife trat; es rnnsf» daher 1885 als ein Jahr von hervor- 
ragender Sonnenthätigkeit bezeichnet werden, namentlich in Bezug aui die 
Frotuberanzen. 

5. Die Zonen der grössten Frequenz der Frotuberanzen iaHen mit den 
Zonen des Maximums der anderen Phlinomene nicht zusammen; diese bleiben 
alle in niedrigen Breiten. 

G. Nimmt man die Sunmie aller Beobachtungen jeutr [Ivihe nh Ein- 
heit, so wird die Häufigkeit in den beiden Sonnenhemisjjhären durch nach- 
stehende Zahlen ausgedrückt: 'Sord Süd 

Protuberanzen . . . 0,478 0,522 

Fackeln 0,867 0,633 

I N tken 0,336 0,664 

Eruptionen .... 0,325 0,675 

*) Deutsche Rundschau f. Geogr. 1886, p. 368. 



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— 139 — 



Die Freqveoz der Fackeln, Flecken und ErnpÜonen ist also auf der 

südlichen Hemisphäre ungefakr doppelt so gross, wie auf der nördlichen; 
nur die Protuberanzen treten in beiden Hemisphären in fast gleicher Häufig- 
keit auf, was auch damit übereinstimmt, dass sie in allen Zonen vorkommen. 

Die Gt'samtzahl der Eruptionen hetnip^ 30 \mA iftt treriiiger als im 
Jahre lä84. AVii- haben also hier eine Verminderung, welche Beaclituiig 
vo^ent, weil sie sich in gleicherweise auch bei den Flecken zeigt. Dieser 
Parallelismus deutet auf einen Zusammenhang zwischen den FJecken und 
metallischen Eruptionen der Sonne. Die Protuberanzen treten dagegen 
häufiger in jenen Zonen mif, in denen fjar keine Flecken beobachtet wurden. 

Was die Dimensionen der l'rütuberiui/en betriftt, sr» hatten mehrere 
eine bedeutende Höhe (mehr als 100 Sekunden) und auch eine beträcht- 
liche horizontale Ausdehnung, indem sie einen grossen Bogen des Sonnen* 
randes bedeckten. Die lib^wiegende Mehrzahl war aber niedriger als 
30 Sekunden. 

Niemals wurde die Wahrnehmung gemacht, dass .«-ich zwei «grosse 
Protnberanzen an den beiden Enden desselben Durchmessers der Souneu- 
scheibe gezeigt hätten. Nur wenn man auch die kleinen Protuberanzen 
berOcksichtigt, ist diese Erscheinung, dass an demselbeu Tag um 180*^ 
voneinander entfernt liegende Protuberanzen zu sehen waren, einigemal zu 
verzeichnen, doch mü?sen diese wenigen Koinzidenzen als rein zufällige 
betrachtet werden und rühren nur daher, dass die Protnberanzen überhaupt 
in jenen Zonen, die zum Äquator symmetrisch liegen, häutig vurkonmien. 

Die grossen Protuberanzen erscheinen nicht in der Nähe der Pole, 
sondern fest immer zwischen dem Äquator und + 40^; meistens gehören 
sie zu flecken- und fackellosen Gegenden. Sie können sowohl kurze als 
lange Zeit danem : im ersten Falle sind sie fadentormig, im zweiten -Lovim 
sie den ('liarakter von Protuberanzen, die mit der Chromosphäre ver- 
bunden sind. 

Bezuglich der grossen Protuberanzen hat die Sonne überhaupt im 
Jahre 1885 eine bedeutendere Lebhaftigkeit Terraten, als im Jahre 1884. 

Zwei neue Kometen sind von Brooks in Phelps entdeckt worden, der 

eine am 27., der andere am 30. April. Für den ersteren hat HeiT Dr. 
Uoletschek in Wien folgende provisorische Bahn berechnet. 

Zeit der Sonnennahe: 1886 Juni 6.4951'" Berk Zeit. 

Perihel vom Knoten 204** 40' 13" 

Länge des aufsteigenden Knotens . . 190 47 ^ 
Neigung der Bahn gegen die Ekliptik 87 20 oU 
Periheldistanz 0 24 15 

Der zweite komet stand April 3U.5 in Kektaszension Ö45" 0', nördi. 
Deklination 21 0'. 

Über die Sichtbarkeit des Mondes während totaler Mondfinsternisse.*) 
8dt Kepler nehmen die Astronomen an, dass die Sichtbarkeit des Mondes 
während der totalen Mondfinstemisse von dem Sonnenlichte herrtthrt, das 

*) Proceedinga of tbe Manchester Literax7 and Philosopbical Society, Vol. XXIV, 
1885, p. 4. 

18* 



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— 140 — 



durch die Erdatmosphäre nach inaeii gebrochen wird. Herrn Baxaidell 

stiegen jedoch Zweifel auf, ob dieses Licht genügen kann, nm den Mond 
so zu erleucliteu, wie dies bei manchen Mondtinsternissen der Fall ist. Auch 
die Schwäche des Lichtes, das der dunkle Teil des Mondes kurz vor oder 
nach Neumond zeigt, wo er. erleuchtet whrd durch Reflexion des Lichtes 
Ton fast der ganzen Erde, spradi gegen die angeführte Denfcung, da der 
schmale Sonnenring um die Erdscheibe, werni er durch die Atmosphäre 
der Erde hindurchg^angen, kaum so viel Licht geben kann, als die voll 
erleuchtete Krde. 

Während der letzten totalen Mondiinsternis hatte die Erde, zur Zeit 
da die Mitte des Mondes der Mitte des Erdschattens am nSchsten stand, 
Tom Monde aus gesehen einen Durchmesser von 1^6,41', also einen 
grösseren als die Sonne; es war somit ausser der ganzen Sonnenscheibe 
auch der j^anze untere Teil der Koronn von der Erde verdeckt. Naeh den 
BeoljHclitiiij^en der totalen Sonnentinsternis.se erstreckt sieh aber die äussere 
Korona beiderseits von der Sonne viel weiter, als der HulbmesHer der Erde 
vom Monde aus erscheint, und nach den Schätzungen der Helligkeit dieses 
unbedeckten Teiles der Korona, die einige Beobaclkter gemacht, scheint es 
möglich, dass dieses Licht es ist, welches den Mond im Erdschatten sicht- 
bar mache. 

Bemerkungen zur Hypothese über /^Lyrae. Von GYnmasialleluer .T. 
Plassmami. Der Leser wird sich noch erinnern, das.s wir bei der Erklärung 
des Lichtwechsels des Terfindorüchen Sternes /^Lyrac, die in Bd. XIX, Heft 1 
des Sirius veröffentlicht wurde, die Annahme machten, das Oestim bestehe 
aus zwei Himmelskörpern, die in derselben Zeit einer um den andern und 
jeder um seine Achse sich drehten. Di ' A 'inahme marr vielleicht manchem 
als recht tjewacrt; nnd künstlich erselniiien und darum mochten wir ein 
Moment zur Stützung derselben uulühren. Beide Sterne mögen also an- 
fiangs ihre Aehsendrehungen in Zeiten vollendet haben, die von emander 
sowohl wie von der Umlau&zeit rerschieden waren. Bei der geringen Ent- 
fernung der Körper von einander, die mit den Durchmessern vergleichbar 
war, er7en<2rte jeder auf dem andern eine mächtige Flutwelle. Diesell)e 
strebte, wie gross auch die mittleren VVinkelgeach windigkeiten der Rotation 
und der Revolution waren, die erstere der letzteren gleich zu macheu; als 
sie gleich geworden waren, wurde jede weitere Beschleunigung der Rotation, 
die infolge der Zusammenziehung des sich abkühlenden Körpers entstand, 
sofort durch die reibende Wirkung der Flutwelle kompensiert. 

Ahnlicher Weise deutet nuin die Gleichheit von Acli.'^endrehunfxs- imd 
Unilaufszeit })ei nn^'erm Satellitoi, die an.scheiiiend noch bei mehreren 
Monden im Sonnensystem statthndet, als eine Wirlmng der vom Haupt- 
planeten erzeugten Flut. Unsere Monde haben im Verhältnis zu den 
ZenhalkJiriiern so geringe Massen, dasB ihre fluterzeugende Wirkung bis 
jetzt die Rotationszeiten jener nur unmerklich verlängern konnte. Da nun 
in der Hypothese über ^'yLyrae angenommen ist, dass die beiden Kompo- 
nt nten nicht nur ss-hr nahe bei einander stehen, sondern auch an Durch- 
meBser nicht betrachtlich verschieden sind, so ergibt sich ohne Hilfshypo- 
thesen als sehr naheliegende Folgerung die Gleichheit jener drei Perioden. 

Uber eine merkwürdige NonUlchtfthnllche Erscheinung berichtet uns 



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— 141 — 



Herr Hindersin aus Weimar: „Ich pflege den Heimweg in jetziger Jahres- 
zeit zur TJmscliatt nach dem ZodiakaUicht zu benutzen , welches, nebenbei 
bemerkt, dieses Jahr infolge migünstiger Witterung sehr wenig zu sehen 
war nnd bemerkte bei dieser Gelegenheit am 30. März e. Abend 8V^ Ulir 
im Westen einen hellen «ri-rmlichweissen Schein, den iHi im Anfange für 
eine sehr helle Stelle des Zodiakallichtes hielt, dorli wurde ich meinen 
Irrtum bald gewahr. Ich suchte schleunigst das Freie zu gewinnen und 
sah nim im Kordm und Nordosten noch zwei gleich helle Siellen des 
Himmel^, von denen die im Norden sich am brillantesten ent&ltete. 
Das Licht schien etwa 25^ hoch am Himmel hinter einer Wolkriiachicht 
hervorzukommen und stand die mittelste Stelle schräg unter der Cassiopeja 
nach Norden zu. 

Der westliche Flecken war bald verschwunden, ihm folgte der nord- 
ostliche nach, der indes bald wieder auftauchte und wofür der Lichtbogen 
im Norden verschwand. Dieses abwechselnde Aufleuchten der beiden letz- 
teren Lichter wiederholte sich 3 — 4 Mal, wahrend zuguterletzt die Er- 
scheini'ingen im Norden \nu\ Nordosten wieder aleichzeitig am Himmel 
standen, die nordöstliche sodann verschwand, wobei an der nördlichen noch 
ein etwas stärkeres Aulleuchten zu bemerken war, worauf diese dann 
auch unsichtbar wurde. Das Licht erinnerte an den Wiederschein einer 
starken elektrischen Lichtquelle und ich war yersueht, diese anfangs 
anzunehmen, wenn nicht leichte Wölkchen, die danmter vorbeizogen, völlig 
schwarz ausgesehen hätten, diese waren, kam das Lieht von der Erde, in 
erster Linie beschienen worden und konnt»^n sicli dnnn nnini')f^lich schwarz 
zeigen: auch habe ich mich bisher erkundigt uud konnte keine starke 
elektrische Anlage in Erfahrung bringen. Es bleibt also nur tlbrig, die 
Erscheinung als ein aussergewöhnliches Nordlicht aufzufassen uud will ich 
hierbei noch erwähnen, dass ich gegen 10^/.j Uhr an der Stelle, wo der 
grosse Lichtbogen gestanden, einen matten rötlichen Schein zu bemerken 
glaubte, doch bin ich dessen nicht ja:anz sicher. 

Zu bemerken wäre noch, das» die scheinbare Wolkenschiciit , liiuter 
der das Licht herrorzukommen schien, in Wirklichkeit nicht existierte, 
«l^in sobald die Erscheinung ganz verschwunden, tauchten an Stelle der 
veiTiieintlichen W^olken die Sterne auf, welche, sowie diejenigen, die mitten 
in der Erscheinung standen, von der letzteren überstrahlt worden waren. 

Den ganzen Vorgang konnte icl\ 6 — 8 Minuten lang beobachten, die 
Luft war, nachdem den Tag über ein heftiger Wind geweht, etwas ruhiger 
geworden.* 

Der Majanebel in den Plejaden ist nun auch von Herrn Ferro tin 

zu Toulouse mit einem Instrument von massigen Dimensionen gesehen 
worden. Der Beobachter <:((d)rauehte dabei jedocli die Vorsicht« den heilen 
Stern Maja zu v<>r>1t'f ]:t'Ti. -^vnrauf der Xrliel hervortrat. 

Das grosse Spiegelteleskop zu Melbourne ist seit 18ü9 dazu benutzt 
word^, alle Ton John Herschel am Kap 1834 — 38 beobachteten Nebel« 
flecken des südlichen Himmels zn revidieren. Dabei haben sich in einigen 
Fällen bemerkenswerte Veränderungen seit jener Zeit herausgestellt. Die 
Nebelflecken 187 und 507 des Generalkataloges scheinen heute ein anderes: 
Aussehen darzubieten, als zu Berschels Zeit; ferner zeigt die Gruppe der 



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— 142 — 



NebdL No. 962, 963, 966 uml 968 relative Verändenmgen ihrer gegen- 
seitigen Lage seit den Beobachtangen Turners 1876 imd derjenigen von 

Baracchi 1884. 

Ehrenbezeugung. Tn Anerkenmmg seiner wissenschaftlicheu Verdienste 
wurde Herrn Dr. N. von Konkoly in 0. Gyalla vom Kaiser von Osterreich 
das Bitfcerkrenz des Ordens der Eisemen Krone III. Klasse Terliehen. 



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Wien, TL Gnmpendorferstrasse Xo. :U 

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sich Keflektauteu an mich weuiien. 





PlanetenkonstenafkHien 1886. August 1. 41» Merkur wird stationBr. Aug. 1. 5^ 

Mevlviir mit dem Monde in Konimiktion in Rcktaszension. August 8. 10^ JujiKcr mit 
dem Monde in Kotgunktion in Ksktaazemdon. August 3. 13 b Uranus mit dem Monde 
in Eoi^unktion in Rektasseneion. August 4. 12i>Man mit dem Monde in Konjunktion 
in Rcktaszension. August 8. Venus mit Satnm in Konj. in Rekt., Venus 1' sfUll. 
August 14. 4^ Merkur in grösster südl. heliocentrischer Breite. August 15. 21 ^ Merkur 
in unterer Eomünktion nut d«r Sonne. August 16. 31» Vmus im ameteigenden Knoten. 
.Autrusit 16. 8*» Jupiter mit Uranus in Konjnnktion in lUiktaszension, Ju]>itor3r nöidl. 
August 20. 12^^ Neptun in Quadratur mit der Sonne. August 22. U>> Jupiter in der 
Sonnenfeme. Augast 28. Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Bekfearaension. 
Anprxist 2i. 21^ Merkur wird stationär. August 2". 2^^^^ Saturn mit dem Monde in Kon- 
muktiou in ßektaszeusion. August 27. 9^ Venus mit dem Monde in Koi^junktion in 
Rektamension. August 27. 22 1^ Merkur mit dem Monde in Koi^unktion in Rek' 
taszension. August 29. — ^ SonnenfinstMnis . un-^Iclitbar für Europa. August 'M. 1*» 
Uranus mit dem Monde in Konjunktion in Hektaszension. August 81. 4^ Jupiter mit 
dem Hönde in Eoi^jnnktion in Bektoszension. August 81. 8^ Neptun -wird statioiAr. 



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— 143. — 



Stellung der Jupitermoude im August 1886 um 8^ mitÜ. Greenw. Zeit. 
IPliaeeTi der Verfinsterungen. 

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Planetenstellimg üa Angast 1886. 



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17 
27 



Geozcntr. 

Kektaazenslon 
b. m. I. 



DekUoattoB 



I Knlmina- 
«ton 



Merkur. 



10 
9 
9 

9 
9 
9 



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54 
39 

25 
19 
26 



54-63 
12-84 
25-79 

31-37 ■ 

40-98 

22-71 



+ 9 

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11 
13 
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20 
40 

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11 

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7*3 
8-0 
15-7 
11-7 



6 55 5-On 

7 20 hb lb I ' 21 

7 46 38-60 21 

8 12 10-45! 20 

8 37 26-61 i 18 

9 2 23-80 +17 31 39*3 



U 8. 

8 
10 
57 



11- 5 

12- 2 
43-4 



13 11 
13 23 
13 34 
13 46 
13 68 
U 11 

12 14 
12 21 
12 28 



58-56 
18-75 
f)4-88 
47-29 
56-58 
28*32 



'— 7 
I 9 



Mars. 

54 
7 

Ii) 
31 
42 
51 



45-9 
28-0 
47-0 
28-7 
12*8 
42*4 



10 
11 
12 

-13 

Jupiter. 

Ö2-38 I— 0 19 46-6 

27- 63 1 3 53-6 

28- 49 I— 1 50 '2 :V'> 



1 8 

0 39 

0 4 

'23 31 

23 5 

22 52 

21 59 

22 6 
22 12 
22 17 
22 23 
22 28 

4 16 

4 8 

4 0 

3 52 

8 44 

3 37 



3 
2 



11 

38 



Berlin. 
Hltteg 



BcktMceniloii 
h. m. 



QaoMBtr. J Ktdm 
Itoldtution 1 tio 



Ktümln»- 

tion 



17 
27 



i 

17 
27 

5 
17 
29 



Saturn. 
10 4:5 (}4 : +22 4 55-6 
15 42 20 I 21 56 52 7 
20 20-82 , +21 48 52-3 



22 
21 
20 



7 
83 
58 



Uranus. 

12 19 21-21 — 1 21 5 -8 
12 21 7-76 1 32 55 0 
12 23 5-63 — 1 45 53-7 



3 
3 



43 
43 



luoe 

42-68 



Neptun. 

+18 59 
18 0 



3 43 56 09 : +17 0 



15-2 
22.1 
25.1 



3 16 

2 38 

2 1 

18 47 

18 1 

17 14 



AugT 



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15 

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Moaiphaseu. 



48 I > 



Vollmond 

Mond in Erdfeme 

Let/.te^< Viertel 
Mond in Erdnähe 
Nefunond 



Monat 


St«m 


Grösse 


Eintritt 
b m 


Austritt 
h m 


" Ääg. '87" 1 24 Skorpion 
11. 1 S Schtttae 
19. , V Fisdie 
22. 1 Y Stier 


5 
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4.6 
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" 8 31-0 
7 Ö6-9 
11 43-6 
16 26-7 


9 45-0 
9 15-3 
12 52-5 

17 eon 



Aug 



1 



30. 



Mond. 

■201» 25"™ 
22 20 



Vertititterunqen der Jupiterwomle 1886. (Augfaritt au s de m Scha tten.) 

■ 2. Mond. 

Aug. 4. 23h Um 6-2" 
29. 20 12 15-8 



27-6« 
9-3 



Lage und Grösse des Saturnringes (nach Beesel). 
Autr. 17. (»rosse Achse der Ringellipse: 88*19*; Meine Achse 15 48*. 

Krhiihungswinkel der Erde über der Ringebene: 20*' 54-7' sttdl. 
Mittlere Schiefe der Ekliptik Aug. 18. 23" 27' 14-89" 
Scheinb. , . . 28* 27' 5-97- 

Halbmesser dex Sonne « « 15' o0-6^' 

Parallaxe , , i^'75" 

(Alle Zeitaugaben uaeh mittlerer Berliner Zeit.) 
Dnok von H«m« * BmIm» la Irtipdgi 



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Nene Folge Band XIY. Heft 7. 

SIRIUS. 

ijeitschril't für populäre Astronomie. 



-«aae- 



Zentr&loigäü ik alle Freunde uod Förderer der HimmelslLaiide. 

Herauflgegeben unter Mitwirkung 

liemmgender Fachminner und Mtronomifleher Sehiiftet^ler 
Ton Dr. HERMANN J. KLEIN in Kolk. 

„Wlnen nud »keuucn sind die Freud« und die 
Juli IHi^O» Bereobtigung der MeuBchbeit." Kosiao«. 



Inhalt: Die RoUa der grogaon Fernrohre bei den RitronomUcbea Beobachtungen, (^^chluae.) 
8. \4f>. — ÜbtT da» Wescu der Honti©nfl< ck>.'n S. 150. — Neue Mond2(?iohnungen. S. 154. — l'lioto. 
uiMtriBche Beobae'lituni/Lii iltT klrim-n l'lftiiftHn S l.'iS Vrmiigcbti' N'aclirichtou : VorgchlaK t-iiier 
Auwenduuf? di'B Spcktrü»ku|i8 in der Astronomie, von Dr. Schiiei<U-r in Bremen. S 16:^. — t'ber diij 
kUaftigo ÄufrtiBlau« uud 'l'hatittkeii der liamberger Sternwarte S lo3 I'hilologiscbe Weishi-it. 

8. 165. — Spektrum de» uöuen ätern» iiei /' Orionis s. 16t». — Dm gpexitische Gewicht der Iifeteo- 
riten. S. 166. ~ luserate. S. 166 u. 167. ~ steUunK di-r Jupitermonde im Heptenbw IflM S. 167. — 
Planetenkonstellation IK.'^ti. S. Iß7. — PlanetL>UHtellun(^ im SeptPmhcr 'IHM S. 163. 



Die Kolle der grossen Fernrolirc bei den astronomischen 

Beobaclitungen. 

TerlesDag ia der Sorbonne gehalten von F. CWolf, Aatronom der Patiaer Sternwarte. 

(SehliMs.) 

Faesen wir jetzt kurz die Resultate zosamma:!, welche die grossen 

Instrumente geliefert liabeii. Die grossen Spiegelteleskope — und ich Ter- 

stehe liienintMr solche von 0.5 m Spiegeldurclmiesser und darüber — haben 
niemals zui- Beobachtung der Doppeisteriie iredient, folglich muss man 
schliessen, dass sie in Wirklichkeit die trennende Kraft, welche die Theorie 
ihnen gibt, nicht besitzen. Dagegen hat ihre grosse Lichtstärke sie sehr 
geeignet ersehenen lassen zur Beobachtung der Satelliten, so lange die- 
selben nicht allzu nahe bei ihren Hauptplaneten stehen, dann auch, und 
vor allem zur Beobachtung von Nebt^flecken. Ein Spiegelteleskop von 
20 und selbst von 40 cm OefiPnung liess Herrn Stephan nichts von den 
kleinen NebelÜecken erkennen, welche er zu huuderteu am Himmel mit 
dem Befldctor von 80 cm Offiiung aufgefunden hat. Wenn indessen ein 
Objekt hinreichend hell ist, so erscheinen alle Details eines Nebels meistens 
ebenso gut in einem Reflektor von 40 wie von 80 cm Öffnung, wie icli 
durch Vergleich der Ahhihhingf^n dps "NTol^els in den Juj^dhunden, welche 
Chacomac und Lord liosse gegeben, zeigen konnte. Ich liabe häufig an den 
beiden Instrumenten von 40 und 80 cm OflEhung beobachtet, habe es aber 

Sirius 1886. Heft 7. 19 



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Kpltf^n Torteilhaft gefunden, mich, des gröflseren zu bedienen» wenn das Ob- 
jekt hinreichend hell war. 

Man darf jedoch hieraua nicht, mit gewissen englischen Beobachtern 
schliessen, dass grosse Instrumente nicht mehr wert seien als kleine, son> 
dem man mnss vielmehr eine Grenae featstellen, über welche hinaus der 
Vorteil der Grosse des Spiegels m«st illnsoiisdi isi Ich habe stets ge- 
funden, dass ein Reflektor von 40 cm öflfhung einem solchen von 20 cm 
überlegen war; so konnte ich mit Hülfe des erstem auf dem Monde im 
Mare Serenitatis die Existenz von mehreren sehr kleinen Kratern feststellen, 
die in dem Spiegelteleskop von 20 cm absolnt musichtbar waren. Diese 
Diiiimision des Spiegels (40 cm) acheint mir überhaupt für den gewöhn- 
lichen Gebzaueh die TorteilhafteBte. 

Die Vergleichnng der Relraktore unter einander ffthrt zu ganz ähn- 
lichen Schlüssen. Die einzigen mächtigen Entdeckungen, -welche mit Refrak- 
toren von mehr als 40 cm Otfnung gemacht wurden, sind diejenigen des 
Siriusbegleiters und der Trabanten des Mars. Indessen können diese Ob- 
jekte andi mit Objektiven Ton 24 cm tmd selbst darunter beobachtet wer- 
den. Freilich ist es eine andre Sache, ein Gestim, dessen Vorhandensdn 
und dessen Ort bekannt ist, beobachten und eine andre, dasselbe entdecken. 
Der Astronom fl'io Position eines Objekts, welches er kaum und nur 

in flüchtigen Momenten sieht, messen, sobald er weiss, dass dasselbe wirklich 
an dem Orte, wo er es zu sehen glaubt, vorhanden ist, dagegen dürfte er 
nicht wagen, eine Entdeckung zu publisderen, die sich nur älein auf an- 
sichere und flüchtige Wahrnelmmngen stützt, i^benso wenig dürfte er sich, 
hierbei beruhigen und die Gelegenheit zu einer wicht^en Entdeckung an 
(dnem mächtigern Instrument entschlüpfen lassen. 

Indessen wird von allen Astronomen zugegeben, dass für den laufenden 
Gebrauch ein Objektiv von 38 cm Ofihung alles am Himmel zeigt, wab die 
Instrumente mit den grössten Oflnungen dort entdecken lassen. Dazu ist 
ein solches Insbrnment weit handlicher als die Kolosse, welche man gegen- 
wärtig konstruiert; es^ ist das wahre Arbeitsinstrument gerade so wie der 
Reflektor von 40 cm Öffnung. 

Wenn wir nunmehr d^izn übergehen, die Spiegelteleskope mit den 
Refraktoren zu vergleichen, so müssen wir konstatieren, dass fast ausnahmslos 
letzteren der Vonang gebührt. Ein Refraktor, und selbst ein kleiner, ist 
in gewisser Beziehung stets auch einem sehr grossen Spiegelteleskop übw- 
legen. So z^gt sich das Betail des Mondes und Aat Plainetenscheibai im 
allgemeinen besser an einem kleinen Refraktor als an einem grossen Reflektor. 
Es ist dies eine Tliatsache, die durchaus keinem Zweifel mehr unterliegt 
und auf welche die englischen Beobachter ihre Argumentation gegen den 
Gebrauch der grossen Instrumente gründen. Auf dem Pariser Observatorium 
habe ich in dieser Besiehong häc^g interessante Wahrnehmungen machen 
können. Wenn Personen, selbst solche, die an physikalische oder geo- 
dätische Beobachtungen gewöhnt nnd, den Mond mit dem schönen Fou- 
cflultschen Spiegelteleskop von 40 cm Öffnung betracht'^ten und darauf 
ebenfalls mit einem Refraktor von 16 cm Öffnung, so habe ich stets ver- 
nommen, dasä sie die Überlegenheit des letztem betonten. In der That 



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gewälirt der Mond in einem Refraktor einen dem Auge sehr viel angeneh» 
m*^r^7i Anlvlick, er zeigt, weiiii icli so jungen kann, eine samfformige Weich- 
heit des; Bildes, welche dein kalten, liarteii Bilde des vSpiegelü fehlt, auch die 
eiiizelueu Details scheinen am Refraktor besser hervorzutreten als am Re- 
fidcfcor. Merkwürdig genug wird dieser reelle Vorzug dee Bildes durch eise 
Mangelhaftigkeit des Objektives bedingt, und zwar lur Ii den nicht voU- 
kommenen Achrüinatismus. Die Schlösse, ZU denen die Erfahrong führt, 
sind in folgenden Sätzen formuliert: 

1. Ein Instrument von grösserer Öffnung ist stets einem solchen von 
geringerer überlegen^ handele es sich mm um Doppelsterne, Planetenober- 
fliiehen imd Kebdflecike, so lange es gewisse Diniensionen nicht Über- 
schreitet, die ich sowohl für Re&aktore als für Spiegelteleskope bei 40 cm 
Durchmesspr fixieren nifk-hte. 

2. Bei gleicher Othiung ist der Refraktor dem Reflektor überlegen. 
Man kann nun tr^en, ob diese Schlüsse der richtig interpretierten 

Theorie der optischen Iiffitraminite entsprechen oder nicht. Die Theorie 
Idurt uns drei Qualitäten ^es ObjektiTS oder Spiegels von fast vollkom- 
mener Oberfläche unterscheiden, nämlich die Lichtstarke, die nuimdurch- 
dringende Kraft und die trennende Kraft. Die Menge von Licht, das von 
einem leuclit^ r.den Punkte kommt, welche ein astronomisches Instrument 
in seinem Brennpunkte vereinigt, ist proportional der Oberfläche des Spiegels 
oder des ObjektiTS und verhSIi sich also wie das Quadrat TOn deren Durch- 
messer. Wenn beispielsweise das unbewafinete Ange, bei gegebenem Durch- 
messer der Pupille Sterne schwächer als 6. Grosse nicht mehr wahrnimmt, 
80 wird ein Fernrohr von doppeltem oder dreifachem Durchmesser der Pupille, 
noch Sterne, die viermal und neunmal lichtschwächer sind als diejenigen 
6. Grösse, zeigen. Hieraus iolgt, dass wenn ein Stern 6. Grösse in die 
doppelte ESntfemung von derjenigen, in der er dem blossen Auge entschwindet, 
▼^setzt wird, er alsdann in einem Objektiv oder einem Spiegel von der doppelten 
Grösse der Pupille erst unsichtbar wird. Die Raumdurchdringende Kraft 
ist dfiher dem Durchmesser des Objektives proportional. Endlich sind die 
Dimensionen des Bildes eines Punktes, der wie ein Stern ist um so kleiner, je 
grösser der Durchmesser des Objektives oder des Spiegels. Die trennende 
Kraft ist also auch dem Durchmesser des Obj^tives od» Spiegels pro- 
portional. Sonach also zeigt die Theorie, dass ein Objektiv sowohl als 
ein Spiegel um so mächtiger sein werde, dass sie um so schwächere 
und entferntere Objekte zeigen, dass sie besser die Komponenten eines 
Doppelsterns darstellen, und mehr Detail auf den Planetenscheiben ent- 
hüllen werden, je grösser ihr Durchmesser ist. Hier gibt es keine andere 
Grenze als diejenige, welche durch die Unmöglichkeit der Herstellung be- 
dingt ist Diese mechanischen Grenzen haben wir aber zur Zeit noch 
keineswegs erreicht. Alvan Clark ist bereit, Linsen von 1.5 m Durchmesser 
zu schleifen, wenn Feil ihm die Gläser liefert, und dieser erklärt sich bereit, 
den Versuch zu machen. Ebenso werden unsie Konstrukteure, di Gautier, 
Bmnner n* a., die teleskopisehen Biesen schon montieren. Welches sind 
also die Hindemisse, die sich in den Weg stellen und die grOssten Fm- 
röhre zur Unfruchtbarkeit verdammen und sie jedenfalls hindern, das, was 
man von ihnen hofft, zu leisten? Was ist es, das den Astronomen zwingt, 

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sich mit verhältnismässig kleineu Instnimeiiten za begnügen, wenn er seine 
Kraft nicht in oft unfruchtbaren Anstrengungen verbrauchen will'? 

Zwei Versuche werden uns in die-^pr Beziehung Klarheit verschaffen. 
Ich habe hier einen versilberten Tele^kopspiegel, welcher Stralileu empfangt, 
die von einem leuchtenden Objekte ausgehen und sie zu eiuem Bilde ver- 
einigt Dieses Bild, dureh eine Linse veigröasert, projiziert sich auf einem 
Scliiriiie. Es isfc von grosser Reinheit, denn der Foucaultsche Spiegel ist 
absolut volllcnmmen. Wenn man jetzt mittels einer kleinen Spiritusflamme 
einen Teil der Kiickseite des Spiegels nur ganz leicht erwärmt, so sieht 
man augenblicklich, wie das Bild unruhig wird und die Details verschwinden. 
Man entfernt dieWSnneqnelle und fast augenblicklich erscheinen die feinen 
Züge des Bildes -wieder. Wenn man Gelegenheit hat, an einem Teleskop 
mit versilbertem Glasspiegel einen schönen Stern zu beobachten, so wird 
niüTi i^nen Yersnch leicht wiederholen können. Hat man das Auge am 
Okular und eine andre Person legt nnr ihre Hand anf die hintere Fläche 
des Spiegels, so wird man augenblicklich sehen, dass der Stern die sonder- 
barsten Gestalten annimmt und erst wieder voIIk<mmien mnd erscheint, 
wenn die Hand entfernt wird. Die Oberfläche des nnr wenig erwärmten 
Glases dehnt sich aus und infolge dessen verändert die spiegelnde Flache 
ebenfalls ein wenig ihre Gestalt, wodurch dann die Deformation der Bilder 
entsteht. 

Ein Spiegel bleibt also nicht vollkommen, ausser unter der Bedingung, 
dass er in allen seinen Teilen die gleiche Tempmknr besitst. ÄhnUdi ist 
es mit einem Objektiv, doch machen sich hier Veranderongen. der Tempe- 
' ratur weniger lebhaft geltend. Bei nächtlichen Beobachtungen kommt es 
sehr häufig vor, dass di'^ Temperatur sieb beständig ändert; die verschie- 
denen Partien eines Spit-gel> sind in ungleiclier Weise der Berührung der 
Luft und der Strahlung gegen die Umgebung ausgesetzt; so kommt es, 
dass ein Spiegel sehr selten seine vollkommene parabolische Gestalt behalt, 
besonders wenn er von Glas und sehr dick ist. Während der Jahre, in 
denen ich am grossen Foucaultschen Spiegelteleskop zu Paris beobachtete, 
habe ich nur eine einzige Nacht gefunden, in welcher der Spiegel voll- 
kommen erschien. Der Himmel war damals seit zwei Tagen halb bedeckt 
und die Temperatur der Nacht nur wenig von der des Tages verschieden. 

Ein Metallspiegel ist ein besserer W&rmeleiter und weniger diesen 
nnimgenehmen Wirkungen aue^esetzt. Allein obgleich dttnner als ein Glas- 
spiegel, ist er doch schwerer und deshalb wird nunmehr sein Eigengewicht 
eine Ursache seiner Deformiernng Man hat versucht, diesem Übelstande 
durch sinnreich angebrachte Uebei- und Federvorrichtungen abzuhelfen, 
allein es bleibt Thatsache, dass solche Spiegel trotzdem, je nach ihrer Lage 
beim Beobachten sehr verschiedene Bilder geben. 

Die Objektivgläser erfordern fast ebenso grosse Vorsichtsmassregel, 
damit sie in ihren Pasi?ungen keine Deformation erleiden. So lange ihre 
Dimensionen massig bleiben, reicht die Kigidität und Elastizität des Glases 
aus, um die Gestalt, welche der Optiker ihnen gegeben hat, zu erhalten. 
Dies ist aber nicht mehr der Fall, sobald der Durchmesser des Objektives 
eine gewisse Grösse eireicbt, da dhe Dicke nicht in demselben YarhSltniBse 
zunimmt. Ich erinnere mich, dass, als das prachtige Ohjekiav von 88 cm. 



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welches für das Observatorium zu Bordeaux bestimmt war, aus München 
anlangte, gewisse Schrauben auf der Reise yerbogen waren und infolge 
dessen die Bilder, welche das OlijdktlY gab, verzweifelt schlecht waren. 
Erat nach langen Versuchen gelang es, den Fehler zu beseitigen. Nehmen 
wir. mm Glasscheiben von 7<» mul SO cni Durchmess^'r deren Dick»^' 4 oder 
T) cm nicht übersteigt, so begreift niaji leicht, welche nnangeuehiuen Ein- 
wirkungen auf die Bilder eines »olcheu Objektives durch eine Deformierung 
der Fassung entstehen müssen. 

Ich haxm mich nicht enthalten, bei dieser Gelegenheit meine lebhaften 
Befürchtungen über die Zukunft der grossen Objektive ausy.usprechen. Ich 
habe bereits hervorgehoben, das.« das einzige dieser grossen Gläser, welches 
wirklich in Gebrauch ist, nämlich dasjenige zu Washington und welches 
anfangs von Newcomb als sehr vorzüglich erkannt wurde, heute Herrn 
Asaph Hall dnige Unruhe zu Terursachea scheint. Wfire es nicht mdglieh, 
dass es eine Gestaltsverändemng erlitten hätte? 

HeiT Pcligot, der berühmte Chemiker, liatte in seinem Kabinett ein 
gläsernes, vollkommen gerades Lineal. Es war während eines Jahres in 
schräger Lage auf einem seiner Endpunkte stehen geblieben und hatte nun 
nach dieser Zeit eine merkliche und dauernde KrOmmung erhalten. Einen 
ausgezeichneten Spiegel, den man einige Monate lang in einem HolzkSst- 
chen eingeschlossen hatte, sah ich vollständig deformiert aus demselben 
kommen, weil das Holz infolge der Feuchtigkeit sich geworfen hatte. Herr 
Sainte-Claire-Deville sagte, das Glas f?ei ähnlich wie Siegellack, es ver- 
ändere seine Gestalt ebenso leicht wie dieses, wenn e& geeignet unterstützt 
wird. Was wird nun nach Verlanfoi YOn Jahran aus diesen grossen und 
dfinnen Glasscheiben, welche die heutigen Riesenobjektive bilden und die 
nur in drei Punkten ihres Umfangs unterstützt sindf Ich gestehe, es 
durfte gewagt sein zu behaupten, dass sie sehr lange diejenige Form be- 
halten, welcher der Optiker so grosse Mühe hatte ihnen zu geben. 

Kehren wir jetzt wieder zu dem Teleskop mit dem Projektionsapparate 
zurück und halten wir die Alkohollampe unter das StrahloibOndel, welches 
yon dem Spiegel zurtti^geworfen wird. Augenblicklich wird man finden, 
dass das Bild in Bewegung gerät, seine Gestalt ändert und überhaupt nicht 
mehr klar zu sehen ist. Wenn ein Teleskop gf^gen ein ftestim gerichtet 
wird, so müssen die Strahlen, um das Instrument zu erreichen, die ganze 
Dicke der Atmosphäre durchlaufen. Wenn der Spiegel oder das Objektiv 
nicht gross ist, so kann der Lnftf^ünder, d«i die Strahlen durchmessen, in 
allen Punkten seines Querschnitts gar wohl die gleiche Dichte besitzen, 
jedenfalls sind Veränderungen dieser Dichte um so mehr zu erwarten, je 
grosser der Querschnitt dieses Luftcylinders i.st. Ein kleines Instrument 
wird also ruhige Bilder eines Sterns geben können, während ein grosses 
Teleskop denselben Stern nur unruhig und entstellt zeigt. Solche unan- 
genehme Wirkungen and bei gleicher Öffnung an einem Spiegelteleskop 
viel merklicher als an einem Refraktor, weil das Objektiv sich infolge der 
Temperatarveränderungen viel weniger deformiert als ein Spiegel, dann 
weü bei ihm die W irkung der Deformation geringer ist und endlich weil 
die Agitation der Luft sich weniger flihlbar macht. Man erkennt hieraus 
beiläufig, wie ungerecht es wäre, einen grossen Spiegel zu verdammen, weil 



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er aclileehte Bilder gab, als ein kleines Instrument gute zeigte. Vor allem 
aber erkennt man nun den Grund , der durch die Erfahrung festgestellten 
Thateache, daas praktisch die Kraft eines Femzohn mit dem Durchmesser 
des Objektives oder des Spiegels nur bis zu einer gewissen OrOsse wachst, 
darüber hinaus aber wieder abnimmt. 

Um alles bekannte zu beobachten, genügt ein Refraktor von 08 cm 
Offnnng, aber um neue Entdeckuiiü^' ii in den ent^ernte^ten Rej^ionen des 
Universuniä zu machen, dazu bedarl es heute der ganzen Kraft der grössten 
Instramente. Wir haben die Schwierigkeiten, welche doren Benutzung mit 
sich bringt, kennen gelernt. Es wird daher TOr allen Dingen nötig, die 
grössten Instrumente unter solchen Bedingungen aufzustellen, dass die 
Schwierig:keiten, welche aus ihrer Montienm^ und den Einflüssen der Atnio- 
sphäre entspringen, möglichst vermindert werden. Die Spiegelteleskope 
scheinen heute nur zu einem beschränkten Gebrauch tauglich; es ist daher 
unnfttz, neue von grossen Dimensionen zu konstruieren, so lange bis es 
mögHch wird, sie den tiberwiegenden Ein\sirkungen der Atmosphäre zu 
eutzielieu. Statt dessen sollte eine kleine Zalil der o:rosstmi)glichen Refrak- 
toren gebaut und in geeij^neter Weise unter dem klarsten Himmel aut- 
gestellt werden, vielleicht an Hochstationen. Die Aufstellung d^ grossen 
Refraktors zu Nizza entspricht solchen Wfinschen und schdnt eine Ernte 
in Aussicht zu stellen, wQrdig der Opfer seines hochherzigen Schöpfers. 
Aber das Femrohr ist noch nicht aUes. Der widitigste Punkt vielleicht 
ist der Beobachter: sein Eifer muss unermttdlicli, seine Geduld mnss un- 
erschöpflich sein. Jahre werden vielleicht verfliessen, ehe seine Forsclumgen 
von Ertblg gekrönt sind, aber dann auch werden an einem einzigen Tage 
die Kostm des Instrumentes und die langen Wachen» Mühen und Sorgen 
sidi rechlich bezahlt machen. 



Über das Wesen der Sonnenfleckeii. 

Die fortgesetzten heüoskopiwhen und spektroskopischen Untersuchungen 
haben eine Einigung der Ansichten über das Wesen der Sonnenflecke nicht 
herbeigeführt, ja die Meinungen gehen gegenwärtig in dieser Beziehung 
weiter auseinander als frtlher. Jüufrst hat nun N. Lorkver seine Anschau- 
ungen entwickelt und mögen die Ausfühnmgen deässelljeu hier folgen. 

Aus den grossen Photographieen, sagt er, welche zu Meudon und in 
Ostindien angefertigt worden sind, sowie aus kleineren von Mauritius und 
Australien lässt sich in der schönsten Weise herauslesen, was ein Sonnen- 
fleck eigentlich ist und wie er sich verändert. 

Bei einem normalen Fleck heisst der äusserste Teil der Halbschatten 
(Penambra); die innere dunklere Partie ist der Schlagscliatten (Umbra), 
und sehr häutig bemerkt man einen noch stärkeren Schatten, den Kern 
(Nueleus). Einige Flecken zeigen in einem geraeinsamen Hslbschatten 
mehrere deutlich getrennte Stellen init Schlagschatten \md Kern. Am 
Rande des Halbschattens, da wo dieser in die Photosphäre übergeht, hat 
man die höchsten Teile des Flecks; nach innen vertieft er sich kratertihniig, 
so dass die Materie der Photosphäre, welche den Rand des Schlagschattens 



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bildet, dem MHtelpunkfc der Sonne uäker liegt, als die Begrenzung des 
Halbschattens. 

In dem Hatbechatten bekommen die gewöhnlich zu beobachtenden 
Kuppeln ein yerlangertes, strohdacbähnliches Aussehen («Thatch'^). Ffir 
die direkte Betrachtung ist der Halbschatten am Rande des Schlagachattens 
heller als nach aussen 711; in den Photographien ist dies nicht so. 

Dass die Flecken wirkliche Höhlungen seien, ist schon im vorigen 
Jahrhundert von Wilson behauptet worden; den Nachweis für die Richtig- 
keit dieser Anncht liefern Photographien ans dem Jahre 1884, welche 
einen Flecken darstellen, der im Begriff ist, den Sonnenrand zu passiefren 
und an eben dieser Stelle treppenförmig eingebrochen erscheint. 

An anderen Photographien lässt sich mit grosser Leichtigkeit der Zu- 
sammenhang der Fackeln mit den Flecken verfolgen, besonders wenn letz- 
tere dem Sonnenrand nahe sind, in welcher Stellui^ immer am meisten 
Fackeln sichtbar werden. 

Ein sorgsames Studium lässt zwei verschiedene Arten von Flecken 
erkennen. Die einen scheinen sehr regelmässig ausgebildet und ohne heftige 
Bewegung zu sein; Halbschatten und Schlagschatten sind nicht so ausser- 
ordenthch gekrümmt und verschlungen, wie dies dann und wann vorkommt 
und der Rttcken der den Fleck umgebenden Fackeln sieht nicht ans, wie 
«ine dem Bienenstock entnonunene Wachsscheibe, was immer der Fall ist, 
wenn sehr heftige Strömui^n aofkreten. Die andere Klasse toh Flecken 
zeigt ungeheuere Umwälzungen und iinglau))liclie Ausdehnung, so wurde im 
Jahre 18.'^8 ein Fleck beobachtet, dessen Länge gleich 18 Erddurchmessern 
war. öchou im Verlauf weniger Minuten kann das Auge vermittelst des 
Femrohrs betrachiliche Aenderongen in einem solchen Fleck bemerken. 

In der Entwickelungsgeschichte der Sonnenflecken bilden nicht die 
Sonnenfackeln das früheste Stadium; dieselben treten erst auf, wenn die 
Flecken sich schon gebildet haben. Nach den Beobachtungen von Peters 
erscheinen zunächst kaum sichtbare Punkte, so dass die Zeit der Ent- 
stehung nicht genau bestimmt werden kann; aber diese Punkte nehmen 
ansserordentHeh schnell an Grösse zn imd erreichen fint immer in weniger 
als einem Tag ihre grösste Ausdehnung; dann werden sie, während ihrer 
lebhaftesten Thätigkeit, in ihrem Aussehen stationär und daa«m 10 bis 
20, manchmal sogar '0 Tage an. 

Den zweiten Aljsciinitt des ganzen Verlaufs bihU^t die Zeit der Reaktion; 
■die während der ersten Periode unter die oberste Fläche der Photosphäre 
«eingebrochene Masse hat in den tieferen Regionen Störungen henrorgernfen, 
w^he sieh darin ausprägen, dass die Materie der Fackehi an Menge und 
Olanz zunimmt, und in kleine Partien zerstjiubt wird, während der Schlag- 
schatten de.*^ Flecks deutlich getärbt erscheint. Die Fackehi steigen mit 
grosser ileftigkeit auf, jedoch nicht so schnell, dass das Auge dem Vor- 
gang nicht zu folgen vermöchte; die untere Grenze ihrer Geschwindigkeit 
hesimmit sich zu 200000 km in der Sekunde. Dieser Proasess spielt sich 
in der höhere Photosphäre ab und sdidnt die tiefer liegende und dunkle 
Atmosphäre gar nicht zu beeinflussen. Damit hat die dritte Perif^lp. die 
Zeit der Auflösung des Flecks begonnen, welche 10 bis 20 Tag« diiuert. 
Die Teilung des Schattens dauert fort; die leuchtende Materie verdrängt 



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■xmd überdeckt ihn endlich vollständig, worauf der Fleck geinen Lebensgang 
abgeächlüti^en hat. 

In der Kahe von Fleckengmppen mit sehr heftiger Thätigkeit wird 
die anstoBsende Photosphäre oft ai^ weite Entfemni^w hin zorfetsst; es 
zeigen sich mannigfadi gekrümmte Spalten, welche oft sehr entfernte 
Flecken mit einander verbinden. Die Streifnng dieser Spalten, welche die 
grösste Ähnlichkeit mit dem Halbschatten der Flecken besitzt, ist nicht 
geneigt, sondern geht in vertikaler Kichtung gegen den Mittelpunkt der 
Sonne hin. Nach einiger Zeit »weitem sich manchmal diese Spalten an 
eiiodinen Stdlen und bilden einen geradhin sidb eistreckend«! Sdüag- 
schatten, wahrend gleich/eiti«^ die Streifimg der Wände sich ne^, so dass 
letztere einen Halbschatten darstellen. 

Die Fackein dauern oft noch fort, während der Fleck sich länjofst ge- 
schlossen hat; und da neue Flecken gerne an der Steile eines verschwun- 
denen Flecks auftreten, so scheint es dann und wann, als ob ein Meck die 
Sonnenfackeln als Vorläufer gdiabt hätte. 

Vor ungefähr zehn Jahren entdeckte Trouvelot eine Art von Flecken^ 
welche nicht ^vi»^ die gewöhnli<'ben an ein^^ bestimmte Stelle der Sonnen- 
oberfläche gebunden sind; er nennt sie verschleierte Flecken und hält die- 
selben iür Stellen, wo die Photosphäre bis zu einem gewiaseu Grad ein- 
gebuchtet ist, jedoch nicht so sehr, dass wir einen gewöhnlichen Fleck 
bemerken könnten. 

Es ist schon erwähnt worden, dass in der Region der Flecken von 
keiner plötzlichen Änderung des Dnicks die Kede sein kann, wohl aber 
von einer solchen der Temperatur; das Natürlichste i&t anzunehmen, dass 
in einer Atmosphäre, wie sie die Sonne besitzt, wo infolge der ungeheuren 
Ansstrahlmig die fiuseersten Schichten stark abgekahlt werden, fSeste Teil- 
chen in heissere Regionen herab&llen, mid diese Annahme steht in vollem 
Einklang mit der Erscheinung der Sonnenflecken. Wt mi der Fleck über 
den Sonnenrand geht, erweist er sich als eine Hölilung. Durchs Spektroskop 
betrachtet findet man, dass gewisse Dämpfe viel dichter sind als es der 
Fall sein wfbrde, wenn sie eine gewisse Strecke in die Hohe geschleudert 
worden wfiren; diese D&npfe absorbieren einen Teil des Lichtes, nnd sind 
daher kühler als die unmittelbar darunterliegende Ma^e d^ PhotocqphSre^ 
— sie haben keine besonders starke Ayisstralilung, wie es sein mOsste» 
wenn sie von unten herauf kämen. Die Änderung in der Brechbarkeit ge- 
wisser Linien gestattet die Geschwindigkeit solcher uiedersteigenden Massen 
zn berechnen; sie beträgt im Mittel 50 km in der Sdronde. 

Man darf also sagen, dass die Flecken Depressionen in der Photo- 
sphSre bedeuten, welche sich mit aus den oberen Regionen der Sonnen- 
atmosphäre herabkommenden kühleren Dämpfen gefüllt haben. Damit 
wäre die physikalische Natur der Flecken dargethan; aber auch ihr che- 
mischer Charakter ist von hohem Interesse. 

Seit dem Jahr 1879 hat man in Sonth Kensington 700 Flecken be- 
obachtet und von 200 derselben Karten angefertigt. Bei der Schilderung 
der erhaltenen Eigebnisse kann man sich auf 12 Linien beschränken, Ton 
denen die eine Hfilffe im f}elb und Grün, die andere im Blau liegt. 

Wemi die ältere Ansicht über die chemische Struktur der Sonne, nach 



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welcher die stärkste A})S()rption, besonders diejenige durcli Dämpfe von 
hohem Al.o]ii<j:i'wiclit, dicht an der Photosphäre stattfinden würde, gerade 
dortf wo gewöhnlich die Flecken auftreten, zu Recht bestände, so müsste 
die Beobaehtong folgendes ergeben: 

1. Die im gewöhnlichen Sonnenspektmin gleich starken Linien müssten 
an Dicke gleichmäßig zunehmen. 

2. Die Linien eines gewissen Rtoffps mü«sten in allen Flpcke?! trleich- 
mägsi^ verdickt oder auch in demselben Urade gleichmäääig verdünnt 
erscheinen. 

3. Es würden nur Linien sichtbar, die das gewöhnliche Spektrom 
aneh enthält. 

4. Eine dnrcli eine einzif^e Linie eines Stoffs angedeutete Bewe^ng 
müBste an dfMi übrif^en Linien derselben Substanz auch nacdiweisbar sein. 

Die Richtigkeit der älteren Anschauung vorausgesetzt, wäre man zu 
der Vermutung berechtigt, dass einige Flecken hauptsächlich aus den 
DSmpfen von Eisen, andere yorwi^nd aus DSmpfen Ton Magnesium oder 
Nickel u. 8. w. bestanden. Nach den Erfahnmgen in den Laboiatorioi 
könnte man dann einen rohen Schlnss machen auf die Menjje der vorlian- 
denen Dämpfe; denn es ist bekannt, dass wenn eine geringe Quantität 
Dampf a sich unter dem Gemenge der Dämpfe b, c, d etc. befindet, mau 
im Spektrum nicht alle Linien van a bekommt, sondon nur die mit 
grösster Wellenlange, und wenn a nur in Spuren auftritt, vielleicht nur 
eine Linie sichtbar bleibt 

Seit Kirchhoffs ersten Untersuchungen hat sifb beransgestellt, dass es 
uiciit dein Thatbestand entspricht, wenn man von dem Spektrum als einem 
unveränderlichen Dinge spricht; man muas vielmehr die Temperatur be- 
rücksichtigen, welche der glühende Körper besitzt. Die vermittelst eines 
elektrischen Kohlenlichts oder durch den elektrisdien Funken einer Leidener 
Flasche oder durch eine Knal^asflamme erhaltenen Spektren eines und 
desselben Köipos sind sehr verschieden, namentlich hinsichtlich der Stärke 
der Linien. 

Daher war es zweckmässig, die durch ein Bogenlicht und den elek- 
trischen Funken gelieforten Sp^iren eines Stoffs mit demjenigen eines 
Sonnendecks zu vergleichen, um so eine sicherere Grundlage für die AxL' 
fertigung der Karten zu erlangen. Dabei möge wohl bemerkt werden, dass 
im Spektrum des Bogenlichts (und im Sonnenspektrum unter den Fraun- 
hoferschen Linien) eine beträchtliche Zahl von Linien erscheint, welche im 
Spektrum des elektrischen Funkens, dessen Temperatur viel höher angenom- 
men wird, nicht sichtbar sind. Und femer kommt es vor, dtas eine im 
elektrische Bogenlicht sehr schwache Linie beträchtlich an Helligkeit zu- 
nimmt, wenn man sie in Fimken betrachtet. Endlich gibt es Linien, welche 
sowohl im Bogenlicht als im Funken gleiche Wellenlänge zeigen. 

Bei der genauen Untersuchung der Spektren von Flecken haben sich 
als besonders auffallend gewisse Umkehrungen gezeigt, d. h. wenn a, b, c 
drei Linien des Spektrums einer Snbstans bezeichnen, so hat man untor 
den am meisten verbreiterten Linien in Flecken a ohne b und c, b ohne 
a und c, c ohne a und b beobachtet, eine Erscheinung, die nach den älteren 
Ansichten unverständlich bleibt. 

SitiM I8M. Beft 7. . 20 



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Das Ergebnis der ganzen Lntersuchung ist gewesen, dasB z. B. von 
172 erwarteten Linien des Eisens nur 72, Ton 120 Linien des Titans nur 
88, TOB 24 Liniiii des'Nickds mir 9 Terbraitert geseheE wniden. 

An der Fleckenoberfläche sieht man also nicht das Frannhofeisohe 
Spektrum, wie es die alte Theorie will, sondern man bemerkt nur «mmt 
kleinen Prozentsatz von Linien, TOid zwar unter Bedingungen, weldie von 
keinem Spektralanalitiker hätten vorausgesehen werden können. 

Von den neuesten Arbeiten lassen sich deabalb noch weitere Auf- 
echlfiese über die Katar der Sonnenflecken erhoffen. Man wird das Spek- 
trum der Flecken vergleichen mit demjenigen der Knalj^asflamme, des 
Bogenlichtes und des elektrischen Funkens, Lichtquellen, welche der all- 
gemeinen Annahme nach in Hinsicht auf ihre Temperatur ein*^ aiifsteij^ende 
lleihe darstellen, und wird so zwisclien heisseren und kuiileren Flecken 
unterscheiden können. Ebenso wird mau zu bestimmeu versuchen, ob 
flecken in yeiechiedener Entfemmig Ton dem Sonnenäquator, oder all- 
gemeiner Flecken an verschiedenen Stellen der Sonnenoberfliche gewisse 
chemische DiflFerenzen aufweisen. Diese Andeutungen mögen genügen, um 
zu zeigen, da^s die TJnf ersuchungen über das Wesen der Sonnenflecken 
noch nicht als abgeschlosaen betrachtet werden dürfen.* *) 



Neue Mondzeichnungen. 

Seit Herr Dr. L. Weineck als Professor der Astronomie und Direktor 
der Sternwarte nach Prag berufen worden, hat sich dort nach langer Pause 
wiedw eine rege astronomische Thätigkeit «itfaltei Die YerhSlteisse der 
Prager Sternwarte sind frsäich' nicht solche, welche einem modernen Ob- 
serratoxium entsprechen und «ehrend an andern Orten darüber nachgedacht 
wird, wie die Beobachtungen verfeinert werden können, tritt dort oft die 
Frage heran, wie die Beobachtungen überhaupt zu bewerkstelligen sein 
möchten. In der That wird mau zugeben, dass da, wo iu iiiruiangelung 
eines zu dffiaenden und drehbareoi Daches zu Thttien hinaus, mitten in einer 
machenden, geräuschvollen Stadt, beobachtet werden muss, das Arbeitsfeld 
ein äusserst beschränktes ist. 

Neben Ortsbestimmnnp- von Kometen und Nebelflecken, hat daher Herr 
Professor VVemeck sein Augntimierk auf die Herstellung exakter Zeichmmgeu 
von Mondkrateru uud Mondlandacbaften gerichtet, wozu ihn seine seltne 
Fertigkeit in Herstellung photographisch treuer Abbildungen in hohem 
Grade befähigt. «Ich erwog*, sagt er in dem uns freundlichst zugesandtoi 
Appendix zum 45. Jahrgang der Beobachtung an der k. Sternwarte zu 
Prag, „das« die Herstellung genauer und plastischer Zeichnungen ein- 
zelner Krater oder Gebirgsformationen au der Beleuchtungsgrenze nicht 
allem als topographischer Beitrag Interesse erregen dürfte, sondern auch, 
dass diese, wenn sie ebenso sehr auf soxgfiltig^ Beobachtung als hoher 
Fertigkmt des Zeichners basierte, für die Folgezeit zur eklatanten Kon- 
statienii^ Ton YeranderuDgen auf dem Monde wünschenswertes Material 



*) Naturfoischer 1Ö86, No. 22. 



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— 165 — 

liefern würde. Be^^onders ans letzt^roTii Grunde wurden nur Objekte hart 
an der Belenchtungsgrenze, wo die Kontraste zwischen T,icht und Schatten 
grell und schart mit allem wunderbaren Detail einer wildzerrissenen Land- 
schaft im Auge {allen, gezeichnet.'' 

Da die Präger Beobachtimgen mir wenigmi zugfinglick 
dürfte es angemessen sein, im „Sirius^, der unter seinen Lesern zahlreiche 
Freunde der Mondbeobachtung brsitzt, die Ausführungen des Herrn Pro- 
fessor VVeineck über Mondzeichnungen überhaupt und über die Art und 
Weise seiner Arbeit der Hauptsache nach wiederzugeben, sagt; ,AVas 
ich an den Mslierigen Zeichnungen der Mondgebfllde animdst ausstelle, ist, 
dass sie auf die Halbtöne entweder gar nicht oder zu flttehtig Rücksicht 
nehmen und deshalb Plastik und Treue vermissen lassen. Man darf aach 
nicht zu viel reproduzieren wollen, da der Schattenwurf des Mondes sich 
schnell ändert und der Z» i -liner zur Vollendung des Bildes am Fernrohre 
seine, nach Sorgiait und Fertigkeit zu bemessende Zeit in Anschlag zu 
bringen hat. Derart wird man mit Meineren Instrumenten grössere, mit 
grossm f*ernrohren nur kleine Partien umfassen können. Notwendig er> 
scheint es jedesmal, das Bild schon am Fernrohr fertig zu stellen und sich 
keinerlei Andeutungen für die Stube anfznsparen, besser, weniger darzu- 
stellen, als später skizzenartige Zeichnungen dem Auge getälhg zu gestalten. 
Naturgemäss ist die wichtigste Anforderung an den Zeichner, dass sich bei 
ihm das Wollen mit dem Kdnnen decke. Was im Allgemeinen schon als 
Geübtheit und Fertigkeit des Zeichners anerkannt und was gewöhnlich über 
ein bescheidenes Dilettaiituni nicht hinans^ifeht, reicht bei dem Monde nicht 
mehr aus. Der astronomische Zeichner soll in diesem Falle dem Künstler 
gleichen, der den Kampf mit der Photographie siegreich besteht. 

Wohl dOrfte es noch lange dauern^ bis die aströnonubche Photographie 
jene wunderbaren Details, welche das geübte Ange des Astronomen am 
Monde wahrnimmt, festzuhalten vermag. Beleuchten wir diese Aussichten 
etwas näher. Bekannt sind die schönen Resultate, welche betreff der ganzen 
Mondoberfläche von Wasser de la Rue, Rutherfurd nnd Draper erreicht 
worden, und welch zahlreiche missglückte Versuche diesen vorangegangen 
sind. Anfänglich seheiterten alle Photographieen des Mondes wegen zu 
langer Expositionszeit, da wahrend derselben anch durdi das beste Uhr- 
werk nur die scheinbar täglidie und die dieser entgegengesetzte Eigen- 
bewe<rnng des Mondes zn kompensieren war, nicht aber die dazu senkrechte 
Bewegung in Deklination, die Wirkung der Distanzändenrag des Mondes 
vom Beobachtungsorte und der Veränderung des Scbattenwmieej luxl dem 
Fortschreiten der Belenchtungsgrenze auf der MondoberflSche. Die £x- 
positionsdau^ müsste durch Vervollkommnung der Instrumente und des 
angewandten photographischen Verfahrens auf 1 bis 2 Zeitminuten herab- 
gedrückt werden. Rntli^rfurd erhielt bei sein<^n sjn'Jfprn Versuchen auf nassen 
Kollodinmplatten ein nciitig ex|iouiertes Bild sciion in '^^ Sekunden, wenn 
auch nur bei sehr günstiger Luft. Ein solches Resultat musste grosse 
Hoffiiungen nShren; denn wShrend Mfidler zur Anfertigung seiner fleissigen 
Mondkarte 7 Jahre, vom Frühling 1830 bis August 1836, und Schmidt 
für seine grossartige Mondaufnahme 34 Jahre, von 1840 bis 1874, benötigte, 
wäre der Phot(^aph der Lage, dieselbe Au%abe in einer Sekunde zu 

20* 



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— 156 — 

lösen, wenn nicht die photographische Reproduktion hetrefF Zahl und 
Schärfe der I>etails noch weit hinter jener Vermittlung des astronomischen 
Auges zurückötäude. Wenn auch in neuerer Zeit das BromsUber^Öelatine- 
Trockenrerfahren den nassen Kollodimuprozees an Empfindlichkeit bedeutend 
übenmgt, so ist man doch noch au Aufnahmen im Fokus des photographi- 
schen Rohres gebunden, um dieselben später durch geeignete Projektion!«- 
apparate zu vergrössem, welcher Modus aber stets fl\r die Schärfe der 
Details nachteilig bleiben wird. Grosse Autnahmen im Brennpunkte erfor- 
dern aber Biesounstrumente. Um beispielsweise bei direkter Folcalanfiialime 
ein Bild des Gopemikas in der Grösse meiner Zeichnung (Taf. II, Fig. 14) 
d. i. im DuTchmesstn- von 12 mm zu erhalten, wäre eine Fokallänge des 
Fernrolir»^-^ von ."»ö.o ni notwendig. Damit zerfallt die Methode der direkten 
FokHlaufnahniea soklier Details von selbst, und man hat die weitere Er- 
hölimig der Lichtempiindlichkeit des photographischen Prozesses abzuwarten, 
um stiurke VeigrSsseningssysteme von möglichst geringer Veranehnung am 
Femrohre sellSt anwenden zu können. Doch tiber einen Punkt wird die 
Photographie nicht hinauskommen und dem Zeichner Ton Monddetails 
nachstehen — ich meine die Richtigkeit der relativen Nüanzierung solcher 
Details von lebhafter Kontrastwirkung, da die photographische Platte bei 
bestimmter Expositionszeit nur für bestimmte Licht Wirkungen abgestinmit 
ist und hellere Partien Uberezponiert, dunklere unterezponiert darstellt. Mau 
mflsste dann durch mehrere Aufnahmen hintereinander mit verschiede- 
nen Expositionszeiten und durch schliessliche Kombination ein Gesamt- 
bild zu erreichen suchen, welches das Auge des Astronomen mit einem 
Schlage richtig erfasst. Analoges hat man bereits hei Aufnahmen von 
Kometen und Nebelflecken mit den sie umgebenden Sternen versucht. Für 
Aufnahmen der Gesamtob«rfläche des Mondes wird die Photographie aber 
noch überaus Wertvolles, auch mit Kücksicht auf die chemische Albedo 
desselben, leisten, rnid ich zitiere die Worte de^ ausgezeichneten Mond- 
topographen Schmidt in .Charte der Gebirge des Mondes nach eigenen Be- 
obachtungen in den Jahren 1840 bis 1S74, entworfen von Dr, J. F. Julius 
Schmidt." Pag. VII, VIII: »Für den Vollmond wird einst die Photographie 
das beste leisten. Das nnoidliche Detail der Abstufungen des Lichtes im 
Vollmonde wird man niemals auf dem Wege der gewöhiüichen 2Seichnung 
bewältigen." — Was speziell meine Zeichnungen hetrilFt, so wurden bei 
diesen wohl keinerlei Messungen ausgeführt, weshalb auch jede in etwas 
verschiedenem Massstabe erscheint; fcrotzdem hoffe ich, dass sie in ihren 
idatiTen VerhSltnissen sehr genau sein werden, wovon sich jeder zu Über- 
zeugen in der Lage ist Dms ein Relatiyzeichnen von hoher QaiAuigkeit 
ohne jegliche Messung möglich sei, beweist ja taglich der Porträtmaler, 
der gleichfalls au den Kopf des zu Porträtierenden keinen Massstab anlegt 
und dennoch vollkommene Ähnlichkeit erzielt. Beim Monde liegt eine be- 
sondere Prüfung des gezeichneten in dem Umstände, dass das zahlreiche 
Detaü mannigfach in einander greift und dem geübten Auge jeden Fehler 
sofort verrät Die Zeichnungen: Fig. 5 — 15 geschahen an dem tre|riichen 
Fraunhoferschen Femrohre der Prager Sternwarte von 97.6 mm Öffnung 
bei 160facher VergrÖssernng, die weiteren: Fig. 16 bis 20 an änn Stein- 
heilschen JEtefraktor von 162.6 mm Öffnung bei HOfacher Vergrösserung, 



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— 157 — 



da ee misslicli encliieneii war, mit enterem auf der scfamalen Galerie des 
Tttnnee dem Winde und allen Unbilden des Wetters ausgesetsEt zu aexiij da 
andrerseits ^ne Steigerung der Helligkeit des Bildes für die Wahrnehmung 

von Details nur vorteilhaft sein konnte. Da aber infolge der ungtlnstig'en 
Anlage der Prager Sternwai'te das Steinheiische, fest aiüVrestellte Instrument 
nur im Meridiane zu verwenden ist, soweit es ilöhe und Breite der Süd- 
ihflre des Turmes gestatten, war ich nunmehr an beatimmie Zeiten der 
Nacht gebunden, welclie selten den gewtinschten Grad von Klarheit, Durch- 
sichtigkeit und Ruhe der Luft darboten. Wie oft erkletterte ich in der 
zweiten Hälfte der Nacht zur Zeichnung von Mondlandschaften in der 
Nähe des Jetzteu Viertels die 126 Stufen des Turmes, stellte den Steinheil- 
Bchen Refraktor auf den Mond em und erkannte erst dann, dass wegen 
Unruhe der Luft, wegen dee Dunstes und Bauches der Stadt oder wegen 
des Windes, der zur Südthüre des Turmes hereinstand, ein Zeichnen nicht 
rationell erschien, um schliesslich nnvonichtefer Sache dieselbe Reise wieder 
zurück zu machen. Da<?ogen mussten diese Beobachtungen im Meridiane 
bei klarem Wetter wegen der Maximalhöhe des Mondes das relativ beste 
Bild gewähren, wenn auch bei j«iem Teile der Lunation, welche positive 
Deklinationen aufwies, die. SteUnng des Zeichners eine unbequeme und 
ermüdende wurde. 

Besonders erschwert wurde das Zeichnen durch den Umstand, dass 
das Fernrohr kein Uhrwerk besitzt, um von selbst dem Monde in seinem 
Laute zu folgen. Es liegt natürlich die Absicht vor, ein solches bald zu 
beschaffen. Stets musste das Fernrohr dem Monde nach bewegt werden, 
wobei auch zeitweise der Sitz des Beobachters und die Beleuchtongslampe 
hinter demselben ihren Ort zu verändern hatte. Nimmt man hiereu noch 
die Kalamitäten ei^ier nicht konstant oder nicht hell genug brennenden 
Lampe, des hautigt u Bleistiftspitzens. um die feinsten Details verzeichnen 
zu können, und einer stundenlang währenden, unbequemen gekrümmten 
Lage des Zeichners, zu denen sich im Winter das Stdfwerden der Finger 
gesellt, 80 gehören diese Beobachtungen in der That zu den mühevollsten 
der Astronomie*). — Das Zeichnen am Fernrohre dauerte gewöhnlich 1 
bis längstens 2 Stunden nmintt^rbrochen fort. Es erforderte ftir die ganze 
Zeit vollkommen klaren Himmel ohne Wolkenzieheu, damit keinerlei Stö- 
rung durch Pausen, während welcher der Schatten wurf am Monde ein 
andrer würde, dntrSie, wodurch freilich die Zahl der brauchbaren Nfichte 
eine beschränkte wurde. Zuerst wurden die Kontouren des Objektes fest- 
gelegt, dann die Umrisse des Schattenwurfes fixiert und weiter das Detail 
mit minutiöser Genauigkeit eingetragen. Derai't gilt der Schatten wurf für 
die Mitte der notierten Zeit. Das Bild wurde schon am Femrohre mit 
Bleistift vollkommen fertig gestellt und unmittelbar darauf in der Stube 
durch 2 bis 8 Stunde mit Tusche und Pinsel schrittweise Überarbeitet. 
Eine Präokkupation des Beobachters durch etwaige vorangegangene Ein- 
sicht der Karten von Lohrmann, Mädler, Neison oder Schmidt fand prin- 
zipiell nicht statt, so dass die Zeichnungen zugleich eine treue Darstellung 
dessen geben, wie viel mein Auge mit dem betreffenden Listnuuente bei 



*) Sehr wahr! Dr. Kletn. 



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— 158 — 



der angewandten Vergrdesening und in Anbetracht des jeweiligen Luft- 
aastandes wahrnimmt. 

Wetm ich auch die Üher^euguiig hege, da88 die hier g^ebeaeu Mond- 
EMchnungen , entspreeliend der am eie Terwendeten Soigfalt, die Probe der 
Kritik bätehen werden, m habe ich doch das Gefllhl, daes dieedben, um 
sie Tollkommen zu gestalten, erst die Grundlage einer zweiten Aufnahme 
in Benutzung eines guten Uhrwerks bilden sollten, damit der Zeitverbranch 
filr die Feststellung der Kontouren des Objektes durch vorgängige Pau- 
sierung der ELauptäache nach wegfiele und der Zeichner alle Aufmerksam-: 
keit den feinioren ßdiattierungsabstafongen der Landschaft zuwenden könnte. 

NatOrlidb erfordert eine solche Wiederholung gleiche Yeriiältnisse der 
Libration. — Die Anwendung von elektrischer Beleuchtung des Papieres» 
welche zur ungestörten Betr;^r1itnn<j des Objektes im Fernrohre nfich Be- 
lieben leicht verloscht werden könnte, nach Art der eiektriü'jlien Busen- 
nadeln bezw. Glühlämpchen, wird sich ebenfalls als zweckmässig erweisen. 
Meine bezQglidien Versuche mit den im Handel Torkonünenden GlfihlSmp-^ 
chen und Akkumulatoren zeigten wohl, dass jene m kurze Zeit und zu 
inkonstant leuchten, um für ein stundenlanges Zeichnen verwendbar zu sein; 
doch ist kein Zweifel, dass sich besseres finden lassen werde." 



PhotoDietnsclie Beobachtungen der kleinen Planeten. 

Die Wichtigkeit genauer IIell!<»'keitsmes8Ungen der kleineu Planeten 
ist schon gleich nach Entdeckung terselben von Olbers erkannt worden 
und später kam auch Argelander daran 1 zurück, welcher drei Hauptpunkte 
anftlhrte, welche b^ derartigen Untersnchungen zn berücksichtigen seien 
und zwar 1) die genäherte Bestimmung der Durchmesser der Asteroiden 
unter der Annahme einer gleidi^ Albedo für dieselbm, 2) die Ent- 
scheidung der Frage, ob Variationen in den Lichtverh iltTiissen rliespr Ilim- 
melskörper vor sich gehen, aus denen auf Achsendrehungen oder auf Ver- 
änderungen in der Ainiusphäre derselben geschlossen werden könnte, endlich 
3) die Vergleichung d«r kleinen Planeten in möglichst Terschiedenen Ab> 
ständen von Sonne und £<rde mit Fixsternen, lun mittelst der nach bekannten 
photometrischen Gesetzen berechneten Helligkeiten der Planeten die Ver- 
hältnisse der einzelnen Fixstfrn-Grössenklassen von der 6. an abwarte? zu 
vermitteln und dadurch eine bestinnute Skala zu bilden, nach der sich die 
Beobachter bei den Grösseuschätzungen richten könnten. 

Indessm sind nach dieser Bichtm^ hin systematische Arbeiten nicht 
ausgeführt worden, offlwbar hauptsächlich deshalb nicht, wral es an einem 
geeigneten Instrumente zu vergleichbaren Helligkeitsmessungen fehlte. In 
jüngster Zeit hat nun Hen* Dr, G. Müller vom astrophysikalischen Obser- 
vatorium in Potsdam das Studium der kleineu Planeten in bezug aui ihre 
Helligkeit aufgegriffen und längere photometrische Messungsreilieu an einer 
Anzi£l kleiner Planeten TiHgenommen, über die er in No. 2724 — 25 der 
Astr. Nachr. berichtet. 

Herr Dr. G. Müller hat sich zunächst auf die helleren Planetoiden 
beschränkt, einesteils mit Kücksicht auf die ihm zu Gebote stehenden In- 

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— 159 — 



BfarameDte, dünn aneh, wöl das Aufeoclien nnd Meotifizieren der sekwScheFeii. - 

Objekte zu xieü Zeit in Anspruch genommen hfitte. Zunächst sollte durch 
die Beobachtungen die Ent-^rlieldung der Frage angestrebt werden, welchen 
etwaigen Einfluss die Lichtphase der Planet(»iflen anf ihre von der Erde 
aus gesehene Helligkeit hat. Nach dem sogeuanuteu Lanibertschen Gesetze 
würde die schdnbaie Helligkett eines Planetoiden doidi die Phase nur um. 
etwa V? Orössenklasse verändert werden, also sehr gering sein. «Allein*^ 
sagt Dr. Müller, „es ist schon mehrfach von andrer Seite hervorgehoben 
worden, dass das Lambertache Gesetz bei raubpn Oberflächen nicht anwend- 
bar zn sein scheint, und durch die photometrischen Messungen Zolhicrs 
am Mond und am Mars, welche auch von andrer Seite bestätigt werden, 
ist zweifdloB nachgewiesen, daas es Himmd«k5rper gibt, bei denen die 
infolge der Phasenänderung vor sich gehenden Hdligkeitsänderungen nicht 
dem Lambertschen Gesetz folgen. Wenn nun die kleinen Planeten dieselbe 
oder eine ahnliche physische Beschaffenheit besässen, wie beispielsweise 
der Planet Mars, so würde man auch ähnliche, durch sorgfältige Messungen 
leicht nachweisbare Veränderungen ihrer Helligkeit zu erwarten haben wie 
bei diesem Planeten, und nmgekelirt wQrde man aus einer anderen Form 
der Lichtkurve zu dem Schluss berechtigt sein, daae ihre phyaiache Be- 
Bchaffenheit eine andere ist als die des Mars.* 

Die Beobarbfnjifr* n des V^'rtVissers an 17 kleinen Planeten liefern nun 
in der That in dieser Hinsicht bemerkenswerte Resultate, doch beschränkt 
er aeine Mitteilungen auf die 7 Planeten: Ceres, Pallas, Vesta, Iris, Irene, 
Maasalia und Amphitrite, bei denen die ToUsitandigsten Messungsralien 
gdangen. 

Zu den Beobachtungen diente ein kleines Photoraeter Zöllnerscher Kon- 
struktion, welches teils mit einem özölligen Steinheiischen, teils mit einem 
T^/gZolligeu Grubbscheu Refraktor in Verbindung gebracht wurde. Zur 
Idebteren Auffindung der Planeten wurden ftür die Dauer ihrer Ersehdnnng 
Kartehen gezeiehnet, in welche die Bahnen derselben, sowie die benach- 
barten Sterne der Bonner Durchmusterung eingetragen wurden. Bei jeder 
BeobarhtuTi<7 wurde die Stellung des Planeten genau darauf notif'rt, und 
der betreuende t)rt am nächsten Beobachtungstage von neuem nachgesehen, 
um vollkommen sicher zu sein, dass nicht aus Versehen ein Stern anstatt 
des Planeten beobachtet worden war. Während der ganzen Dauer einer 
Measungsreihe wurde för jeden Planeten ein und derselbe Vergleiehatem 
benutist, welcher von vom herein innerhalb der von Planeten zu durch- 
laufenden Zone ausLfewählt war, in vielen Fällen sind auch zwei Vergl^ch- 
steme zur Verwendung gekommen. 

Der Verfasser teilt nun die einzelnen Beobachtungen in Tabellen mit, 
ebenso die berechnete auf gleiche Höhe Uber dem Horizont (auf das Zmith) 
und auf mittlere Entfernung reduzierten Helligkeiten mit. Hierbei ergibt 
sich sogleich, dass diese „mittleren Helligkeiten bei keinem der sieben 
Planetoiden konsfaiit «ind, sondern dass bei allen Schwankungen vorkom- 
men die viel zu gross smd, um sie durch Beobachtungsfehler zu erklären. 
Die Helligkeiten sind sämtlich nahe der Opposition am grössten und wer- 
den zu beiden Seiten derselben in gleicherweise Udnw. Eine tabellarische 
ZnaammensteUung zeigt dies naher nnd eigibt ausserdem, dass bei Geres, 



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— 160 — 



Pallas und Irene, namentlicli aber bei der Ceres so starke Abweichungen 
Torkommen, dass möglicher Wei.se ausser der Phase sich noch andere Wir- 
kungen geltend machen. Jedenfalls unterscheiden sich diese Planeten 
merklich Ton den vier andaren, bei denen die HelligkeitsSndwungen in 
einiger Entfernung von der Opposition fast unmerklich sind. 

Dr. Müller vei^leicht dann die von ihm gefundenen Resultate mit den 
an den j^TOssen Planeten sowie am Monde anderweitig^ beobachteten Er- 
scheinungen. , Durch die Messungen von Seidel und Zöllner.'" sagt er, 
«ist nachgewieäeu, da^ä bei der Venus aul' die im Zusammeuhaug mit der 
Phase stetlifindenden Helligkeitefinderangen das Lamberteche Gkeetz an« 
wendbar ist; durch meine vieljährigen B(M)}iaelitungen, über die an andrer 
Stelle berichtet werden soll, werden diese Wahrnehmungen bestätigt. Auch 
für den Planeten Jupiter scheint das Lambertsche Pha^sengesetz irültig zu 
sein: wenigstens ergibt sich sowohl aus den Zölinerschen wie aus meinen 
Melsungen eine nur ganz unbedeutende Helligkeitaznnah me zur Zeit der 
Opposition. Da nun die Lambertsche Fornid für glatte Oberflächen Gültig- 
keit 7M haben scheint, so wird man fUr diese beiden Planeten eine derart^e 
Oberfläche, also jedenfalls eine sehr dichte Atmosphäre, roranssetzen dürfen, 
eine Annahme, die auch durch die direkte Beubaclitung vollkommen })e- 
stätigt wird. In betreff des Planeten Saturn habe ich bereits bei andrer 
Gelegenheit auf eine nidit ganz unbedeutende Helligkeitszunahme in der 
NShe der Opposildon aufmerksam gemacht, die, wenn sie der PhasenSnde- 
rung zugeschrieben weiden darf, eine beträchtliche Abweichung vom Lam* 
bertschen Gesetze anzeigen würde. Eine noch stärkere Differenz xwivrVien 
Theorie und Heobachtung ergibt sich nacli den Zölinerschen Beobachtungen 
für den Mars und den Mond, und diese Messungen verdienen daher hier 
eine etwas nähere Bebnchtung. Ich habe die Zölinerschen Beobachtungen 
des Mars*) auf mitÜere Opposition reduziert tmd in Grdssenklassen aus- 
gedruckt, und gebe die graphisch ao^^lidienen Werte; daneben setze ich 
die entspreclienden Werte, die sirh ans einer sehr umfangreiclten . V>i^her 
nicht veri'iffentlichten Messnngsreihe von mir aus dem Jahre 187'.* ergaben. 
Ebenso habe ich die Zölinerschen Mondbeobachtungen **) iu ürössenklaasen 
▼erwandelt und graphisch ausgeglichen. 

Man sieht aus dieser Zusammenstellung sofort den betrfichtUchen 
Unterschied zwischen Theorie und Beobachtung; femer zeigt sich bei dem 
Planeten Mars zwischen den von ZCdlner und mir gefundenen Helligkeiten 
zwar eine geringe Verschiedenheit in bezug auf die absoluten Werte (wahr- 
scheinlich infolge verschiedener Auffassung der rötlichen Farbe des Pla- 
neten) dagegen in hetrelf der Helligkeitsänderungen fast vollkommene 
Übereinstimmung; endlich ergibt sich zwischen der Lichtkurve des Mars 
nnd der des Mondes ein wesentlicher Unterschied, insofern die erstere fttr 
kleine Werte des Phasenwinkels r ziemlich steil ansteigt nnd dann all- 
mählich verläuft, die andere dagegen sehr nahe mit einer geraden Linie 
zusammenfallt. 

«Die Yergleichung dieser Lichtkurren mit den oben fttr die 7 kleinen 



*) Phot. Untersuchungen, S. 127. 
**) Phot. Untersuchtuigeii, 8. 102. 



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— 161. — 



Planeten abgeleiteten fftbit zu dem interesaanten Besaltat, dass die vier 

Aatwoiden der einen Gruppe genau dasselbe Verhalten ze&gea wie der Planet 
Mars, während bei d^^-n tirei Asteroiden der andern (rruppe die Form der 
Lichtkurve ^osse, Ähnlichkeit mit der fllr den Mond gefundenen besitzt, 
nur dass der Betrag der Helligkeitsänderungen bei ihnen noch grösser ist 
als bdm Monde. Die Übereinstmunung der ersten Gruppe mit dem Mars 
ist ao frappant, dass man ohne Zweifel berechtigt sein wird, ftir die tiot 
Planeten Vesta, Iris, Messalia und Amphitiite ähnliche physikalische Be- 
schaffenheit anzunehmen wie fi\r den Mars; man vnrd daher auch he\ ihnen 
eine Atmospliäre ähnlich wie beim Mars voraussetzen dürfen, und bei Be- 
rechnung ihrer Durchmesser wird man die für den Mars geltende Albedo 
aur Anwendung bringen müssen. Bei den Planeten der zweiten Gruppe 
lassen sich aus der Vei^leiehung mit den obigen Besultaten bei w eitem 
nicht mit solcher Wahrscheinlichkeit Schlussfolgenmp^en auf ihre physische 
BeschaÖ'enheit ziehen, und mau dürfte nur mit grosser Vorsicht aus der 
Ähnlichkeit der Lichtkurven mit der des Mondes auf die Abwesenheit von 
Atmosphären bei ihnen schliessen. In bezug auf diese Himmelskörper 
möelite ieh übrigens noch ganz kurz auf ein analeres Verhalten des Pla^ 
neten. Merkur hinweisen, dessen Ilelligkeitserscheinungen ich in den letzten 
Jahren sehr eifrig verfolp^t liabe. Allerdings kann dieser Planet nicht bei 
solchen Phasenwinkeln (i) beobachtet werden, wie die Asteroiden; aber da 
die Lichtkurve für Werte von = ÖO*' bis v~ 120^ fast genau eine gerade 
Linie ist, so kaim man sich dieselbe auch weiter als eine |*wade Linie 
fortgesetzt denken, und unter dieser Voraussetzung eigibt sich für eine 
Änderung der Phase von 10* eine HelligkeitÄänderung von etwa 0.42 
Grössenklassen, ein Betrag, den man im Mittel aus den drei Planeten der 
zweiten Gruppe beispielsweise flir das Intervall von i;=:10® bis f=20** 
ebenfalls erhält Diese Analogie scheint mir bemerkenswert , weil man 
daraus ersieht, dass HelligkeitsSnderongen, wie sie bei dieser Khksse von 
Asteroiden von mir beobachtet sind, auch bei. einem der grossen Planeten 
vorkommen. Ob rnun danach berechtigt S^ dürfte, für die Planeten Ceres, 
Pallas und Irene dieselbe Beschaffenheit vorauszusetzen wie ft^r den Merkur, 
wage ich nicht zu entscheiden, jedenialls würde ich es iWr erlaubt halten, 
als Albedo für diese Himmelskörper die von Zöllner für den Merkur be- 
stimmte ZU bennteen, die ttbrigens mit der Albedo des Mondes fast voll- 
kommen übereinstimmt. 

Ich beschränke mich hier auf die vorstehenden Andeutungen und 
erspare m\r weitere Betrachtungen utul Schlussfolgenmt^eTi . speziell über 
die Dimensionen der imtersucbten Asteroiden, fl\r die ausführlichere Be- 
arbeitung eines grösseren Beobachtungsmaterials. Es genügt mir, hier ge- 
zeigt zu haben, dass sorgfaltige photometrische Messungen an kleinen Pla- 
neten, von verschiedenen Gesichtspunkten aus betrachtet, gewisses Interesse 
beanspruchen dürfen, und dass wir in der That hofieu können, auf diesem 
Wege einigen Autschluss über die physische J^eschafienheit dieser kleinen 
Himmelskörper zu erlangen. — Zum Schiuss stelle ich noch einmal die 
Resultate, zu denen die yorangehenden Untersuchungen gefuhrt haben, in 
den folgenden kurzen Sfit&en zusammen: 

1) bei 7 photometrisch beobachteten kleinen Planeten zeigen sich 
SMttiaae. hmiv. 21 



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— 168 — 



UeüigkeitsänderuAgen, d^e in Zusammeuliang mit der Phase zu stehen 
scheinen. 

2) aaf diese HeUigkeitBanderangeii IjM sieh das Lsrnbertscbe Phasen- 
gesetz nicht anwenden. 

3) die untersuchten Planeten lassen sich in 7^^ ei Gruppen teilen. Bei 
der pinen. welche Vesta, Iris, Massalia und Amphitrite umfasst, «nd die 
Helligkeitsändeningen nur in der Nähe der Opposition merklich, während 
bei der andren, welche von Ceres, Pallas und Irene gebildet wird, die An- 
deningen zienilich gleiehmfissig über den ganssen Vmanf der Phasenände* 
nmg Tor gich zu gehen scheinen. 

4) die Planeten der L Gruppe zeigen in ihrem Verhalten absolute 
Übereinatimmung mit dem Planet*^n ^fars; es ist daher wahrscheinlicb. ^lass 
»ie auch dieselbe, oder wenigstens sehr ähnliche physische BeschaÜeuheit 
besitzen wie dieser. 

5) bei den Planeten der II. Grnppe, bei denen die Resultate im AUge^ 
meinen etwas weniger sicher zu sein scheinen, lasst sich eine gewisse 
Ähnlichkeit der Lichtkurve mit der für den Mond bestimmten erkennen; 
noch besser scheint ihr Verhalten übereinzustimmen mit dem Planeten 
Merkur, und es ist daher nicht unwahrscheinlich, dass sie in bezug auf 
ihre physische Beschaffenheit mit diesan die meiste Verwandtschaft haben.* 



Yermischte Naebriehten. 

Vorschlag einer Anwendung des Stereoskops in der Astronomie, von 
Dr. G. Schneider in Bremen. Die nunmehr möglich gewordene Heistellung 
Yon photographischen Bildern der verschiedenen Teile des Stembimmels 
1^ den Gedanken nahe, das Stere(^kop in den Dienst der Planetensucher 

zu stellen. Wenn man nach Doves Anleitung*) zwei in der gleichen 
Schriitsorte iicmrsteilte, aber nicht identische Drucke desselben Textes 
neben einander unter die Gläser eines Stereoskops legt, so erblickt man 
beim Hindnrdisehen, wenn auch die Abweichungen in den Spatien des 
Druckes sehr unbedeutend sin'd, nicht ein ebenes, sondern ein körperliches 
Bild, in welchem einzelne Buchstaben oder Wörter aus der Ebene nach 
vom oder nach hinten berHiistrefef) — Bekanntlich hat Dove diese That- 
sache zur Erkennung taischer ivH.s.snisciieine empfohlen. 

Vergleicht man iu ähnlicher Weise wie jene Drucke, nötigenfalls unter 
MitbeiintBU]^ von Mikroskopen, zwei photographische Büdcr dersdben 
Gegend des Himmels, woTon das eine nur knr^e Zeit nach dem anderm 
aufgenommen sein darf, so werden im allgemeinen diejenigen Himmels- 
körper, die sich in der Zwischenzeit merklich gegen die übrigen bewe^ 
haben, sich durch ihr Heraustreten aus der Ebene der letzteren dem Auge 
leicht verraten. 

Ob dieser Vorschlag praktisch Terw:eiidbar ist snr Auffindung Y<m 
Asteroiden mit ihrer verhaltmsmaasig schnellen Bewegung, oder ob er sich 
nur eignet zur Entdeckung von Kometen mid etwaigen transneptonischea 



*) Ann. d. Phys. u. Chemie. Bd. 106, S. 657 ( I»öd). 




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— 163 



Planeten mit geringerer Eigenbewegung, möge der Erwägung derer anhom- 
gestellt £e sich die Pflege dm jüngsten Zweigee der Astaronomie zur 

Aufgab^' i?(^macht haben. 

Über die künftige Ausrüstung und Thätigkeit der Ambergen Stern- 
warte, deren Direktor bekanntlich Dr. Hartwig gewordeu ist, hielt letzterer 
am 10. April in einer Versammlung der Naturforschenden Gesellschaft einen 
Vortrag. Er ftbite in demselben, welcher dnrcb die « Bamberger Neueste 
Kachrichten " (No. 101 und 102) ansKfiglich vor uns liegt, aus, dass sich 
auch die neue Stemwurte einer asitronomisclien Spezialität zu widmen liaben 
werde. ,So habe sich beispielsweise Paris die genaue Ortsbestimmung der 
Fixsterne und deren kartographische Fixierung, Green wich die Mondbewe- 
guiig, Berlin die Erforschung der Bahnen der kleinen Planeten, PtUkowa 
die Bestimmang der Fixsterne zum Anhalte für die anderen, scbwacberen 
Stmie, besonders die Feststellimg der astronomiacben Konstauten der Pra- 
zession, Nutation und Aberration, Dorpat in seiner Blütezeit die Messung 
der Doppel. ^terne, Wien die Kometen, Stra.ssbur^' die Nebel weit im Welt- 
räume u. 8. w. erkoren. In älmlicher Weise müsse sich auch die künftige 
Sternwarte ein begrenztes Arbeitsgebiet festsetzen. Als ersten nnd wich- 
tigsten Ponkt dieses festzusetzenden Programmes bezeichnet der Herr Redner 
die Beteiligung an der systematiscben Untersuchung der Fixsteruparallaxen 
— einer Arbeit, die von der Sternwarte am Kap der guten HofFnunn; (^Dr. 
Gill) auf der .siidlirbeTi Halbkugel, und der Sternwarte zu New-Haven in 
'Nordamerika (Dr. Eikiiij auf der nördlichen Halbkugel bereits in AngnÜ 
genommen ist Von' dem genannten Asbronomen zu New-Haven auigefor^ 
dert, glaubt Herr Dr. Hartwig sich am hiesigen Plaiae an dieser wichtigen 
und interessanten Aufgabe beteiligen zu sollen, und das um so mehr, als 
die hierauf bezüglichen Beobachtungen nnd MesnuTigen einen bedeutenden 
körperlichen wie geistigen Kräfteaufwaiid erfordern, der hiesige Astronom 
aber durch keinerlei akademische Verpflichtung oder Unterrichtsthätigkeit 
in Anspruch genommm ist und so der Beobachtun^sthätigkeit mit un- 
geteilter Kraft obliegen kann. Vor allem wird sich die Bamberger Stern- 
warte hierzu eignen durch die Ausrüstung mit einem neuen 7 zölligen Helio- 
nieter. einem Instrumente, das vorläutig da.s grö>s.ste dieser Gattung auf der 
nördlichen Halbkugel sein wird. Die Sternwarte am Kap der guten Hoff- 
nung beobachtet gegenwärtig mit einem 4 zölligen Heliometer, wird aber 
ebeäalls nächstens ein 7 zölliges erhalten. New-Haven hat nur ein 6 zölliges 
Hctiometer. Der Herr Redner demonstrierte nun die Einrichtung und Hand- 
habung eines solchen Heliometers als des feinsten Messinstrumentes, welches 
die Astronomie besitzt, mit welchem sow.ohl grössere, als auch die kleinsten 
Winkelgrösaen am Himmel mit gleicher Genauigkeit gemessen werden kön- 
nen. Femer erlSutert er den Begriff der ParaU^e und dessen Wichtigkeit 
ftlr die Berechnung der Entfernung der Oestizne. Wir wollen darüber nur 
erwähnen, dass bis jetzt erst von 8 — 10 Fixsternen die Parallaxe bestimmt 
ist, dass aber au 3000 Bestimmungen zu machen wären — eine Arbeit, die 
einen einzigen Beobachter wohl über 30 Jahre vollständig in Anspruch 
nehmen würde. Da auch die Sternwarten zu Leipzig und Göttiugen Helio- 
meter an&teUen werden, so würden vieUdcht auch sie an dieser Aufgabe 
sich entsprechoid beteiligen, und sei sonach Ho&ung vorhanden, dass wir 

21 ♦ 



l 



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— 164 — 



nach einigen Jahren oder Jahrzehnten eine genauere Vorstellung gewinnen 
werden über die Entfernung vieler Fixsterne und die Qruppierong derselben 

im Welträume.** 

.Eine zweite Aufgabe, welche durch das Heliometer gelöst werden 
kann und an der sich die Sternwarte zu Bamberg YOraussichÜich beteiligen 
wird, ist die Erforschung der physiBchen läbnition des Mondes — ein 
Problem, das schon 1845 auf Veranlassung von Bessel in Königsberg von 

dessen Schüler Wichmann in Augritf genommen wurde, das in den 70 er 
Jahren auch in Strassburg verfolgt wurde, und mit dem sich auch der 
Herr Vortragende bereits in seiner früheren Thätigkeit beschäftigt hat. Man 
yerstebt Memnfter jenes durch die feinsten Apparate zu beobachtende 
Schwanken des Mondes um die Richtung der Schwerkraft da: Erde, wel- 
ches darniiB abzuleiten ist^ dass die beiden Kraftet welche eiaeneits 
den Umlauf des Mondes und die Achsendrehung des Mondes verur- 
sachen, nicht vfMlig gleich, aber auch nur um sehr weniges verschieden 
sind. Dieser geringen Verschiedenheit entspricht der geringe Betrag der 
Schwankung des Mondes (2 — 3 Bogensekunden). Ist dieser genau ermittelt, 
so wird sich von demselben auf die Grösse der die Mondbewegung verur- 
sachenden Kräfte schliessen lassen und damit ein höchst wichtiges Kapitel 
über die Frage der Mondbewegung und Mondgestalt seinem weiteren Aus- 
baue eütgegen gellen. — Die vom Heliometer angegebenen Masse müssen 
aber erst in ihrer Beziehung zu dem gebräuchlichen astroiioiuiischeu Masse 
in Bogenwerten eines grössten Kreises am Himmel bestimmt werden. Dazu 
werden die Eiit t« rnungen TOn Fixsternen gemessen und die Orte dieser Fix- 
sterne aus Beobachtungen mit dem Meridiankreis festgestellt. Daher ist, 
um die hiesige Sternwarte unabhängig von anderen Sternwarten zu stellen 
und zu einem Beobachtungsinstitute erster Ordnung zu gestalten, ein weiteres 
Hauptinstrument nötig — der Meridiankreis. Mittelst desselben werden 
die Orte der Fixsterne fimdameiital bestimmt und zwar nach dem Koordi- 
natensysteme der geraden Aufsteigung und Abweichimg vom Äquator, resp. 
ihrer Höhe über den Horizont beim Durchgange durch den Meridian. Die 
Anschüttung eines solchen Meridiankreises dürfte jedoch aus Gründen der 
Arbeitsteilung noch um emige Jahre hinausgeschoben werden." 

„Aus der Sammlung des Stifters, Dr. Bemeis, erwShnt der Hegr Bedner 
vor allem des lOzöUigen Befraktors, der, was seine Grösse anlangt, in 
Deutschland den fünften oder sechsten Platz einnehmen wird. Er ist nach 
dem Urteile des Redners zwar ungünstig montiert, dessen nngeaclitet nher 
i'ur die hiesige Sternwarte von ausgezeichnetem Werte. Er gewährt einen, 
unter Umständen auch für Laien höchst interessanten Einblick in die Ober- 
fläche des Mondes, der Planeten oder in sonstige Himmelserscheinungen, 
und gestattet auch wissenschaftlich brauchbare Messungen; namentlich wird 
er auch gute Di^ste leisten fttr die Beobachtung der Kometen, die bei 
ihrem Auftauchen im Himmelsraume in Anbetr;i<dil i)ire)- kurzen Sichtbar- 
keit gewöhnlich das Interesse aller Sternwarten la Anspruch nehmen. Zu 
dem letzteren Zwecke wird auch ein eigner Kumetensucher aufgestellt 
werden, welcher ausserdem noch nufasbar zu machen wSre für die Beobach- 
tung der veränderliche Sterne, denen auch die hiesige Sternwarte einige 
Aufiaerksamkeit zuwenden wird. Endlich erwähnt der Herr Bedner nodi 



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— 165 — 



* emes Passaginimgtnimentes, das vor allm einer exakten Zmtbestunmung 

dienen soll und dessen erste Au^abe darin bestehen wird, die geographische 
Länge und Breite von Bamberg, speziell des Ortes der Sternwarte genau 
festzustellen. EHese Aufgabe kann nur durch simultane Beobachtungen hier 
und an einem bereits fest bestimmt en Orte gelöst werden und wird schon 
in diesem Sommer mittelst des provisorisch hier aufzustellenden Instrumente^ 
durch Herrn Dr. Hartwig und Herrn Prof. Dr. Stetiger in München Tor« 
genommen werden. — Der Herr Redner geht nun zu den Gesichtspimkten 
über, nach dpnon die Auf stell uiifj; der Instrumenta in der Sternwarto seihst 
erfolgen soll mv\ gibt zugleich einen schematischen Situatioiinplan des 
iSternwartegebuudesj. Es sei daraus hervorgehoben, dass die Sternwarte 
selbet, am die, eine exakte Beobachtung störende Bewegung ungleich ton- 
poi^rter Luft möglichit anssoseUiessen, keinerlei heizbare B&ume erhalten 
wird, dass Ubeihaapi jedwede künstliche Wärmequelle von den Räumen der 
Sternwarte ausgeschlossen sein wird. Zu diesem Zwecke werden die Ar- 
beitsräume und die Wohnung des Astronomen getrennt von der Sternwarte 
augelegt. Die Beleuchtung in der Sternwarte wird nur duich elektrisches 
lieht bewerkstelligt werden. Die Wolmnng nut einem Laboratorium im 
Souterrain wird hinter dem St^warigebäude errichtet und durch einen 
bedeckten Gang mit der Sternwarte Terbnnden werden. Zur Seite dieses 
Ganges findet das Pjis8a<?»'in>itmment seine isolierte Anfstellnntr Die Sf^-rn- 
warte selbst hat als Hauj)ttt'üe zwei Seitentttmie mit l)reiik.n))]jelu, in üeneii 
einerseits das Heliometer, andrerseits der Keiraktor aui'geäteilt werden, 
sowie einen Büttelban, in dem sich der Saal fttr den Meridiankreis befinden 
wird. Auf der östlichen ^ite der Warte wird ausserdem noch ein separates, 
auf Schienen bewegliches Türmchen angebracht werden, das den Kometen- 
snelier anfzTmehraen hat. — So wird, nach den Versicherungen des Herrn 
Redners, mit den vorhaudeiien Mitteln eine Sternwarte hergestellt werden 
köimen, die nach ihrer Anlage und Ausrüstung zu einem entschieden her- 
yorragenden astronomischen uistitute sich gestalten und in dieser Beziehung 
in Deutschland etwa nur von Strassburg und Potsdam 11bertro£fen wer^ 
den wird." (Natur.) 

Philologische Weisheit, In zwei sehr guten Klassiker- Ausgaben haben 
wir je eine Anmerkung gefunden, die deutlich zeigt, dass trotz der Unzahl 
astronomischer Schriften für gebildete Laien gewisse einfache Ereignisse 
im Sonnensystem dennoch «selbst von unterrichteten Leuten nicht yollig 
Terstanden werden. 

Shakespeare, Heinrich TV., 2. Teil, II. Akt, 4. Ssene sagt Prinz 
Harry, wie er den alten Fulstiiff mit Dortchen Lakenreisser schon thun 
sieht: , Saturn und Venus heuer in Konjunktion?" hierzu steht in der Grote- 
schen illustrierten Ausgabe, besorgt von Richard Gosche und Benno 
Tschisehwits, Berlin 1874, die rasnote: «Was in der Astronomie 
durchaus nicht vorkommt* (Bd. I, S, 397.) 

Wielands Ahderiten sind in Kürschners Sammlung (Stuttgart bei Spe- 
mann) you J, Pröhle besorgt. Auf Seite 15 steht die Fussnote r ^ Solan- 
der .... beobachtete 1769 den Souueudurchgaug durch die Venus 
auf Otaheiti ..." Sapienti sat. 

FlsMunaniu 



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— 166 — 



Spektrum des neuen Sterns bei Orionis. Am 26. Dezbr. schreibt 

Herr Vogel in den Astr. Nachr. p 2704, konnte bei ausgezeichneter Luft 
in Potsdam das Spektrum des ncueu Sterns im Orion j>;eniessen werden. 
Wie es häuüg bei nahi stark ausgeprägten Spektren der Klasse liia der 
Fall ist, biit mui bei Anwendung massiger Zersfareuimg auch beim Spektmm 
dieses Sterns auf den ersten Blick den Eindruck, als ob das Spektrum mit 
einzelneu hellen Linien durchsetzt sei, obgleich nur durch den Kontrast 
von sehr dunklen Bauden und schmalen linienarmen Teilen des Spektrums 
jener Eindruck hervorgebracht wird. Als Ergebnisse der mit einem Spek- 
tralapparat von mittlerer Zorstreuui]^ ausgeführten Messimgen sind nach- 
stehend die Wellenlängen der Banden dieses Sterns wiedergegeben und 
daiie})en die entsprechenden Werte des Sterns aOiionis zum Yergleicb. 
angetuhrt 

Nova «Orionis Nova «Orionis 

1. 588,8 589,2 6. — 515,3 

2. 581,7 580,4 7. 406,8 496,1 

3. 544,1 544,9 8. 494,4 494,7 

4. 541,8 541,8 9. 475,1 475,1 

5. 517,3 516,6 

Das Spektrum des neuen Sterns zeigt hiernach keine besonderen Ab* 
weichungen und ist zur Klasse lila zu rechnen. 

Das spezifische Gewicht der Meteoriten. Die Berechnung des mitt- 
leren f«pezifischen Gewichtes der Meteoriten nach verschiedenen M^^tlioJen 
ergibt nach Hill als Resultate 4,55; 4,84 4.58; und 5,71; das letzte ist 
diurch die Grösse eines* äusserst bedeutenden metallisciieu ExempLues stark 
beeinflnssi Die mittlere Dichtigkeit der Erde wird gewöhnlieh zu 5,6 
angesetzt Di» Meteoriten wttrden also, wenn sie sich zu einem Körper 
vereinigten, eine Masse geben, deren Dichtigkeit nicht weit von der der 
£rde verschieden sein würde. *) 



*) The Natnre, Dr. 882, Tpag, 656. 



Karl Fritsch, vorm. Prokesch 

astronom. und optisches Institut 

Wien, VI. Gumpendorferstrasse Xo. 31 

empfiehlt hienuit den Herren Astronomen und Liebhabern der Sternkunde seine 
RefralttoreB und Refekteren (Brachyte) eigener Kon»biiktioin in den wt- 
8cli.' II ten Anf^tellinipen von ?> — \2" Üiinang mit untl ohne Ulirwerlf, seine 
Tabuse, Zog- und Dopv^l^ernrohre, Objektive, Okulare, Stemspektro- 
skepe etc. ete. Ülurtrierte FVdtkcnrante gratis und firanko. 

^^^^^^^ 



Soeben erschien: 

Antiquarischer Bücher- Katalog No. XL: Astronomie 

gratia. I^;m] Tjf^h77iann, Buchh. u. Antiq. 

Berlin W., Französische Strasse 33e. 



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— 167 — 



SteUung der J 


upitermonde im Septo 
Phasen der V 


mber 1886 um 7^ mitÜ. Greenw. Zeii 
erfinetenms^xi. 

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1 i KeiueVerüiigtHrnug 
V J diftsea Mondes. 


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2' -1 


O 8- 








•4 S- 


•02 . 1- 




1 10 


3- -4 1 O 2- 




Mehrere grössere und kleinere Refraktore 

von ausgezeichneter Iieistung, mit oder ohne Stativ, 
sind preiswürdig zu verkaufen. Wegen näherer Auskunft wollen 
sieli Reflektanten an mich wenden. 

Dr. Hermann J. Klein in Köln 



■ ipf-'-'/i^p? \4 ^T> ? "^«v •^»' i p "^^p^ — *^«>'' "^'^ 




PlaneteikOMttllatleMa 1886. September 2. Oh Merkur in gröbster westl. Elon> 

gation, 18" •'>'. September 2. 3*» Merkur im aufsteigenden Knoten. SegteniLer 2. 3^ 
Mars mit dem Monde in Koi^jmiktiou in Hekttuxeuaioa. September ö. 1 i ^ Merkur im 
• PeriheL September 18. 10^ Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Rektaezension. 
September 22. 11 Saturn mit dem Monde in Konjunktion in Rekta-szension. September 
22. 16 Sonne tritt in dat^ Zeichen der WagCj Herbstanfang. September 26. 6^ Venus 
mit dem Monde in Konjunktion in Belttttuennon. September 27. 9^ Merkur mit dem 
Monde in Konjunktion in Rektaszensibn. September 27. 14 Uranus mit dem Monde 
in Konjunktion in Kektaszension. September 27. 16 ^ Merkur in oberer Konjunktion 
mit der Sonne. September 28. 0^ Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in Rektar 
szension. September 29. 7i> Merkur in Konj. mit Uranus, Merkur 34' nördl. Sep- 
tember 30. 22^ Uranus in £oi\junktion mit der Sonne. September 30. 23 ^ Man^ mit 
mit dem Monde in Koigunirtioa in Rektauemion. 



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— 168 — 



Planetenstellung im September 1886. 



1 

Berlin. 
Mittag 


Ii. m. t. 1 


0«owa«r. 
DeUiMltoa 

o ' " 


KolniDs- 

tlOD 

h m 


1 


Merkur. 








9 50 52-86 ;4-13 44 3 4 


22 


53 


10 


19 20 57-27 1 


11 50 86 7 


O'i 
CO 


o 
o 


15 ' 


10 54 55-16 


8 52 20-6 


OQ 

£o 


lo 


20 


11 29 24-19 


ö 15 25-4 




'iO 


25 


12 2 51-38 


1 22 16-1 


23 


ÄH 

4o 


SO 


12 34 Ö6-95 i-h 2 32 27*4 


28 


ÖO 






V e n i «. 






5 


9 81 52 *49 


-fl6 32 0-2 


22 


34 


10 


9 56 2-58 


13 40 5-8 


22 


ov 


15 


10 19 Ö2 lÖ 


11 38 310 


22 


AM 


20 


10 43 23-44 


9 28 89-1 


22 


4d 


•25 


11 6 89 


7 11 56-2 


22 






11 29 43-30 


+ 4 49 51-8 


22 


53 






Mars. 






5 


14 26 42-91 


—15 12 59-0 


3 


29 


10 


, 14 39 4Ö-87 


16 18 81*2 


8 


22 


15 


14 53 12*92 


17 21 89*7 1 8 


16 


20 


15 6 55-37 


18 22 2-5 


3 


10 


25 


15 20 56-62 


19 19 17-7 




4 


30 


16 35 16-76 


1—20 18 2-4 


il 


59 




J ■ p i t e r. 






8 


12 37 21-13 


— 2 48 30-6 




28 


18 


' 12 45 2-41 


i 3 38 11-7 




56 




\'2 r.- ;Vr;|2 


— 4 28 26- 1 


0 


24 



1 

Berlin. ' 




0«OMBtr. 


KntadM- 


MIttAg 1 


h. n. t. 


o • *• 


Jt 






Saturn. 






ä 


7 25 21-83 1 +21 39 42 8 






18 1 


7 28 68-29 


21 82 481 


19 


40 


28 1 


7 82 0*28 ' +21 26 518 


19 


a 






Uranus. 






8 


12 25 38-91 


— 2 2 391 


1 


16 


18 1 


12 27 fi8-55 


2 17 16-5 


0 


89 


28 


12 30 11-86 


— 2 32 12-8 


0 


2 






Neptun. . 






6 


3 43 54- 11 


,+17 59 51-7 


16 


4'^ 


18 


S 43 85-07 


17 58 10.9 


15 


54 


30 i 


8 42 57-72 


+17 55 88.9 


15 


7 



1 


h 


m 


Mondphasen. 


Septbr. 


4 




49-2 


Erstes Viert«! 




11 


% 




Mond in Erdferne 




12 


2:'. 


440 


Vollmond 




2U 


ks 


49-3 


Letztes Viertel 


« 


26 


8 




Mond in ErdnBhe 


II 


27 


10 


12-2 


Neumond 

• 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1886. 


Monat 1 Stora 


GrtMe 1 Eintritt 1 

'II m 1 


Austritt 
b n 


SeptBr. 21. | 26 Zwillinge ! 


5-5 11 37-7 1 


12 15-3) 



Verfinsterungen der Jupiternonde (886. 



Septbr. 



1. Mond. 
5. 5h 46» 



12-6« 



(Austritt aus dem Schatten.) 

2. Mond. 



Für den übrigen Teil des Monats bleibt Jupiter der Sonne m nahe, dass 
Verfinsterungen seiner Monde nicht beoba<Jitet werden kOnnen. 

Lage und Grösse des Satirnringes (nach Bessel). 
Septbr. 18. Grosse Aelise (kr Kin^'ell^p6e: 39-83"; kleine Achse 1.V64". 

Erhöhungswinkel der Enle über der Ringebene. 23<* 7*8' sQdL 
Mittlere Schiefe der Ekliptik Sept 17. 23» 27' 14-35" 
Scheinb. , , , ■ » 28« 27' h >" 
Halbmesser der Sonne , , 15' 57-6" 

Parallaxe , , 8-81" 



(AU« ZeiUt^taben aadi sttttkMt Bsrllnw Zeit.) 



DiMk-f«n Hmm * Bsiktt 1b Latpale. 



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Neue Folge Band XIV. . Heft .8. 

SIRIDS. 

Zeiteclirift fiir populäre Astronomie. 

Zeütialoigai fir alle Freande und Förderer der Himmelskiuide. 

HerdUBpet'eben unter Mitwirkung 

herrorragender Fachitiänner uud astronomischer ScliriftäteUer 
Ton Dr. HERMANN J. KLEIN in Köi^k. 

^^^^ „WliMB «ad Brksnnen «lad ile tttnA» oad die 



Inhalt: Über StelUrphotognphi«. Von O. Lohte. S. 1Ö9 — Die AoflOabukeit dtir Doppfll- 
•torne in Fernrohren von TersRhft'denor Rröise. Von Dr Ign&z Mache. S. 178. — Dur Flnncteneni- 
deoker Dr. Johünn Palisa. S. 18:) - VurminchUi Nachrichten: Tafel Vin. S. 18«. Vcuus, S 188. 
— Über die Temperstuz der Mondobaiflftohe. 8. 189. — Über den Majanebel. S. 190. -- Ineeret. 
8. IM. — VliMlMkomtilMtoMtt Oklotv iMd. 8. 1«. — nnalffiMdl»« Im OkMm im. 8. IM. 



Über SteUarphotographie. 

VoB 0.- Lohsei 
(Aus No. 27S7 der Astronoiiiuclitti Nftcfarichteu.) 

Die Beachtung, welche man seit kurzer Zeit in erhöhtem Masse der 
Anwendung der Photographie für astronomische Zwecke zuwendet, hat 
zonSchst zur Folge gehabt, dass man sich Tor eine Reihe neuer Aufgabrai 
gestellt sieht, deren Lösung voraussichtlich Jahrzehnte in Anspruch nehmen 
wird. Die Photo^apliie birgt in sich die Eigenschaft, uns in kurzer Zeit 
und bei verhältnismiLssig geringer Mühewaltung; am optischen Instniment, 
die Grundlagen fiir Arbeiten von ganz bedeutender Ausdehnung zu liefern. 

Das Bestreben zu spezialisicaren dürfte daher kaum irgendwo hin- 
reichender motiviert sein, als in der SteUarphotographie, und zwar um so 
mehr, als selbst mit sehr kleinen Instrumenten, sofern sie nur mit Uhr- 
werkseinrichtuncf versehen sind, brauchbare Arbeiten ausgeführt werden 
können. Die Gr()sse und Besch aÖenheit der zur Disposition stehenden 
optischen Instrumente bestimmt ziemlich genau die Richtung, in weicher 
die betreffenden Untnsuchungen Ypzsonehmen sind. Unterseheidet mau 3 
Gattungen von Instrumenten, nämlich (a) gewohnliche photographische 
Kamera -Einrichtungen, (b) Femröhre von mittleren Dimensionen und (c) 
grof5se Femrohr-Instrumente, so sind durch diese Unterscheidung die Haapt^ 
abschnitte des gesamten Arbeitsgebietes in gewisser Weise markiert. 

Mit den Instrumenten unter (a) würden grosse Teile des Himmels 
aufgenommen werden kOnnen und zwar ohne Schwierigkeiten in dem Mass- 

Btal« 1«M. H«A 8. 22 



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— 170 — 



Stabe*) der Argelanderschen Uranometrie, ausserdem aber mit bedeatend 

nielir Sternen, als mit dem blossen Auge sichtbar sind. "Dec sakünfbige 
Wert derartiger Autnahmen, selbst wenn sie nicht mit äusserstor Genauig- 
keit ausgemessen würden, kann nicht angezweifelt werden. 

Die aiisgedehnteFste Arbeit föUt den Instrumenten unter (h) zu, da mit 
ihnen Sternkarten hergestellt werden können, welche an Reichhaltigkeit die 
bisher existierenden übertrcö'en wllrdeii, denn es hat sich gezeigt, dass hei 
hinreiehend langer Belichtung noch Eindrucke Ton Sternen erhalten werden, 
die — immer denselben Objektivdurchmesser vorausgesetzt — sich der 
Grenze der direkten Sichtbarkeit nähern, unter Umständen dieselbe sogar 
überschreiten. Erforderlich ist für diese Instrumente das Vorhandensein 
eines möglichst grossen Gesichtsfeldes, um das zu erreichende Ziel nicht in 
unabsehbare Feme zu rücken. Die Verwendung gewöhnlicher l'ernröhre 
Ton mittleren Dimensionen würde deshalb« wenn anch nicht aasgeschlossen, 
so doch wenig zn empfehlen sein. Die grosse Bedeutung der Aufgabe 
rechtfertigt hier die Herstellung besonderer chmisch adiromatisierter 
Linsensystenie mit umfangreichem Gesichtsfelde. 

Die auf verschiedenen Sternwarten bereits vorhandenen Fernrohre 
grösster Dimensionen (<•) können fiir das Studium solcher Objekte nutzbar 
gemacht werden, welche von geringer angularer Ausdehnaug sind und ge- 
ringe LichtstSrke besitzen* Der chemische Achromatismus des Objektivs 
wäre Mafbr wohl erwünscht, aber bevor die photographische Methode sich 
so weit entwickelt und bewiOirt hat, dass die Einriiditung besonderer In- 
strumente von den allergrijssten Dimensionen gerechtfertigt erscheinen kann, 
lassen sich auch ohne denselben brauchbare Resultate erhalten, wenn 
ttcperimentell die Lsge derjenigen Eboie ermittelt wird, wo photographisch 
^e schiefsten Bilder entstehen. 

Die Aufnahmen mit diesra Instrumenten würden sich erstrecken auf 
Doppdsteme, Sternhaufen, Nebelflecke, Planetenscheiben und bei Einschal- 

iang eines geeigneten Spektral apparates auf Wiedergabe von Sternspektren. 

Was die wissenschaftliche Verwertung der Photographien anbelangt, 
so bildet dieselbe, wie bereits oben angedeutet, eine Aufgabe, welche weit- 
aus grösseren Zeit- und Kraftaufwand beansprucht, als die Herstellung der 
Negative, und für deren erfolgreiche Lösung hinreichend erprobte Methoden 
noch nicht existieren. Ich erwähne hier in erster Linie die Markierung 
des scheinbaren Parallels auf jeder Platte, die Feststellung des linearen 
Bogenwertes in der betreüenden Fokalebene, und die Kontrole über die 
Delbrmatiouen, welche einesteils durch das Objektiv, andernteils durch das 
Bindemittel für die liehtempfindende Snbstuiz (Matine) hervorgemfen 
werden. Die hierbei zu überwindenden Schwier^keiten werden in den 
Vordergrund treten, sobald die Überraschung etwas gemildert sein wird, 
welche gegenwärtig durch die erweiterte Aussicht aiif die Anwendungen 
der Photographie liir astronomische Zwecke entstanden ist 



*) Gesetzt, das anzuwendende photographischo Ohjekiiv hiil>e eine Fokalweite 
von 20 cm, so würden 10® grössten Kreises auf der Platte 35 mm entsprechen, was 
dem MassBtobe der UTamometrie von Argelander gleichkommt. 



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— 171 — 



Nach diem eioleitoidai Worten, die in der Absieht gescbnebea wor- 
den, Am gegenwärtige Stadimn der Entwickdung der Stellarphotographie 
in etwas zu präzisieren, geitatAe ich mir einiges Uber meine Arbeiten anf 

diesem Gebiete anziischliessen. 

Im Verfolg der pliotorrrupkiächen Auftiahmen mit dem grossen Re- 
fraktor des Polsdaiuer Observatoriums, der mir in entgegenkommendster 
Weise fär diese Zwedie teilweise zur Disposition gestellt worden war, habe 
ich das bereits in No. 2650 der A. N. p. 147 angedeutete Plrojekt, bei 
den Expositionen das Hauptrohr statt des Suchers zur Pointierung zu be- 
nutzen, in Ausführung bringen können. Es war hierzxi notig, eine nene 
Kamera -Vorrichtung zu konstnut i^ ii , hei welcher das ganze vertnirbiire 
Sehfeld des lustrumeuts zur Ausnutzung kam, denn es musste iiaum für 
das zur Pointienmg bestimmte Okular gewonnen werden. Es war dies 
ohne Schwierigkeiten zu bewerkstelligen, da die Konstruktion des Refrak« 
tors das Abnehmen des relativ engen Okularauszuges gestattet. Die neue 
Kamera, welche nach meinen Angaben vom Mechaniker 0. Töpfer in Pots- 
dam ausgeführt wurde, besteht aus einem l-lt! mm weiten Messingrohre 
mit Flansch, innerhalb dessen ein zweites Rohr gut pausend angebracht ist, 
welches eine Verschiebung parallel zur Achse des Femrohrs gestattet. Die 
Verschiebung ist notig, um die lichtempEndliche Platte genau in die rich- 
tige Ebene bringen zn können, sie geht, ungeachtet der relativ grossen 
Dimensionen der K(")hren, leicht und sicher von statten, wenn man sich der 
beiden angebrachten Hajidgrüie bedient. Die letzteren stehen mit dem 
inneren Rohre in Verbindung, und werden durch schraubengangformige 
Einschnitte in dem äusseren Rohre geführt, mne Eimichtung, wie sie in 
kleinem Massstabe bei Mikroskopen angewandt worden ist. Die Grösse der 
Verschiebung in der Riclitung der Achse ist an einer entspreclienden Tei- 
lung in Millinietf-rn abzulesen, und dienen die vorerwähnten Handgriffe 
gleichzeitig zur Kiemmung der beiden Röhren. Am vorderen freien Ende 
des inneren Rohres befindet sich ein kastenförmiger Aqsatz, wdcher zur 
Aufnahme der photographisohen Kassette bestimmt ist, und für den ich, 
dem technischen Spracbgebrauche gemäss, die Bezeichnung „Kamera" ge- 
brauchen will. Die Verbindung der Kamera mit dem inneren Rohre wird 
durch eine Platte bewirkt, die sich drehen lasst, und in jeder beliebigen, 
an einer vorhandenen Kreisteilung ablesbaren Stellung, festgeklemmt werden 
bmn. Die Kamera ist gegen die Achse des Instrumentes etwas exzentrisch 
angebracht, um am Rande des disponiblen Gesichtsfeldes Raum fbr ein 
Okular zu gewinnen. Das an der Aussmwand der Kamera befestigte 
Okular korrespondiert mit einer Oefifnung in der erwähnten drehbaren Platte, 
so dass vom Objektiv kommende Lichtstrahlen durch dasselbe aufgefangen 
werden können. Da nun das Okular dmrch Drehung der Kamera, resp. der 
damit in fester Verbindung stehenden Platte am ganzen Umfange des Ge- 
sichtefeldes hinbewegt werden kann, so sind der Auffindung eines in der 
Nachbarschaft des zu photographierenden Objektes befindlichen Sterns, der 
zur Pointierung während der ßelichtungsdauer benutzt werden kann, di*^ 
denkbar günstigsten Bedingungen geboten. Dies ist aber wichtig, (ia die 
Umgebung abgegrenzter Objekte (z. B. Sternhaufen) zuweilen arm an ge- 
eigneten Sternen fttr die Pointierung ist. 

22* 



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— 172 — 



Die zur Bergung der lichtempündlichen phoiogn^hischen Platte die- 
nende Kaaaefcte habe ich abweicfaieiid Ton der gewöhnlieh Üblichen Fonn 
konsbraiort, und zwar in der Absicht, das seitliche Heraiunehen eineB 

Schiebers, behufs Belichtung der Platte, zu Tomeiden, da hierdurch leicht 
ein schädlicher Pmck auf das Instrument auppfeftbt wird, und nach erfolgter 
Einstellung Änderungen in der Kichtiing des Femrohrs hervorgerufen wer- 
den können; auch bindert ein hervorragender Schieber sehr oft die nötigen 
Manipoktionen an dea Fetoetellungen, wdclie wAhrend der BeUehtang fort* 
gesetzt gebnmcht werden. Um diese ÜbelstSnde zu umgehen, habe ich 
den: KassettenTeracbliu» nach der Objektivseite hin die Form einer Klapp,e 
gegeben, die sich um eine Achse dreht, deren Lager in dem Kassetten- 
rahmen befindlich sind. Die dünne Stahlachse der Klappe ist auf dem 
einen ii^nde vierkantig gefeilt, um einen Uhrschlüssel aufstecken zu können, 
mit Hülfe dessen die I>rehimg der Klüppe Ton anmeii bewirkli weiden kann. 
Bas Ganze ist so arrangiert, dass die Kassette kerne herronagraden Teile 
hat. also unbehindert in den Rahmen der Kamera eingesetzt werden kann. 
In der Schlussstelking schnappt di»- Klappe in eine schwache Feder ein, 
die eben im Stande ist, die Klappe iestzuhalten, aber gestattet, durch einen 
schwachen Druck mit dem Schlüssel dieselbe wieder zu üünen. Für den 
Transport, das Emsetzen und Heransnehmen der Kassette konnte der Feder- 
yerscMuss nicht für sicher genug erBchtet werden, imd es erwies sich als 
nötig, eine Sicherungsvorricbtung anzubringen; dieselbe kann zu Anfang 
und am Ende der Belichtung ebenfalls mit dem Uhrschlüssel aus- und ein- 
geschaltet werden. Für diejenigen Stellungen der Kamera, in denen die 
Klappe bei der Belichtung nach aufwärts zu bewegen ist, durch die eigene 
Schwere demnach zufallen müsste, ist noch eine Vorrichtung angebracht» 
nm die Klappe lose zurückzuhalten. In der letzteren, welche grösstenteils 
aus Hartgummi besteht, mussten noch zwei Offnungen angebracht werden, 
um beim Schliessen innerhalb des Fernrohrs der Luft einen Ausweg zu 
gestatten; dem Eindringen fremden Lichtes wurde hierbei durch Uberdecken 
der Öffnungen mit schwarzem Tuch vorgebeugt.*) 

Der YerscbhiBs der E^assette nach der dem Beobachter zugewandten 
Seite hin wird durch einen eingefalzten Metalldeckel bewirkt, der von seiner 
Mitte aus durch zwei gleichzeitig Torgehende Biegel an den Kassetten- 
rahmen angeschlossen wird. 

Es bleibt noch zu erwähnen, dass die Grosse der Platten, welche in 
die beschriebene Kassette eingelegt werden können, 98x119 mm beträgt, 
imd dass dies die 8nssersten Grenzen sind, bis zn denen bei don rorhan- 

*) Für die pbotographische Aufuabme von Planeteu, Doppelsternen etc. ist es 
vorteilhaft, eine andere Konatraktiou der Kassette zn wUilen, welche eine Verschiebung 
der lichtempfindlichen Platte pepren das zur Pointierunfr bestimmte Okulsir oder Mikro- 
skop geätattet, um die mehrmalige Aufoahme deödelbeu Objektes auf ein uml derselben. 
Platte zu ermöglichen. Auch möchte das Arraageinent so zu treffen sein, dass ein 
■Vergi-5ssenmprs5?ystem einprei^clialtet weiden kann, welches Lei hinreichend hellen Ob- 
jekten direkt vergröseerte Bilder auf/.unelimen gestattet. — Ich möchte mir bei dieser 
Gelegenheit gestatten m bemerken, dass die Methode der direkten Vergrössenuig be* 
reits vor 4 Jahren in Piiblikation No. 9 des astropliyHikalischen Obfserratoriums zu 
Potsdam, pag. 56, von mir vorgeschlagen wurde, und später in der Weise zur Aus' 
f&hrang kam, dass ich in den Strahlenkegel des Objektives eine einfo^che biconcave 
Liine eiiwchaltete. 8. Vierte|jahnflchxift der Astr. Gesellschaft, 19. J^g. pag. 143. 



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— 178 — 



denen Räume und bei mSglidifltearyennmderaiig aller Wandstärken gqpuigen 
werden konnte. Es entsprechoi diese Dimensionm einem anamtabaren 
Felde von 60x73 Bogenminuten. 

Ich wende mich nun m der Einrichtnnj^f . welche })estimnit ist, die 
durch Refraktionsänderung und ungleichen Gang des Uhrwerkes hervor- 
gernfenen Verschiebungen der Bilder der Sterne auf der lichtempfindlicliea 
Platte während der Belichtungsdauer zu korrigieren, damit die Lichtwirkung 
auf einen möglichst kleinen Raum beschränkt bleibt. So viel mir bekannt 
ist, wird hierbei 7Ainiei«t ein f'rlpn( ht''tes Fadenkreuz verwendet, anf welches 
das Okular oder Mikrojikuji eingestellt ist. Die zur Beleuchtung der Fäden 
eriorderiiche Einrichtung ist aber stet^ etwas kompiiziert, funktioniert selten 
befriedigend^ und die Anbringung nnd Erhaltnng der Lichtquelle, sei sie 
nun elektrischer Natnr oA&c basiere sie einfach auf Verbrennung, yerursacht 
immer Schwierigkeiten. Ausserdem habe ich die Wahrnehmung gemacht, 
dass bei der Pointierung auf den Kreuzunjccspnnkt /weipv Fäden der Be- 
obachter in Zweifel darüber »aiu kann, ob der Stern wirklich im Durch- 
schnittspunkte der Fäden sich befindet, denn die vier vom Kreuzungspunkte 
ausgehenden FadenstQcke bieten reichlich (Gelegenheit, dass der Stern be- 
sonders wenn er schwach ist, auch bei exzentrischer Stellung bedeckt wird. 
In dem Bestreben, diesen in Erfahrung gebrachten Fbelständen zu begegnen, 
kam ich auf den Gedanken, eine ringmikrometerartige Vorrichtung zur 
Pointierung zu benutzen, weiche in einem müglichst kleinen und mehreren 
grösseren konzentrischen Ringen bestand, in deren gemeinschaftlichem 
Mittelpunkte der Stern nach Augenschätsenng festgehalten werden sollte. 
Um die Ringe dem Auge im Dunklen sichtbar zw machen, gedachte ich 
Lenchtpulver zu verwenden. Die Aufgabe bestand demnach darin, auf einer 
beiderseits isolierten Glasplatte ein System von konzentrischen phosphores- 
zierenden Ringen anzubringen und diese l^latte in der Okularhülse zu be- 
festige. Die Herstellung dieser Ringe verursachte sowohl hinsichtlich ihrer 
ezalrten Form als ihres gleichmlunigen Nachleuchtens nicht geringe Schwie- 
rigkeiten, jedoch nach erfolgter Konstruktion einer Rotationsmaachine, 
welche ermöglichte, die Hinge in gleichmässiger Dicke und mit scharf- 
begrenzten Konturen zu erzeugen, gelaug es schliesslich, nachleuchtende 
Ringmikrometer anzufertigen, die den gestellten Anforderungen genügten, 
und die wohl geeignet sein dfirften, auch anderweit in der messend«! 
Astronomie YerwendmDig zu finden. 

Das Nachlenchte der Ringe wird Abends am besten durch das Ab- 
brennen eines ktirzen Stückes Magnesiumband angeregt, und ist anfangs 
sehr intensiv. Trotz der Abnahme des Lichtes bleiben die Ringe dem in 
der Dunkelheit fUr schwache Lichteindrücke sehr empfindlichen Auge eine 
Stande lang gut sichtbar, in welcher Zeit die meisten Beobachtungen voll' 
endet sind. Ausserdem bietet es keine Schwierigkeiten, die "S&oge im Laufe 
der Arbeit nochmals anzuregen, sofern die Fassung derselben .sich leicht 
aus der Okularhülse entfernen lasst. Die Vorteile dieser Ringmikronifter 
bestehen in der iünfachheit ihrer Verwendung und in dem angenehm matten 
Lichte der nachleuchtenden Substanz, welches gestattet noch sehr schwache 
Objdrte gleii^s^tig im Sehfelde wahrsuBehmen. 

Beim Pointieren der Bingmikrometer am Femrohr zei^fte es sich, dass 



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— 174 — 



der innere Bing von sehr kleinem Durchmesser stets weniger zu leuchten 
sdiien, als die Snsseren Binge; ich fand ea daher vorteilhaft, im Mittel^ 
punkte der Ringsysteme nodi einen kleinen yollkzesa anzubringen, dessen 

Durchmesser bis auf 0.18 mm reduziert war. Die cn\'älinte Rotation.s- 
maschine ermöglicht es, eine Murke von solcher Kleinheit in genau zentraler 
Stellung anzubringen. Bei der Belichtung wird der Stern hinter diesen 
Punkt gestellt, wobei zumeist noch ein von der unTollkommenen Achro- 
masie des Objektivs hetrtthrender schmaler Lichtsaom am Umfange des 
bldnen Kreises sichtbar bleibt, und die geringste Verschiebung des Bild- 
ortes bemerkt werden kann. Die leuchtenden Ringe sind durch diese Ein- 
richtung nicht überflüssig, .sondern es wird durch dieselben die antiinj^lieh 
nötige Orientierung über die Lage des kleinen Punktes bewirkt. Ich kann 
hinzufügen, dass nch die Yoniehtmig in der ehen hesdiriebenen Form gat 
bewahrt hat, und die Sternbilder bei längerer' Exposition als krNsfSrmig 
begrenzte Flecken auf dem Negativ erscheinen. 

Um die Deformationen der Gelatineschicht, die sie ?nr.<Tlicherwei8e 
während der chemischen Präparationen erleidet, zu kontrollieren, wende ich 
ein Verfahren an, welches mir der Mitteilung wert zu sein scheint. Auf 

J*ede Platte, welche zur Exposition bestimmt ist, wird vorher ein Netz 
[opiert, dessen l>imension<»L durch Messung genan bestimmt werden können. 
Hierzu dient ein auf photographischem Wege durch Verkleinerung eines, 
Originalnetzes hergestelltes Negativ, welches die Teilstriche hell auf dunklem 
Grunde darstellt. Dieses wird auf die lichtempfindliche Platte So aufgelegt, 
dass die beiden Gelatineschichten sich berühren, und erfolgt ^sodann eine 
karze Belichtung in einem Kopierrahmen durch das Glas dei^l^etzplatte 
hindurdi. Hierbei ist es von besonderer Wichtigkeit, dass paralleles Licht 
angewandt wird, damit die Netzlinien sich scharf abbilden. Dies lasst sich 
annähernd erreichen, wenn man die Belichtnn<]r in einem engen \\m\ hohen 
Räume vornimmt, wo das Licht nur durch eine Otfnnng von oben eintUlit, 
indes gibt es eine Lichtquelle, bei der die ausgesandteu Lichtstrahlen von 
▼omherein als parallel anzusehen sind; dies ist der Mond. Das Mondlicht 
hat die geeignete Intensität, um den Kopierprozess in einfibchster Weise, 
und ohne besondere Exponiervorrichtungen zu vollziehen. Bei Anwendung 
sehr empfindlicher Platten genügen wenige Sekunden, um das Netz ein- 
zuko}>ieren. Zur geeij^^neten Zeit kann daher eine grössere Au/alil von 
Platten im Voraus mit dem latenten Bilde des Netzes versehen werden, 
welches dann mit dem abgebildeten Objekte zugleich alle chemisdien Ope- 
rationen durchzumachm hat und dessen Vergleichung mit dem Originalnetz 
die vorhandenen Deformationen erkennen lässt. 

Da in dem Originalnetz in beiden Koordinatenrichtnngen stets die 
fünfte Linie etwas kräftiger gehalten sein kann, was sich demzufolge auch 
auf jeder Platte markiert, und die dadurch abgegrenzten grösseren Quadrate 
mit Buchstaben bezeichnet sein k5nnen, so bildet ein derartiges ein- 
kopiertes Netz einen willkommenen Anhalt bei der Ausmessung z. B. eines 
Sternhaufens, oder einer sternreichen Gegend überhau])t. Es wird sogar 
vorteilhaft sein, die definitiven Messungen der Stempunkte nur an die Netz- 
iiuien anzuschliessen, nachdem die letzteren mikrometrisch bestimmt und 
durch Vergleichung mit dem in seinen Dimaasionok genau bekannten 



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— 175 — 

Oligmalnetz die vorhandenen Deformationen der Gelatineschicht ermittelt 
worden sind. Die Hauptaufgabe bei der Ausmessung würde sich daher uuf 
eine möglichst genaue Bestimmung des jedesmaligen einkopierten Netzes 
erstrecken, was aber bei der (iieichturmigkeit der Intervalle ungleich ein- 
fiidier rieh gestalte wird, ak die direkte AusmeBsung der Dnregelmäsaig 
znatreuteiL Bilder der Stozne. Der Einflms der Temperatar auf derart^e 
Mes8nnf(en würde natürlich experimentell festgestellt werden müssen. 

Für die Markierung des Piirallels anf den Photographien habe ich in 
ISo. 2560 der A. N, ein Verfahren empfohlen, welches darin besteht, von 
den hellsten Sternen des Sternhaufens noch zwei gesonderte Aufnahmen 
auf möglichst weit saa dnander liegenden Stellen der Platte zn machen, 
der Art, dass die erste Aufnahme östlich vom Mittelpunkte der Platte 
^olgt, das Uhrwerk sodann angehalten und hierauf die Aufnahme im 
Westen be^^-irkt wird. Unter Umstanden kann dieses Verfahren don t'^fr- 
blick über die hleiugroppe erschweren, da die hinzukommenden Stern j i kte 
die Konstellation verändern. Soll dies vermieden werden, und kann man 
sich auf die Aufstellung des Instrumentes verlassen, so wird es in yielen 
Fällen genügen, die Orientierung durch einen benachbarten Stern zu be- 
wirken, der so hell ist, dass sich bei feststehendem Fernrohr sein Weg auf 
der empfindlichen Schicht einprät^t. l>i<^ Koordinaten des Sterns mÜSSeu 
bekamit sein, auch ist die Zeit seiner I'rissage zn notieren. 

Die am F ernrohr erhaltenen Origmaiphotographieu von Aniiäuiungen 
schwadier Sterne gestatten es nicht ohne Anw^dung einer Lupe einoL 
Überblick über die Konstellation zu gewinnen, da die einzelnen Si> i tie zu 
winzige Pünktchen darstellen; ich habe es daher vorteilhaft gefunden, von 
jedem Ne-jativ pine 5 bis 6 malige VergrÖssenmg mit Hülfe eines exakt 
zeichnenden Objektivs anzufertigen, und in deni so erhaltenen pu.siiiven 
Bilde die Stempunkte durch Tuschpunkte zu markieren, ebenso die Striche 
des Netses. Auf diese Weise wird es möglich, die geeunte Au&ahme in 
stark vergrösser teni Massstabe auf Papier zu übertr^en, wenn man das 
leicht zu handhabende Cyano typ verfahren von J. F. W. Berschel zum Ko- 
pieren verwendet. Offenbar kann eine solche T\«»pie keinen Anspruch auf 
grosse Genauigkeit machen, aber sie bietet ein Dequeraes Mittel zur raschen 
Orientierung in dem betreffenden Stemsysteme, was direkt am Femrohr 
bei achwachen und dicht stehenden Sternen sehr viel mehr Zeit in Anspruch 
nehmen würde. Eine auf die dargelegte Weise hergestellte Papierkopie 
dient dazu, Notizen, z. B. die einzuführende Bezeichnung der Sterne mit 
Buchstaben oder Zahlen, aufzAinehmen, und wird überhaupt bei einer defi- 
nitiven Bearbeitung eines Sternhaufens nicht entbehrt werden können. 

Was den chemischen Teil der Arbeit bei Herstellung der Origiual- 
Negative anbetrifft, so will ich bemerken, dass die zur Verwoidung kom- 
menden Bromsilber- Gelatineplatten daraufhin zu untersuchen sind, ob sie 
die erforderliche hohe Empfindlichkeit besitzen, was mit Hülfe einfacher 
photometrischer Einrichtungen geschieht, die in der photographischen 
Praxis unter dem Namen „Sensitometer" *) bekannt sind. Die käuflichen 
Platten sind hinsichtlich ihrer Empfindlichkeit sehr rerschieden. 

*) Ein einheitliches System der Messung ist in dieser Richtung leider noch nicht 
angenonmm wofden, so diu« die Beslammniigeii nur relatiTaii Werfc halraa. loh Tor- 



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— 176 — 

Um der charakteristischen Eigenschaft des Bromsilbers, fßr die Ein- 
drücke von rotem und gelbem Lichte sehr nnempfindlich zu sein, entg^en- 
zuwirkeii, odt-r mit anderen Worten, um auch von roten Sternen hinreichend 
kräftige Eindrücke zu erhalten, können die Platten mit geeigneten Farb- 
8toffl68aI^^ behandelt, d. i. in yOrtbochromatische* Platten rerwandelt 
werden. Es gelingt mit Hilfe dieses Prozesses, welchen ich bereits 1884 
fi\r astrophotographische Zwecke verwendet habe, diejenigen Sterne heraus- 
zufinden, welche einen von dor allircmeinen Sternfarhe abweichenden Ton 
haben, was bei schwachen Objekten mit dem Auge nur schwierig testgestellt 
werden kann. Die Möglichkeit, durch Anwendung verschiedener Farbstoffe 
die Empfindlichkeit des Bfonuübers in bestimmter Weise zu modifizieren, 
kann sogar dazu Terhelfen, die Spektren der aufgenommenen Sterne in 
allgemeinen Umrissen zu charakterisieren. Gelbempfindlicbe Platten bieten 
zudem ein Mittel dar, den Eintluss von schwachen Trübungen der Erd- 
atmosphäre, welche sich bei der Verwendung gewöhnlicher Platten infolge 
nnTerhältmsmaäsig starker Absorption der blanen Strahlen so stark be- 
merklich machen, m paralysieren. Da gelbes Licht weniger stark absor^ 
biert wird, so braucht bei Benutsang gelbempfindlicher Platten der Himmel 
nicht absolut dunstfrei zu sein. 

Mit Vorteil habe ich die orthüchromatischen Plfitt*^n fVrner bei Doppel- 
sternen mit verschieden gefärbten Komponenten vt-rwcndet, Bei diesen 
dominiert oft der eine Stern so stark in seiner photographischen Wirkung, 
dasB er ^Sirend der langen Belichtongazeit, wdche & den anderen Stem 
ndtig ist, ein übermässig grosses BUd hervorruft, so dass die Tr^mimg der 
Objekte auf der Platte verschwindet. Es ist in solchen Fällen erwtinscht, 
eine Auftiahme mit möglichst monochromatischem Lichte zu machen, was 
durch Einschaltung eines Blau absorbierenden Mediums in den Strahlen- 
kegel leicht geschehen kann. Es ist augeusehdnlieh, dass dadurch auch 
die Schärfe der Bilder erhöht wird, indem dem mangelhaften Achromatis- 
mus**) des angewandten Objektivs entgegengearbeitet werden kann. 

Neuerlich ist der "Wjrschlag geniarlit wordcTi, statt der photograpbis'oben 
Platten, im engeren Sinne, mit Leuchtfarbe präparierte Tatein in das l^'ern- 
rohr einzusetzen, und davon die Bilder durch Autlegen von Trockenplatten 
zu kopieren, um auf diese Wdse die laugen Belichtungen im Fernrohr zu 
umgeben. Al^esehen von den hierbei zu überwindenden technischen 
Schwierigkeiten, welche hanptsächlich in der grobkörnigen Beschaffenheit 
der Leucht^be ihr^ Ghrond haben, kann die bei diesem Vorschlag ge* 



wende als Lichtquelle eine Bemanflamme, deren Höhe auf 33 mm konstant erhaltea 
wird. Der Durchmesser des die Flamme speisenden Dochtes wird mittels eines Messing- 
rohies auf mm limitiert. In 62ö mm (2 Fuss rheinl.) Abstand von der Lichtquelle 
wird die zu prüfende Platte hinter einer 12 stufigen Papierskala belichtet. Die letztere 
besteht aus 1 bis 12 Lagen von Pauspapier. Die Belichtung dauert 10 Sekunden, die 
Entwicklung 5 Minuten. Sehr empfindliche Platten zeigen No. 12 noch deutUch an. 

**) fn der Thak habe ich bei Äuftmhmen von Soamenbildem auf die angegebene 
WeiBC eine bemerkenswerte Verbesserung der Bildschärfe erreichen können. Es wurden 
sowohl Sonnenbilder mit gelbem, als auch vonnigBweise violettem Lichte hergestellti 
mkiie deh . im. Übrigen jhdnndi iiiiteneliifid«ii, daai leMsvea einen growenBeidip 
tiua von Tonabitiifin^gen . anfiriemn, wKhvend die geHien Bildv sehr monotoii «icMenen. 



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machte Voraiisaetziiiig, dass die Wirlning des Nachleuchtens auf die photo- 
graphische Platte stärker auslaUen kuuue, als die direkte lliiuwirkung des 
Lichtes, dnrchaiis mcht als zutreffend angesehen werden. 



Nachdem im Vorsiohcnden der Modus operandi beschrieben wurde, wie 
er im Laufe der Arbeiten sich bis jetzt herausgebildet hat, möchte ich zum 
Schluss noch diejenigen Sternhaufen erwähnen, welche meinerseits photo- 

graphisch abgebildet worden sind. 

No. 612 des Generalkataloges, h Persei. Von diesem interessanten Objekte 
wurden 8 Negative erhalten und zwar 7 im September 1884 
und eins im März 1885. Es wurden auf der einen Platte ca. 100 
Sterne gezahlt, jedoch wird bei Verwendung der empfindlichsten 
Platten diese SSaJil nodi wesentlich flherschritten werden können. 

No. 521. X Persei. Der St^rnhaiitfen ist in photographischw BeeieVnng 

ein sehr lohnendes Ohjekt. Im September 1884 habe ich 6 
Anfnalimen desselben an verschiedenen Abenden hergesteUii 

Näheres hierüber ^^ieli»; A. N. No. 26,50. 

No. 584. Dieser Steniliaufen mit einem Doppelstern in der Mitte ist sehr 
leicht photographisch zu fixieren. Bei einer belichtimgszeit von 
einer halben Stunde konnten über 40 Sterne erhalten werden. 

No. 1166. Bei einer Exposition von Standen hatten über 30 Sterne 
sichtbare Eindrücke hervorgebracht Im gßooßn worden Anfang 
1885 3 Negatave erhalten, von denen eins nach der von mir an- 
gegebenen aktinometrischen Methode'*') hergestellt wurde. 

No. 1360. Die hellsten Sterne sind 9. Grösse. Bei einer Pf-liclitungsdauer 
von einer Stunde waren auf dem Negativ über 80 istemeindrücke 
zu bemerken. 

No. 1361. Der Sternhaufen enthält nur wenige, aber verhältnismässig helle 
Sterne. Bei einer 'Belichtungsdauer von 20 Minuten hatten 11 
St«ne gewirkt. 

No. 1424. Auf dem erhaltenen Negativ wurden 16 Sterne geiahlt, bei 
einer Belichtungszeit von nur 15 Minuten. 

No. 8686. Von diesem Objekte liegt bis jetzt nur eine Aufnahrae vor bei 
einer Belichtungszeit von 41 Minuten. Nur der zentrale, ver- 
dichtete Teil des Sternhaufens hat gewirkt und macht dem un- 
bewaü'neten Auge den Eindruck eines Nebels. Bei Anwendung 
einer Lupe sind jedoch einige sehwSchere isolierte Stempaskte 
SU bemerken* 

No. 1295. Unter 3 Aufnahmen dieses interessanten Objektes vom Jahre 

1885 gelang die eine vom 10. März besonders gpit, indem von 
Sternen, deren hellste 10. Grösse sind, ca. 200 sich abbildeten. 
Im April 1886 sah ich mich veranlasst, noch zwei Aufnahmen 



•) A. N. No. 2650 
Siriiu 1886. U«fk 8. 23 



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— 178 — 

mit der oben beschrieboOben Kamera zu inuchen, jn denen die 
Anzahl schwadi^ Stememdrücke noch etwas Termehrfc wei^ 
den konnte. 



Da die photographische Wiedergabe des letetgenannten Objektes inner- 
halb eines abgegrenzten Areals duieh Okularbeobachtungen kontrollieit 
wurde, so geht Herr Dr. Lohse unter Beigabe einer lithorrraphischen Karte 
näher auf die Vergleichung der Pliofo^raidiie init der dii rkten Beobachtung 
ein, worüber jedneli auf das Ori<;iuaI verwiesen w» i l* n muss. Nur das 
mag liier noch crwuhnt werden, dass auch Herr Dr. Li)lise zu dem Ergeb- 
nisse kommt, „dass die Aufzeichnungen der Photographie bis an 
die Grenze der Sichtbarkeit reichen, was fflr die Astronomie 
Ton weittragendster Bedeutung ist* 



Die Auflösbarkeit der Doppelsteme in f emrohren Yon 

TerscMedener Grösse. 

Yon Dr. Ignas Mache, k. k. Landeiacdniljiispektor in 

Nach Heis werden Ton scharMchtigen Augen die beiden 207" von 
* einander abstehenden, nahe gldch hellen Stempaare € und 5 Lyrae mit- 
unter als zwei Sterne getrennt gesehen. Hiernach erscheint vielleicht die 
Annahme zuliissig, dass das blosse scharfsiehtif^e Auge überhaupt zwei 
gleich helle Sterne, die 207 " von einander entfernt und nicht von alku 
grosser Intensität sind, gerade noch als zwei Sterne wahrzunehmen im stände 
ist. Dies wQrde nun gewiss darauf beruhen, dass die Lichtstarke dnes 
jeden der beiden Sterne J in der Mitte zwischen ihnen gerade bis zu einer 
gewissen zur Wahrnehmharkeit der Duplizitiit nötigen Intensität i herab- 
gesunken ist. Wäre aber der eine Ötern heller und besässe die Licht- 
stärke mJ^ so müsste derselbe von dieser Stelle weiter als vorher entfernt 
sein, damit doch daselbst wieder die Intensität i entstinde, also der i&r 
das Au»» zur Trennung der Sterne nötige Helligkeiisunterscliied Torhonden 
wäre. Zur Bestunmung des Abstandes des helleren Sternes a von jener 
Stelle, der früheren Mitte zwischen I m- ywA um 207" von einander ent- 
fernten gleich hellen Sternen, haben v i nun die Proportion 

woraus die Distanz J der beiden verschieden heilen bteme 

1 _i_ t/m 
J =201"^-^^^^^^ = 207" fi 

folgt. Sobald also m gegeben ist, sind wir hiermit im stände, die zur getrennten 
W ahrnehmbarkeit der beiden verschieden hellen öteme erforderliche klein.ste 
Entfernung J zu berechnen, wobei aber immer vorausgesetzt wird, daäs 
die oben angewandte Proportion auch för die Netdiaut eines scharfinchtigen 
Auges wenigstens bis zu jenen kleinen EntÜBmungen, um die er sieh mer 
sumeist handelt, gütig sei. 



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— 179 — 



Um DoppelaAerne, deren Entfernung geringer ab oben angegeben, be* 
zieliungsweise angedeutete ist, oder welche teilweise, wenn nicht zur Genüge 
unterhalb der Sichtbarkeitsjrrenze für das blosse Aiige liegen, zu sehen, 
wenden wir Fenurohre verschiedener Grösse an. Sind dieselben von guter 
EonstiniktioiL, vemxagem. sie also wie ein scharfsichtiges Auge die Ton 
einem Sterne ao^lieiidai Sfarahloi finasersi nahe wieder in dnem Punkte, 
so ist klar, dass wir die Schlüsse, die wir in betreff der KurWahmehmhar- 
keit nötigen Entfernung der beiden Komponenten eines T>f>])]wlsternes 
machten, unter geh()riger HtTücksichtigiing der Yergröäseiruug und der 
Lichtstärke der Fem röhre wiederholen können. 

Bekaontiüich ändert sich bei den Refiraktoien, toii denoi hier bloss 
kleine und mittlere ins Auge gefasst werden, mit der Öffnung des ObjekliTs 
gewöhnlich dessen Brennweite und daher geben yerschiedene Fernrohre 
mit demselben Okulare verschiedene Yergrössernngen, so dass zwischen der 
Objektiv()ll\iung und der Vergrösserung der Fernrohre bei Anwendung des- 
selben Okulars ein gewisser Zusammenhang besteht. Von den verschiedenen 
Okularen, welche die optisdien Künstler den Femrohren beigeben, laset 
gewohnlich jenes von Zoll Brennweite, welches eine mittlere VetgrSsse* 
rung gewährt, das Femrohr zur besten Wirkung gelangen. Da nun bei 
Anwendung diesem! Okulars die Fernrohre von 1 hk 0 ZoW Öffnung hin- 
piclitlich ihrer VergrOs.st^nnig in drei Kategorien zerfallen, imuilich in solche 
vuu i bis 2'/j Zoll Oönuug mit einer durchschnittlich 36 fachen A^ergrösse- 
mng fttr jeden Zoll der Öifhung, dann in solche von 2^/^ bis 6 Zoll Öff- ' 
nung nut einer zumeist 45 fachen, endlich in solche von 7 bis 9 Zoll 
öffianng mit einer beiläufig 54 fachen Vergrosserung für jeden Zoll der 
Öflnimg, so werden zwei gleich helle Doppelsteni-Komponenten mittels der 
ersten Gattung von Fernrohren, wenn D die ÖtEuung in ZoUen bedeutet, 

207" 5 " 75 

bei einer Minimaldistanz Ton mittels der zweiten Gattung 

207" 4 "'6 

bei einer Minimaldistanz iron -rzrri = rr t wofür Dawes Tielieicht bloss 

45X/ u 

der Tielfachen Teilbarkeit des Zählers halber — ai^bt, und endlich 

mittels der dritten Gattung ^on Femrohren schon bei einer Minimaldistanz 

207" 3"'83 

Ton g^^== getrennt gesehen. Bei ungleicher Helligkeit der Kom- 

ponenten hat man die nach diesen Angaben für ein bestimmt«! Femrohr 

erhaltene, man kann sagen, absolute Minini aldistanz, die wir allgemein d 
nennen wollen, der früheren Ableitung gemäss jedesmal noch mit dem 

Faktor ft = — zu multipUzieren, nm die relative Mimmaldistanz 

J — ^^ für die Trennbarkeit der betreflFenden Komponenten, deren wirk- 
licher Abstand d sein mag, bei mittlerer Veigrösseruug zu tiuden. ist dann 
Jzs^dii^d^ so muss ein gutes Femrohr den betreffenden Doppelstera bei 

■"itfclerer Yergrösaerung auflösen; ist J<^d^ aber — J'>d^ so kann der 

9 

23* 



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— 180 — 



DoppeUteni als aolclier erat bei einer atsrkeii VergrOMeniiig, die stets nur 

TOTzfiglicbe Fenurolure vertragen, also im aassersten Falle erst bei Anwen- 
dung des Oknlara von ^j^ Zoll Brennweite erkannt werden; ist endlich 
z/>>"</, so gelingt die Lösung bei mittlerer Vergrösserung leicht, ja sie 
gelingt vielleicht schon bei Anwendung eines schwächeren Okulars. 

Der für unseran Zweck so wichtige Faktor fi — ^ ^ 

»n, d. i. von dem Verhältnisse der Helligkeit des scheinbar grösseren zu 
jener des scheinbar kleineren Sterns abhängig. Da nun aber Helligkeits- 
messungen der Komponente von Doppelstemen bis jetzt kaum angestellt 

worden sind, so werden wir uns in mittels der nicht selten noch recht 
schwankenden Grössenangaben der Komponenten zu verschaifen suchen. In 
einer vor kurzem in der Wochenschrift fllr Astronomie erschienene Ab- 
handlnug «Über die scheinbaren Grössen der Fixsterne" in einem Nach- 
trage dasn habe ich ans Helligkeitsmessungen Zöllners nnd Seidels das Ge- 
setz für die mit blossem Auge sichtbaren GrSssenldassai der Fixsterne 
abzuleiten nnd dasselbe^ unter der N'oraussetznnp^, dass man mit einem 
Femrohre von 6 Zoll Öffnung und der Lichtstärke 791 oder mit einem 
Fernrohre von 9 Zoll Öffnung und der Lichtstärke 1780 gerade noch 
Sterne 12. Grösse sehen kömie und dass von der 7. bis zur 12. Grössen- 
klasse dasselbe Gesetz wie von dar 1. bis zur 6. herrsche, auf die tele- 
skopischen Grönenklassen, wofUr Helligkeitsmessungen noch ganz fehlen, 
auszudehnen verfmrht. Wird die Helligkeit von « Lyrae nach Seidel als 
Einheit genommen, bedeutet ferner (r„ die Helligkeit eines Sternes der 
Grösse und ist <7 = 0'44651, so ergab sich = 0*8826196, dann für 
« = 2, 3, 4, 5u.6 Gn=Gn~iq'*; femer (r, =0-0011158 im ersten mid 
(t, = 0 0004959 im zweiten Falle, endlich für n = 8, 9, 10, 11 n. 12 

Auf den angestellten Erwägungen und den letzten schon früher aus- 
fiihrlicher gegebenen Daten beruhen die nachstehenden zwei Tabellen, von 
denen die erstere keiner weiteren Erläuterung bedarf, während bezüglich 
der zweiten ausdrttddich erwihnt werden mens, dass dieselbe den Faktor 

1 1/^ m 

H » ^ — mit dem ganzen Grössenklaasen der beiden Komponentm als 

Tafeleingängen nnd zwar bezOglich der teledcopischen Sterne bloss fllr die 
Annahme gibt, man könne mit einem Fernrohre Ton 6 ZoU Ö£foung und 

der Lichtstärke 791 gerade noch Sterne 12. Grössenklasse olu n. Wären 
die teleskopischen Sterngrössen auf ein Fernrohr von 9 Zoll Öfliiunj^ be- 
zogen, so könnten dieselben mit Benutzung der 2. und 3. Kolonne der 
ersten Tabelle leicht in solche, welche der ersteren Annahme entsprechen, 
yerwandelt werden. In dem Falle, wenn der Hanpt.stem Ton der 1. GrOsse 
ist, wird man mit Bü(Udit anf die bei den Sternen dieser Klasse, selbst 
w^nn die hellsten von ihnen ausgeschlossen bleiben, nach sehr bedeutendem 
lleiligkeitsuntersehiede zumeist besser thun, // mit Hülfe der von Seidel 
angegebenen Helligkeit des Hauptsteras und der nach unserem Urossen- 
gesetze gerechneten Helligkeit des Begleiters besonders zu berechnen. Die 
spezielle Berechnung Ton /i hätte ttbngens wegen des grossen IntensitSts- 



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— 181 — 



Interralles allraml auch bei Sternkomponenten zwischen der 6. und 8. 
Grösse zu «rfolgen; da aber, wie schon erwShnti Helligkeitsmessungen hier 
noch ganz fehlen, wird man sich auch in solchöa Fällen Torlfiufig mit der 
Tabelle behelfen müssen. 

L Tabelle. 







■liibw« Slwia- 




Absolut« 


3FmtTohT6flbung 


gröiie, von Sl 
gends Boafc | 


•ma lt. OfOMa 


V«rgröiMrang 


ninnnii^'"'^»PMj 
bei mittlem 


in Zolim 


«DMAmiig von 


fttx 1 SoU dar 


VergröMeTung 

. ao7" 


MM 




V BMI 


V 


• — •TTK' 
W 


1 
X 


t 0 


._ _ 
7.0 




K ".7 C 




0 1 


i 0 




4 ou 




0 0 


1 0 




0 00 


A*Q 
0 9 


S II 




Q.OQ 






Q 0 




o<fitt 
4 00 




9-6 


8*6 




2-56 




9.8 


8-8 




2-30 




101 


9-1 




167 


3 


10-3 


9-3 




1.58 




10-7 


9*7 


45 


1.81 


4 


11 


10 


1-16 


5 


11-5 


10-5 




0-920 


6 


12 


11 




0-767 


7 




11-4 




0-547 


8 




11-7 


54 


0-479 


9 




12 




0-426 



U. Tabelle. 



1 + r ^ 

für = 5 ^, wenn r <; «, aleo (?, ist. 



« , 

0 


1 


2 


[ 

3 


4 


5 


6 


7 


8 


9 


10 


11 


12 


1 


, 1-00 


1-62 


2-17 


3-01 


4-25 


612 


14-56 


32-00; 47-65! 71-07^ 


Tö6-iT 


158"^ 


2 


1-62 


100 


1-25 


162 


217 


301 


6-78 


14-ö6 


21-55 


32-00 


47-65 


71-07 


3 


2-17 


1*25 


100 


1*25 


1*62 


217 


4*69 


9*90 


14*56 


21-55 


32-00 


47-65 


4 


8-01 


1-72 


1-25 


100 


1*25 


1*62 


8*30 


6*78 


9-90 


14-56 


21-55 


32*00 


6 


4-25 


2-17 


1-62 


1-25 


1-00 


1-25 


2-37 


4-69 


6-78 


9-90 


14-56 


21-55 


6 


6-12 


3-01 


2-17 


1-62 


1-25 


100 


1-75 


3-30 


4-69 


6-78 


9-90 


14-56 


7 


14-56 


6-78 


4-69 


3-30 


2-37 


1-75 


1-00 


1-62 


217 


3-01 


4-25 


612 


8 


32-00 


14-56 


9-90 


6-78 


4-69 


3-30 


1-62 


1-00 


1-25 


1-62 


2-17 


301 


9 


47-66 


21*56 


14-56 


9-90 


6*78 


4*69 


2*17 


1*25 


1*00 


1-25 


1*62 


2*17 


10 


71-07 


3200 


21-55 


14-56 


9-90 


6*78 


801 


1-62 


1-25 


1-00 


1-26 


1*62 


11 


10611 


47-65132-00 


21-55 


14-56 


9-90 


4-25 


2-17 


1-62 


1-25 


1-00 


1-25 


12 


ll68'67|7r07|47-65 


82-00| 21-55 


14*66 


612 


8-01 


2-17| 1*65 


1-25 


100 



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— 182 — 

Inwieweit die vorstehende Erörteniug eine praktisclie Anwendung ge- 
stattet, mögen die folgenden Beispiele lehren. 

1. C unrae majoris, bestehend ans dem Hanptsterne 2. und einem Be- 
gleiter 4. Grösse in Distanz. Für ein 1^ .zctlliges Fernrohr ist ans 
der ersten Tabelle d = 3"*83 und ans der : v ifen Tabelle hat man /i = 1-62, 
also ist bei mittlerer Vergrösserung von 5 4 mal >y = 3" »^ x 1*62 = 6"-2 
die rehitive Minimaldistanz. Da aber die wirkliche Distanz 14"'3 beträgt, 
so ist zur Tremiuug der Kompoueuteu eine iiu Verhältnisse von 14 3 ; Ii 2 
kleinere Vergrösserung, nämlich bloss eine 23 fache erforderlich. Wirldich 
löst ein PlÖssrscher Feldstecher Ton 1'^/^^ Zoll Offiiung mit dem Okulare 
4 d. i. bei 20facher Vergrösserung diesen Doppelstern. 

2. ff Ilercnlis, bestehend aus dem /wischen 3. und 4. Grösse veränder- 
lichen liuuptöterne und einem 4 "'6 entfernten Begleitei- 6. Grösse. Für 
ein 2 zölliges Fernrohr hat man beim Uelligkeitsmaximum des Hauptstems 
aus den beiden Tabellen ^ = 2'''68x2*17 = 6''-2. Da aber dieser Wert 
grosser als die wirkliche Distanz der Komponenten ist, so kann a Herculis 
zu jener Zeit mittels eines Fernrohrs von 2 Zoll OfiEhung bei mittlerer 
Vergrösserung nicht uls Doppelstern erkannt werden. Aber auch wenn 
das Fernrohr ausgezeichnet wäre und ein Okular von ^/^ Zoll Brennweite 
▼ertrüge, könnte der Begleiter nicht getrennt gesehen werden, denn die 
diesfalls im Verhältnisse von 3:5 zu Terändemde relative Minimaldistanz, 

nämlich 6 ".2 X - = 4".7 ist noch immer grösser als die wirkliche Distanz. 

Zur Zeit des Helligkeitsminimums des Hauptstems hat man dagegen die 

relative Minimaldistanz .i/ = 2'*-88 X 1 62 = 4"'6. Wirklich sali ich im 
August ISßO mittels eines Steinheiischen Zweizeilers bei 72facher Ver- 
grösserung « Herculis einmal ganz deutlich getrennt. 

3. £ Bootis mit einem Hauptsteru 3. Grösse und einem Begleiter etwas 
kleiner als 6. Grösse in 2"*B Distanz^ Nehmen wir aUf der Begleite wäre 
genau ein Stern 6. Grösse , und fragen wir, welches Femronx dann sur 
Trennung der beiden Sterne erforderlich wäre. Zur Beantwortung der 
Frage folgt aus Jx2-17 = 2" S die erforderliche absolute Minimaldistanz 
(lf=l"-29, welche nach der ersten Tabelle einem Fernrohre von 3 ^/^ Zoll 
ÖÜnung entspricht. Man wird also, auch wenn der Begleiter etwas 
schwächer als 6. Grösse ist, die DupHzitat bei einer etwas stärkeren Ver^ 
grösserong eines dttrartigen sehr guten Femrohrs jedenfalls erkouien. 

4. Um vGeti, dessen 7 "'7 von einander abstehende Komponenten von 

6'7g _^ 9.90 

der 5. und 9"5 Grösse sind, zu lösen, benötigt man wegen /< = — '■ — = 

8*34 ein Fernrohr, wofür die absolute Minimal distanz tT 7"-7 : 8- 3 4 — 0''-92 
beträgt, also nach der ersten Tabelle ein Fernrohr von 5 Zoll Öfiiiuiig. 

5. Zur Lösimg von aCancri mit den 11 "'5 von einander abstehenden 
Komponenten 4. und 12. Grösse ist ein Femrohr erforderlich, woftr 
dx32 = ll"-5, also d = 0"*36 ist. Die erste Tabelle lässt erkennen, dass 
dies eine Nonmdleistung filr ein gutes Fernrohr von bdläufig 10 Zoll Öff- 
nung wäre. Aber auch mittels eines kleineren Femrohres, das noch Sterne 
12. Grösse erkennen Hesse und das Okular von ^/^ oder ^(^ Zoll Brennweite 



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— 183 — 



vertrüge, würde die Lösung gelingen. Im zweiten Falle müsste für ein 
Bolchee aosgezeichnetes Fernrohr die absolute Minimaldisfatnz im YerhSlt- 

n 

üisse von 5:3 grösser und daher 0'"36 X « = Ö"*öO sein. Ein Blick auf 

die erste Tabelle zelfA. da^s diese absolute Minimaldistaiiz einem Ferm-ohre 
von 7 Zoll OiFnnng zukommt. 

In Betreff der Bestätigung des Kechuungsergebnisses des letzten und 
voiletxten Bdapiels durch die Beobachtung, vergleiche Dr. H. Klein, An* 
leitmig zur Durchmusterung des Himmels. 2. Atifla^. Bnranschweig 1862. 
Seite 429 und 450. 

Nunmehr imterlie^ es vifHeicht keinem Zweifel weiter, dass unser Ver- 
fuhren zur Prüfung und Beurteihmg der Leistungen von kleinen und mittleren 
Fernrohren unter der Voraussetzung richtiger und in betreff der Helligkeit 
auf unsere Glossenskala bezograen Doppektemdaten sehr vorlasdich ist. 
Nur bei besonders grossm HelligkdtsunteTsefaiedai der Komponenten, wie 
z. B. beioCanis majoris, wird man sich wohl auch fernerhin bloss an die 
£r&hrung halten müssen. Indessen sind das doch bloss Ausnahmetalle. 

Prag, im Juni 1886. 



Der Planetenentdecker Dr. Johann Palisa.*) 

Wer die Entdeckung neuer Planeten nnfmerksam verfolo't hat, wird 
am bäutigäten dabei dem Namen 'des Österreichers Johann Paiisu begegnet 
sein; und in der That ist Palisa schon 1884 in die Stelle des «leading 
discoverer of asteroids'^, des FOhrers der Planenentdecker, wie bis dahin 
der Deutsch-Amerikaner Peters von seinen neuen Landslenten jenseits des 
Ozf'-an'; mit berechtigtem Stolze genannt wurde, aufgerückt. Ja p;anz vor 
kui/i iii, in der Nacht vom 12. zum 13. November 1885, hat er seinen 
fünfzigsten Planeten aufgeiundeu, so dass er mit Fug und Recht „ein Ent- 
deckeijubilfium* feiern k^hmte. Möge es sich der Leser gefallen lassen, 
dass wir ihn im Nachstehenden mit dem Lebenslaufe und Wirken des 
«Jubilars'' bekannt machen. 

Palisa's engeres Heiniat'^knd ist Österreich-Schlesien, seine Vaterstadt 
Troppau. wo er am f>. De/einher 1848 geboren wurde. Seine Eltern, aus 
einem benachbarten slavischen Dorfe und aus ejehr einfachen Verhältnissen 
stammend, betrieben hier einen Yiktualienhandel, der so viel abwarf, dass 
sie ihre s&ntlichen fünf Söhne die Troppauer Schulen, Realschule und 
Gymnasium, besuchen lassen konnten. Johann erhielt seine Vorbildung auf 
dem ]ot/teren, verliess e« im Jahre IBGG und bezog die Universität Wien, 
um Mathematik und Phy.>.ik zu studieren und sich später dem Berufe eines 
Gymnasiallehrers in diesen Fächern zuzuwt^nden. Sehr bald jedoch wurde 
er durch äussere AnlSsse in eine andere Laufbahn gefllhrt. Da er nSmlich 
von Hause wenig baren Zuschuss zu seinen Stuflienkosten rilialten konnte, 
musste er sich nach einem Nebenverdienste umsehen, und da er in Er- 
fahrung gebracht hatte, dass der damalige Ai^unkt an der Wiener Steru> 



*) Aus der „Natur" No. 5. 



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— 184 — 



warte, Dr. Weiss, ein Landsmann von ihm war, wendete er sich au diesen 
und bat nach einem bei ihm abgelegten EoUoquinm um Zuweisung toil 
Piivatstunden oder ähnlicheUf eine kleine Unfterstützung gewahrenden Be- 

schäftif^ingen. Privatlektionen hatte nun zwar Dr. Weiss nicht zu ver- 
f^eben, aber er konnte ihn mit der Ausführung kleiner Arbeiten für die 
Sternwarte betrauen, welche dem viel beschäftigten Beamten derselben zu 
zeitraubend waren. 

So wurde Johann Paliaa auf die Sternwarte und in die Steinwarte 
eingeführt; denn er konnte gleichzeitig in dem neuen Fache auch die ersten 
praktischen Dienste leisten, indem pr sich an den damals sehr eifrig be- 
triebenen btemschnuppenbeobachtungen beteiligte. Ja nach einem -vier- 
jährigen UniTersitätsleben, während dessen er in steter Verbindung mit der 
Stonwarte blieb und die Probe s^ner Tfkshtigkeit ablegte, erhielt er dort 
eine wirkliche Anstellung, d. h. er wurde im April 1870 zum Aasistenten 
ernannt. 

Jetzt widmete er sich mit dem «jHn/en Feuereifer eines juntjpn Astro- 
nomen der praktischen Himmelsbeobachtung und verwendete hierauf so viel 
Zeit, dasa er darüber die eingehendere Vorbereitung auf die Leliramts- 
prUÄing und die Erwerbung der DoktorwQide vernachlässigte.*) Beides 
hatte er denn auch noch mcht erlangt, als er im Mai 1871 einen Ruf an 
die Sternwarte zu Bmd erhielt, um dort an die Stelle des verstorbenen 
Adinnktf'ii Bnirlerer 7u treten. Er Tirihni an und verlies.« Wien, ohne zu 
ahnen, dass ihm binnen kurzem eine noch viel ehrendere iJerufung bevor- 
stand. In Pola auf Istrien, der österreichischen Marinestation, war durch 
Admiral Tegetthof eine eigene Sternwarte gegründet, für die man einen 
InlSnder als Vorsteher wtlnschte. Palisa wurde durch seinen trenoi G5nner 
und Förderer Dr. Weiss hiervon in Kenntnis gesetzt und zur Bewerbung 
um den Posten aufgefordert, welchen er darauf (im November 1871) auch 
erhielt. Doch blieb er noch bis Anfang 1872 in Genf, mit den laufenden 
Arbeiten emes Öteruwarteuadj unkten beschäftigt, und siedelte erst am 
31. Januar 1872 nach Pola über. »Ich war noch nicht rolle zwei Jahre 
praktischer Astronom", schreibt er selbst in bezug auf den Antritt dieser 
Stellung, ,und sollte bereits eine Sternwarte dirigieren! Wenn es mir wohl 
etwas bange war, so vertraute ich doch meinem guten Sterne, der mich 
bisher so glücklich getührt hatte. Und er sollte sich in aemem Vertrauen 
nicht getauijcht haben. 

SelbBtrerstSndlich ▼oraSumte der jngendHchef erst 24 Jahre alte Direktor 
nicht, die ihm zu Gebote stehenden Instrumente auf das fleissigste zu be- 
nutzen, und beschäftigte sich namentlich an dem 6zöUigen Refraktor mit 
den auf der Wiener Sternwarte ihm lieb gewordenen Beobachtungen von 
Kometen und Planeten. Einst verfolgte er mit jenem Femrohre den Lauf 
des am 11. September 1872 iu Pariä entdeckten Planetoiden No. 125 
Liberatriz, indem er sich, um dessen Bahn unter den Fixsternen festsustellen, 
einer selbst gefertigten kleinen Sternkarte bediente. Dabei vermisste er 
auf der Karte ein Sternchen, das er früher durchs Fernrohr sicher gesehen 
und eingezeichnet hatte. Alles Suchen nach dem in Verlust geratenen 



*) Erst nachträglich, im Jahre 1884, promovierte er. 



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— 185 — 



Uemen Hümnelskdrper, der jedenfaUs auch ein seinen Staadort veränderader 
Planei gewesm ist, blUb vergeblich, wohl aber wurde es für Palisa die Ver- 
anlassung, von nun an systematisch die Entdeckung von Planeten zu betreiben. 

Wir schalten hier ein, flass der Planetenentdecker als Haiipterfordemis 
■ — natürlich iieV)en dein Fernrohre — immer eine sehr genaue Sternkarte 
haben mus8, die thuiiiichst viele, womöglich alle in seinem Fernrohre sicht- 
bare Sterne nmfasst Wenn er dann an der Hand' dieser Karte und mit 
Hilfe des Femrohrs von Zeit zu Zeit den Himmel mustert und entweder 
ein neu hinzugekommenes, auf der Karte nicht verzeichnetes Sternchen be- 
merkt, oder andrerseits einen in der Karte stehenden Stern am Ilinimel 
nicht wieder findet, so ist es in beiden Fällen sehr wahrscheinlich, dass er 
es mit einem kleinen Planeten zu thwi hat, worüber er sich durch geeig- 
nete Weiterverfolgung der Sache Qewiesheit verschaffen mnss. *) Dieses — 
das Suchen am Himmel — ist der zweite, jenes — das Anfertigen einer 
hinlänglich genauen Karte — der erste Teil der Aufgabe. Beides ist durch- 
aus nicht so leicht und einfach, wie es nach dieser kurzen Auseinandersetzung 
scheinen könnte; welche Ausdauer und Geduld, welche langwierige Arbeit 
und MQhe, welche peinliche Sorgfalt und Strenge gegen sidi selbst dabei 
aofgewendefc werden mnss, wenn das Strebten von Erfolg gekrönt sein soll, 
davon kann sich der Laie schwerlich einen Begriff machen. Seh&tit doch 
Palisa ae\}M <iie Arbeitszeit, welche ihn die Auffindung eines einzigen Pla- 
neten im Durchschnitte kostet, auf ein volles Vierteljahr! Man vergegen- 
wärtige sich z. B. nur folgendes: Schon die mit blossem Auge sichtbaren 
Steine machen, wie viele ^richwörtiiche Bedensartoi nnd dichterische Yer« 
gleiche zeigen, den Eindruck emet ungehewren, unendlichen, jeder Zählung, 
Siditnng nnd Aufzeichnung spottenden Menge; durch ein Femrohr aber, 
wie es Palisa in Pola zu Gebote stand, sind mindestens tausendmal mehr 
Sterne zu sehen, als mit dem freien Auge, und von dieser tauscndlaoh 
grösseren /abl soll auf einem bestimmten Kaume des Himmels jeder ein- 
zelne nach genauer Ausmessung seines Platzes noti^ und in die anzu- 
legende Sternkarte richtig eingetragen, jeder einzelne soll bei jeder neuen 
Durchmusterung am Himmel wieder aufgesucht und mit dem entsprechoi- 
den Sferr»' der Karte verglichen wer^n' Indessen der ernste und feste 
Wille des geschulten Astronomen Uberwmdet bei hinlänglicher Ausdauer 
alle diese Schwierigkeiten, ja er findet in mancherlei äusseren Umständen 
auch wieder eine natürliche Unterstatzung. So ist es glücklicherweise zum 
Zwecke der Planetenentdeckung niemals nötig, auf- jene Art den ganzen 
Himmel zu durchmustern, solidem es LTniigt, wie vorher schon angedeutet, 
wenn der Forscher bestimmten Teilen h ^^elben seine Aufmerksamkeit zu- 
wendet, durch welche die aufzusuchen<len Planeten nach den bisherigen 
Erfahrungen und nach gewisaen Wahrscheinlichkeitsschliissen vorzugsweise 
auf ihren Bahnen hindurch zieh<m. Femer gewähren die berdts vorhan- 
denen (gedruckten) Sternkarten und Stemverzeichnisse, wenn sie nur den 
nötigen Genauigkeitsgrad haben, eine gute Hülfe bei der Entdeckungsarbeii 

*) Zur sweifelloaen wineiMchaftliolien Feststelltiiig dner Neafintdeckunff mvm sich 

der AHtronom ausserdem durch Berechnungen nach einem zuverlässigen Planetenver- 
zeichnisse die Überzeugung verschaffen, dass der gefundene Flauet nicht etwa einer 
der schon bekanintfin, «auuan wirklich neu ist, 

8MM18S8. HflftS. 2^ 



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— 186 — 



Um nun wieder auf Paliaa «orllck wl kommen, so legte sich derselbe 
seit Frühjahr 187;3 zn seinen Zwecken eigene Karten an, und zwar von 
ein« in Teile des Sternbildes der Jungfrau, welcher bei uns während der 
Frlüilnigsmonate am güitötigsten, d. h. um Mitternacht im Stlden steht. 
1874 TerroUst&ndigte er sie, und dabei gelang ihm am 18. MSrz 1874 die 
Entdeckung seines ersten Planeten (No. 186 der Planetoiden), dem er in 
wohl berechtigtem Patriotismus den Namen «Austria" beilegte. Noch 1874 
folgten zwei weitere und dann, während er «einf Karten stetig ausdehnte 
und verbesserte, immer zahlreichere Planeteiieiitdeekungen, welche den Na- 
men Palisaä und der an sich nicht bedeuteadeu Sternwarte Polas in der 
Vanzen asfaronomischen Welt bald einen guten Klai^ Terschaffiben. Beide 
Namen weiden in der Geediichte der Astronomie für alle Zdt ihren Platz 
behalten. 

NebenTiei betrieb er übrigens noch das recht mühselige Geschäft des 
Wiederautsuciieus von , verlorenen* Planeten, d. h. von solchen, die nach 
der Entdeckui^ und anfanglichen Beobachtung für später den Astronomen 
mtsehwunden waren, weil das Beobachtungsmaterisl zur sicheren Bahn- 
bestimmung nicht auffleichte. Auch auf diesem Gebiete, wo ihn namentlich 
der befreundete Astronom Schulhof mit den nötigen Berechnungen unter- 
stützte, hatte er bis in die neueste Zeit manche schöne Erfolge, so an 
No. 66 Maja, No. 107 Camilla, No. löl Yaia, No. 206 Hersilia, No. 210 
IsabeUa et<I ' v>< 

Inzwischen wurde ihm seine Stellung in Pola durch verschiedene Um« 
stände verleidet Einesteils Htfe er oft an dem durch das Klima verursachten 
Wechselfieber, andrerseits blieb sein dem Ministerium wiederholt ausge- 
sprochener Wunsch, dass ihm statt des zeitweilig auf die Sternwarte kom- 
mandierten Offiziers ein dauernd angestellter Astronom als Assistent zu- 
geteilt werde« nnerfltllt. Als dahor nach d^n^Tode Ton K. L. Littrow 
^16. NoY. 1877) Dr. Weiss in Wien zum Stemwartaidirektor anfrOekte, 
bewarb er sich um dessen freigewordene Stelle, erhielt im November 1880 
zusagenden Bescheid und ist seit Dezember 18<^" -vif diesem Posten, als 
Adjunkt der k. k. Sternwarte in Wien, thatig, indem er bei seiner astro- 
nomischen Arbeit das dortige 12 zöllige Fernrohr von Alvan Clark benutzt 
und treu die einmal eingeschlagene Richtung als Planetenentdecker beibehält, 

Nur Torübergehend unterbrach er seine Thätigkeit in Wien, als er 
Anfp.tig 1888 .von Frankreich aus den ehrenvollen Antrag erhielt, sich einer 
Expedition nach der Karolineinsel im Stillen Ozeane (unter ca. 10** südl. 
Breite und 150" westl. Länge von Greeuwich, nicht zu verwechseln mit 
dem kürzlich so viel genannten Karolinen) zur Beobachtung der totalen 
Sonnenfinsternis Tom 6.77. Mai 1883 anzuscUiessoi. Da bei diesw Finstonis 
nämlich die Dauer der Totalität eine verhältnismässig lange war (5 Min. 
23 Sek. für die erwähnte Insel), so beabsichtigte man nach intramerkuri- 
alen (innerhalb der Merkurbahn um die Sonne kreisenden) Planeten zu 
forschen, die, wenn überhaupt, jedenfalls am besten während einer totalen 
Finsternis aufzufinden sind; und hierzu hauptsächlich wünschte luaii Puiisa, 
der schon so oft sein Geschick im Au&ucben kleiner Planeten bewährt 
hatte, zu gewinnen. Nicht minder ehrenYoll war es für ihn, dass der Kaiser 
Ton Osterreich, das k. k. Unt^crichtsministerium, die k. k. Akademie und 



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— 187 — 



einige Private ihm die Mittel xor Bestreitung der hohen Heiflekosten ge- 
währten, die zum grossen Trilo vf>7i Exjteditionsteilnehmem persönlich 
getrai^f n werden mussten. Er schiöte sich mit den übrigen Gefährten von 
Frankreich aus am 6. Marz 1883 ein und kehrte erst nach monatelanger 
Abwesenhdt von der wdten Eteise zurück.. Intramerkunale Planeten hatte 
er nicht auffinden kdnn^ was dalQr zu sprechen scheint, dass sie entweder 
gar nicht vorhanden oder doch zu klein sind, um bei ihrem geringen Ab> 
stände von der Sonne ftir uns und unsere Fernrohre wahrnelinibnr zu wer- 
den. Ebensowenig hatten, nebenbei bemerkt, der Amerikaner Holden und 
der Franzose Trouvelot bei dieser öonnentlnsternis einen Erfolg hinsichtlich 
der iniramerkixrialen Planeten. Mit letzterem hatte sidi J^isa derart in 
die Arbeit geteilt, daas er die Gegend westlich, Trouvelot die Q^nd Sstlich 
von der verfinsterten Sonne abbuchte. Trouvelot will zwar einen ausser- 
gewöhnJichen roten Stern bemerkt haben, aber er konnte dessen Stellung 
nicht bestimmen, da er nicht verstand, den Matrosen, welche ihm das Fem- 
rohr mittelst einer mechanischen Vorrichtimg zonenmässig bewegten, ein 
Halt zuzurufen; und durch spätere Berechnungen ist es sehr wahrschein- 
lich gemacht, dass jener lote Stem ein bekannter Fizst«m im Bilde des 
Widders (aarietis) gewesen. 

Für die- Freunde der Astronomie wird es nicht ohne Interesse sein, 
wenn wir zum Schlüsse eine cliroiiolo^ische Übersicht über die vo!i Palisa 
bis jetzt eiitdeekteii Plaueteu geben, und zwar mit ihrer Ordnun^^^uuminer, 
wie sie iür die Planetoidengruppe zwischen Mars und Jupiter gilt, ia wel- 
dier ja jetzt allein neue Planeten gefunden werden, mit ihrem Namen und 
ihrem Entdeckungstage: 



No. 136. 

, 137. 

, 140. 

• 142. 
, 143. 
. 151. 
. 153. 
, 155. 
, 156. 

• , 178. 

» 182. 

, 183. 
184. 

• 192. 

• 195. 
. 197. 
, 201. 

• 204. 
» 206. 
. 207. 
. 208. 
. 210. 



Äustria 
MeUböa 
Siwa 

Polana 
Adria 

Abundautia 

HUda 

Scylla 

Xanthippe 

Belisana 

Elsa 

Istria 

Deiopeja 

NanmlDUi 

Enrykleia 

Arete 

Penelope 

Kallisto 

Martha 

Hedda 

Lacrimosa 

Isabella 



18. März 

21, April 
13. Oki 
28. Jan. 

23. Febr. 

1. Nov. 

2. Nov. 
8. Nov. 

22. Nov. 

6. Nov. 

7. Febr. 

8. Febr. 
28. Febr. 
37. Febr. 
22. April 

21. Mai 

7. Aug. 

8. Okt. 
13. Okt 
17. Oki 
21. Okt. 
12. Nov. 



1874. 
1874. 
1874. 
1875. 
1875. 
1875. 
1875. 
1875, 
1875. 
1877. 
1878. 
1878. 
1878. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 
1879. 



Ko. 211. 
212. 
214. 
216. 
219. 
219. 
220. 
221. 
222. 
223. 
224. 
22Ö. 
226. 
288. 
229. 
231. 
232. 
235. 
236. 
287. 
289. 
242. 



Isoida 

Medea 

Aschera 

Kleopatra 

ßianca 

Thusnelda 

Stephanie 

Lucia 

Eos 

Rosa 

Oceana 

Henrietta 

Weringia 

Agathe 

Adeünda 



10. Dezbr. 
6. Febr. 

29. Febr. 

9. April 
4. Sept. 

30. Sept. 
19. Mai. 

18. Jan. 
9. Febr. 
9. März 

30 ^\■\^/, 
19. April 

19. Juli 
19. Aug. 
22. Ang. 



Yindebona 10. Sept. 



Carolma 
Houoria 
Golestina 
Ädrastea 



31. Jan. 
28. Nov. 
26. April 
27. Jnni 
18. Aug. 



Knemhüde 22. Sept 
24* 



1879. 
1880. 
1880. 
1880. 
1880. 
1S80. 
1881. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1882. 
1883. 
1883. 
1884. 
1884. 
1884. 
1884. 



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— 188 — 



Xo. 243. Ida 29. Sept. 1884. No. 250. nochunbenanntS.Sept. 1885. 

, 244. Sita 14. Okt. 1884. » 251. „ „4. Okt. 1885. 

« 248. Lameia 5. Juni 1885. . 253. „ „ 12. Not. 1885. 

Das ist eine an sich trockene Liste, die aber gewissermassen das 

astronomische Ehrendiplom Palisa*s bildet. Fünfzig Planeten bat er nacb 
ihr im Laufe von 12 Jahren entdeckt und damit die thätigsten und erfolg- 
reichsten Arbeiter auf dem trleichen Felde, die Peters, Watson, Luther, 
Goldschmidt etc. etc., in schönem Wettstreite überflügelt. Möge denn dem 
rastlosen Forscher, dessen bewährte Kraft in so glücklichem Zusammen- 
treffen durch die ausgezeichneten Hfilfinnittel der Wiener Sternwarte unter- 
stutzt wird, noch eine recht lange Arbeitffiseit beschieden sein, dass er 
unsere K rintnis des Sonnensystems als Plauetenentdecker fort und fort 
bereichert 1 B. S. 



Yennisehte Nachricliten» 

Tafel Vin. Die beiden Sonnenfleckzeichnungen sind von Herrn 
M. Bleidorn in Durlach an einem 5 zölligen Refraktor erhalten worden. 
Sie geben das Aussehen eines grösseren Sonnenflecks recht charakteristiscii 
wieder. Der Fleck war Mai 24. im Innern nicht überall gleich schwarz, 
sondern zeigte Stellen, welche heller waren, brftonlicb bis braunschwarz. 
Die Penumbra war stellenweise an den Kanten und Zacken ziemlich scharf 
begrenzt. Sie zeigte sich von einer Menge feiner Adern, Bleistiftstrichen 
ä^iTilich, radial gegen die Zacken hin durchzogen. Mai 25. zeigte der Fleck 
eine beträchtliclie Veränderung. War Tags vorher der helle Streif er.schie- 
nen, zeigte sich jetzt eine breitere, mehr verschwommene Lichtbrücke, die 
an emer Stelle unterbrochen war. Am Bande der Sonne sah der Beobachter 
einen neueD« kleinereu Fleck, , derselbe war muldenförmig, wie wenn die 
Penumbra vom Rande aus stark eingetieft sei."* Zur Beobachtung diente 
ein helioskopisches Okniar nuf Prisma und neutralem Blendglase. 

Die Zeichnungen der .J n]i ti r 1 * i-fTiiche .sind von Herrn Dr. L. de Ball 
am 10 zölligen Cookeschen iieiraktur dei" Sternwarte zn Ougree bei Lüttich 
ausgeführt worden und der renn Herrn Verfasser gütigst eingehenden Ab- 
handlung in den Memoires couronnes der k. Belgischen Akademie entnommen. 

Venus. Aus Barcelona teilt uns Herr G. folgende mit emem TOizflg- 
lichen 4 zölligen Refraktor gemachten Wahrnehmungen mit: 

,Mai 5. 4'* 20" Luft sehr klar. Venns erscheint rein mvl ruhig, nur 
wenig flackernd. Am .scheinbaren untern Rande iüt ein grosser runder öehr 
heller Fleck sichtbar, vom Rande noch etwa 20 — 25*^ in die Scheibe hinein- 
ragend. Dem Fleck schräg gegenüber steht innen an der Liehtgrenze ein 
dunkler sinusartiger Fleck, der vielleicht noch etwas grOeser als der belle 
Fleck ist. Die Lichtgrenze erscheint uneben, gleichsam rauh. Das obere 
Horn ist mndlirh al>lr^ stumpft, das untere scharfer. Vor demselben sah 
ich einmal einen kieinen, sternartig hellen Punkt aufblitzen, den ich 
jedoch während mehrere Minuten langen Hinsehen nicht wiedererken- 
nen konnte. 



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— 189 — 



Ober die Tempenlur der Mendoberillclie.*) Bis zu Mellonk Zeit 

waren alle Bemtthmigeii, Wärmewirkungeu des Mondlichtea aa&afinden, au 

- dem Mangel empfindlicher Instrumente zur Temperaturmessung gescheitert; 
erst seit der Erfindimf; der Thermosäule war es gelungen, mit einiger 
Sicherheit die durch die Strahlung des Vullmondes erzeugte Erwärmung 
nachzuweiaeit Seit mehreren Jahren ist Langley mit Yery mid Keeler ge- 
meinsam th&tig, mit Benutzung des von ihm angegebenen Bolometers mes- 
send, dieses so ausserordentlich schwierige Gebiet zu durdiforachen. — 
Spektropliotoinetrische Beoljuchtungen des Sonnenlichts, resp. des Mond- 
lichtes lieferten das Resultat, dass im Mondliclit die Strahlen grösserer 
Wellenlänge relativ stärker vertreten sind als im 8i)iineiüioht. Setzt man 
das Verhäl&is, in welchem Lieht von der Wellenlänge 0'000586 im Sonnen-, 
resp. Mondlicht vorhanden ist, = l'OO, 80 ergehen sich fOr Strahlen andrer 
Weilenlfinge folgende Yerhältniszahlen: 

0000687 0-65 0*000518 1-23 

0-000649 0-88 0-000486 1-35 

0-000599 0-95 0-000470 1*35 

0000586 1-0 0-000415 1-28 

Daraus geht hervor, dass die Sonnenstrahlen an der Mondoberfläche eine 
selektive Absorption erleiden, so dass die brechbareren Strahlen stBrker 
absorbiert werden. 

Während photonietrische Messungen verschiedener Beobachter im Mittel 
für das Verhältnis der Sonnen- und der Mondstrahlung die Zahl 400 000 
gefunden haben, erhielt Langley aus Bolometerbeobachtungen für das Ver- 
hältnis der gesamten Strahlungen den betrachtlich kleineren W^ 95000^ 
was ssnm TeU jedenfalls durch die obenerwähnte selektive Absoqotion sich 
erklärt, zum Teil aber durch die eigne Strahlimg der Mondoberaäche be- 
din<^t sein kann. Wie danach zu erwarten war, ^ng mir ein weit ge- 
fingerer Bruchteil der Mondstrahlung durch Glas, als der Sonnenstrahlung, 
im Mittel 12, resp. 75°/^. — Bei verschiedenen Höhen von Sonne oder Mond 
angestellte Beobachtungen ei^ben, dass Sonnen- und Mondatrahhuig nahezu 
gleiche Absorption «rfiahren in der Erdatmosphäre; aUerdu^ schdnt, soweit 
die vorhandenen V tr&chtlichen Fehlerquellen einen Schluss zu ziehen or- 
lanben, die Atmosphäre auf die Mondstrahlung eine geringere Absorption 
als auf die Sonnenstrahlung ausOTtiben. — Nach vielen vergeblichen Ver- 
suchen gela ng es im Februar 1885, mit Steinsalzprismen und -linsen Mes- 
sungen im WSrmeiqiektram des Mondliehtes aivszuföhren. Der Ver&sser 
entdeckte zwei Maxima darin, das eine fiel innerhalb der Beobachtungsfehler 
mit dem Maximum im Wärmespektrum der Sonne zusammen, das andere 
lag beträchtUch weiter nach grr>sqpren Wellenlängen zu. Eine Vergleichnng 
mit dem Spektrum eines mit siiMlrn dem Wasser gefüllten Leslieschen Würfels 
ergab, dass dieses zweite Maximum noch weiter vom sichtbaren Kot ent- 
fernt ist, als das dem siedenden Wasser entsprechende. Daraus folgt dann; 
dass man die Temperatur der Mondoberflaehe jedenfalls kleiner als 100* 
annehmen muss. Nach unserem Erfahrungen beim Besteigen von Bergen 

*) National Academy ot Science III 1885 d. Beiblätter zu den Anui. d. Physik 
1876, No. 6. 



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— 190 — 



uunmt trote «ler intenriTeren StrsUung der Sonne die Temp^tor der Eird- 

oberfläche mit steigender Höhe stetig ab, weil die schützende Atmosphäre 
immer dünner wird. Noch mehr weisen die Berichte der Aeronauten darauf * 
hin, dass im freien Weltranm eine sehr niedrige Temperatur herrschen rauss. 
Langley ist daher nach dem über die Temperatur der Mondoberfläche ge- 
sagten geneigt, eine wenn auch der gewöhnlichen astronomischen Beobach- 
tnog unzugängliche, so doch in bezng auf ihre AbsorptionBf&higkeit merk- 
liche Atmosphäre zuzuBchreibeii. Von grossem Interesse ist endlich die 
auffallige That^saebc rUss sich da? Wännespektmm des Mondlichtes weiter 
im Ultraroten fortsetzt, als da.s des >inter günstigen Wittern ngsverhältnissen 
untersuchten Sonnenlichts. Wie nämlich Messungen in AUeghanj und auf 
Whitney zeigten, schneidet das Spektrum der Sonne mit der Wellenlänge 
iLs 0-003 sdiarf ab, wShrend das Spektrnm des Mondes noch grossere 
Wellenlangen enth&li Sgr. 

Uber den Majanebel schreibt Herr A. Kammerman, Adjunkt- Astronom 
der Sterrnvnrte in Genf an den Heranssgeber der Astr. Nachr.: ,Die sehr 
auffallende Entdeckung des Majanebels durch die Herren Henry mittelst 
der Photographie und mit Hilfe eines relativ massigen Instrumentes ftihrte 
Herrn Oborat Gantier, Direktor der Sternwarte, anf die Idee, denselben auch 
in unserm ZebnzdUer zu aehea, natürlich unter Anwendung besonderer Hilfe- 
mitteL £r wurde darin bestärkt dorch die direkte Reobaehtnng, welche 
inzwischen in Pnlkowa erfolgt war, wosMlbst Herr 0. Struve den Nebel 
mittelst eines IfiZidiers erkennen konnte, ohne Anwendung (wenigstens 
soweit bekannt) von besonderen Vorrichtungen. Herr Struve beklagt sich 
Uber den Glanz des Sterns Maja, der die Sichtbarkeit beeantrachtigt 

Die günstigsten Sicbtbarkeitsvalialtnisse werden durch Beobachtung 
folgender Yoraiehtsmassregeln erlangt werden: 

1) Anwendung eines Okulars, welches das grosstmogliche Lidit gibl^ 
ohne andern Verlust, als den, weicher ans der Absorption der 

frläser folgt; 

2) Ausschlief?snng aller nicht unbedingt notwendigen Lichteindrücke; 

und eventuell 

3) Sichtbarmachnng d«r photographischen Strahlen, da es m^Hch 
ist, dass der betreffende Nebel mm groasten Teil chemische Strälen 
anssendei 

Diese letzte Massregel wurde von Herrn Prof. Thury angegeben, welcher 
zu diesem Zwecke das Soretsche Verfahren anriet. Dasselbe besteht in der 
Anwendung einer Lamelle Uranglas, oder eines Präparats von Asculin. 

Die Versuche fingen am 24. März an. Die angegebenen Vorsichts- 
massregeln waren aber anfangs nicht ausgeführt und daher blieben die 
ersten Versuche resnltatlos. Am 30. MSiz jedoch konnte ich mit einem 
Soretschen Okular Ton SOfacher Yeigrosserung Spuren des Nebels wahr» 
nehmen. 

Nimmt man, wie aus verschiedenen Experimenten Ii rrvorgeht, 7 mm als 
die grösste Ausdehnung der Pupille bei Nacht an, so beträgt theoretisch 
für unser Instrument die günstigste VergrÖssenuM^ drka 40. Wir besiteen 
em Torsügliohes Okular Ton dieser Kxwft, Ton Merz nach Art der pari- 



« 



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— 191 — 



flkopiachen kcmBtmiert Dasselbe wurde am 2. April nach Anbringung der 
fli^efÜhrten Yorriditangen angewendet. Zur Ausschliessung des nicht not- 
wendigen Lichtes wurde ein Diaphragma hergestellt, welches nur die un- 
mittelbare Nähr von Maja zn ^olv^ri erlaubte. Maja selbst wurde durch 
einen kleineu zirka 1 mm breiten Obturator bedeckt, und ausserdem wurde 
noch, wie angeführt, ein Uranglas angewandt. 

Diese Massregeln erlaubten mir, den Majanebel deutlich m sehen; ich 
hatte jedoch keine Zeit, zu prüfen, inwieweit das üraiiglas von Wichtigkeit 
ist, da der Himmel sich später in dieser Gegend bedeckte. Diese Frage 
steht also noch oÜ'en. 

Um 8*^ 10"* M. Z. Genf entwarf ich eine kleine Skizze des Majanebels, 
die mit der Struvesdien Zeichnung im allgemeinen Obereinstimmt. Sie unter- 
sdieidet dch nur in einem Punkte, nSmlich in der Ausdehnung des hellsten 
Teils des Nebels zwischen Maja und dem Stern z. Dieselbe ist nach Herrn 
O. Stnive gleich ' der Entfernung der beiden Sterne, wälirend ich die 
Breite nach dem Sterne z hin zu nicht ganz ' der Distanz schätzte. Den 
schwächeren Teil des Nebels konnte ich nicht erkennen. Der obere Teil 
der Spirale war ziemlich scharf abgegrenzt, der untere weniger; jedoch war 
such unten die Krümmung zu erkennen, nicht abor so ausgeprägt als in 
der Strnveschen Zeichnung. 

Seither erlaubten leider Wolken und Mondschein, sowie die immer 
grössere Xähe der Plejadeu am Horizonte, keine weitere Bestätigung mehr. 
Ich erlaube mir, Ihnen dennoch diese Beobachtung mitzuteilen, da sie zeigt, 
dass der Majanebel auch in mittloroi Instrumoiten siditibar ist, wenn man 
genügende Vorsichtsmassregeln anwendet. Ohne dieselben habe ich den 
Nebd nicht sehen können.* 

Kaxl Fritsch, vorm. Prokesch 

astronom. und optisches Institut 

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Planeleiikonttellatloiies 1886. Oktober S. 15 li Merkur in Konj. mit Jnpiter 22, 

stidl. Oktolipr 9. 6 Ii Jupiter mit der Sonne in Konjunktion in Kt'ktaszeusion. Oktober 
10. 12 b Merkur im niedergteigenden Knoten. Oktober 10. 15 Veno» in grö««ter uördl. 
heUozetttxiacber Breite. Oktober 14. Olk Merkur in Konj. ndt üranns, Merkur 59' n5rd1. 
Oktober 1''). 4 Saturn in Quadratur mit der Sonne. Oktober 15. 15 h Neptun mit dem 
Monde in Koi^unktion in Ksktaszenaipn. Oktober 19. 20^ Saturn mit dem Monde in 
KonjonkHon in Rektaasenrion. Oktober 20. Vl"^ Herkur in der Somienfeme. Oktober 
22. 10 ^ Venus mit Jupiter in Konj. in Rekt., Venus 18' nördl. Oktober 25. 3 >> 
UrauuB mit dem Monde in Koiguukiion in Rekt«uuseoaion. Oktober 25. 20 ^ Jupiter mit 
dem Monde in Koiqunktion in Rektusension. Oktober 36. 2 Yeniu mit dem Monde 
in Konjunktion in Rektaezeusion. Oktober 28. 2^ Merkm- mit dem Monde in Kf)n- 
junktion in Rektaszeusion. Oktober 29. 23 Mars mit dem Monde in Koi\junktion 
in " *^ ' - " 



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— 192 — 



Planetenstelliiiig im Oktober 1886. 



Berlin. 
MltUg 


Geosvntr. 
R«ktMMniioii 
h. m. ■. 


(ieosentr. 
Deklination 

D 


Kulmina- 
tion 
h m 








Merkur. 








m 


5 


48- 8r) 


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15 


14 


5 


1 9*58 


i:'. I i :i9-6 


0 


30 


20 


14 


34 


3'2'60 


16 17 27-6 


0 


39 


25 


15 


3 


37-21 


18 fift 29-5 


0 


49 


90 


16 


82 


80*16 


—21 Id 58*8 


1 


58 










Venus. 






o 


11 


52 


39-20 


-f 2 23 56-8 


22 


56 




12 


15 


81-58 


— 04 17-4 


28 


0 


15 


12 


38 


25-47 


2 n:5 in-6 


23 


3 


20 


\6 


1 


2605 


5 1 37-9 


23 


6 


26 


id 


24 


88-88 


7 27 87-8 


23 


10 


80 


18 


48 


7*07 


- 9 49 42-0 


28 


18 










Mars. 






5 


15 


49 


55-42 


—21 2 52-4 


2 


54 


10 


16 


4 


51-94 


21 48 23-6 


2 


49 


15 


16 


20 


5-73 


22 29 11-9 


2 


45 


20 


16 


35 


36-10 


23 4 55-6 


2 


40 


25 


16 


51 


22-28 


23 35 13-7 


2 


36 


30 


17 


7 


23*01 


-2:< Äf» 46-3 


2 


33 








Jupiter. 






8 


18 


0 


55-42 


— 5 18 40-3 


23 


53 


18 


13 


8 


58-17 


6 8 20-0 


23 


22 


28 


13 


16 


ö9-;n) 


— fl 56 'j-l-f) 


2<> 


50 



Horiin Geoientr. 
Mu..»' RektMMiMioa 



6«os«ntr. 
Dekliaktion 

o 



Kalnlu- 

tion 
h m 



R 


7 34 22-92 


+21 22 11-7 


18 


26 


18 


7 86 2-85 


21 19 3-0 


17 


4» 


28 


7 36 57*24 


+21 17 37-8 


17 


10 




0 r ■ n ■ s. 






.1 


12 32 31-13 


— 2 47 9-2 


23 


25 




12 34 48-62 


3 1 49-2 


22 


47 


28 


12 87 1-67 


— 8 IG 55-4 


32 


10 




N tpfin. 






4 


3 42 41-52 


+17 54 30-2 


14 


50 


16 


3 41 43-06 


17 50 50.3] 


14 


2 


28 


8 40 82-85 


+17 46 86.2 j 


18 


14 







m 


Mondphasen. 


ÖkÖÄr. t 


11 


27 -^^?stes "Viertel 


_ Ö 


14 




Mond in Erdfeme 


« 12 


16 


175 


Vollmond 


20 


3 


34-4 


Letztes Viertel 


24 


13 




Mond in Erdnähe 


> ^ 


20 


91 


Neumond 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1886. 



Monat 


Steril j 


Grösse 


1 Eintritt 
[ b m 


; Austritt 

1 h m r 


"ölrtbr. l4. 
16. 
16. 
17. 


(i Walfiscti 
0^^ Stier 

111 


4-0 

4- 2 
4.2 

5- 5 


—-'j— 3.9 

7 47-9 

7 40-3 

8 12-2 


^ 7 66-S~^ 
8 21-7 

8 29-6 

9 50 



Vorfinsterungen der Jupitermonde sind im Monat Oktober nicht zu beobachten. 

Läse Hiiil firBMe dtt Salinirliiflet (nacli Beseel). 

Oktbr. 20. 0 rosse Achse der Ringellipse: 42 i;5"; kleine Achse 16-23". 

Erhöhungswinkel der Erde aber der Kingebene: 22<' 39-8' sOdL 
Mittlece^Mefe der EkUptik Okt 17. ^ 27' U-31'' 
Scheinb. , , , , , 28« 27' 615" 
Halbmesser der Sonne , , 16' 5-2" 

Fixallaxe , , 8-89" 



(A]l€ 



Omok von Hmm A B«ok«r in Ii«ipil(. 



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Nene Folge Band XIY. 



Heft 9. 



SIRIUS. 

Zeitschril't lür populäre Astronomie. 



Zentralorgan für alle Freunde und Förderer der UimnielskuQde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

herrorragender Fachmänner und astronomischer Schriflstelier 
Ton Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

- «fijtiÄ »,WIW*n und Erkennun sind div Freude und di«s 

{September ISelO* Berechtigumr (IcT Monecbheit." Koamoa. 



Inhalt: Die dunklen Punkte im Mar» NectArit. 8. 193. - t'ber den Tysnesmeteorit und dni 
andere in Skandinavien niedergefallene Metenrateina, Von Hani Reuaoh in Chriatiania. 9. IM. — 
Balfour Stewart, Uber die Licht- und WftrmeBtrahlung der HimmelBkOtper. S> 801. — Die Änderungan 
der Warm eatrah lullet Uo» Mondea w&hrend der totalen Mond&uaternia am 4. Oktober 1884. S. 205. — 
Die Kant-I>aplaoeache Himmelamechanik und neuere besUgliohe Anschauungen. 8 . 207. — YermiachtA 
Nachrichten: tTber einen abnormen Sonnendeck. S. 311. — Der rot« Fleck auf dem Jupiter. S. 212. — 
Die Farbe des Begleltera vou !:T^r«ae maioria. S. 212. — Über einige eigenlUmlk'hä ept'ktr<JHkopitche 
Eracheinungeu. 8. 213. — luoorate ä. 814. — Stellung der Jupitermonde iui November \SH6. 2ib. 
— Pl«iMt«nkOBal«U««ion«n Movembtc 1888. 8. 8I&. — PlutetenMaUung im Novembe« 1886. S. 818. 



Die duuklen f uEkte im Mare ^iectaris. 

HerrW. Goodacre schreibt im E. M. über diese Flecke: „Als ich im 
vergangenen April einige Tage vor der Opposition den Mond beobachtete, 
bemerkte ich zwei aui'iailige dunkle Flecke von nahezu kreisrunder Gestalt 
und unmittelbar bei einander liegend, beide mit einer zentralen weissen 
Krateröffnung. Als ich in der Nacht des 18. Mai wieder nach den beiden 
Flecken sah, bei Ahendbeleuchtang derselben, waren die kleinen Krater- 
höhlen verschwunden, aber nach sorgföltiger Beobachtung schien der süd- 
lichste der beiden Flecke nahe seinem östlichen und westlichen Rande zwei 
feine weisse Punkte offenbar .sehi- kleine Krater — zu haben. Die Be- 
obachtung geschah mit einem 12 zölligen Spiegelteleskop von Calver." 

Herr Gaudibert bemerkt gelegentlich dieser Mitteilung, da^ eine gute 
und sehr eingehende Zeichnimg der beiden Flecke sehr wünschenswert sei 
und schreibt weiter: »Am ll. März 1886 habe ich den dunklen Fleck 
südlich von Mädler sorgsam beo])achtet. \nf den ei sten El ick schien er mir 
trerrcn Nord hin länglich. Als die I^uft sehr ruhig war, sah ich, dass ein sehr 
kleiner Krater den Nordrand des grössern (zentralen) Kraters durchbrochen 
hat. Niemals früher habe ich diesen kleinen Krater wahrgenommen, indessen 
weiss ich nicht, ob nicht ein anderer Mondbeobachter denselben früher 
gesehen hat. An der äfidsüdostseite des zentralen Kraters steht noch ein 
Kraterchen, aber nicht so nahe dem Rande als da.s oben genannte. Im 
Ganzen zahlte ich 18 Krater in dieser Gruppe. Da die Vermutung aus- 
gesprochen worden ist, es könnten noch gegenwärtig in dieser Gegend des 

Siriua lim. Heft 9. 25 



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— 194 — 



Mundes Veräiideruugeu stattfindeu, so bedarf diene Moudlaudächaft keiner 
besonderen Empfefalm^.* 

Die in Reile stehenden dunklen Flecke sind diejenigen, auf welche ich 
schon vor Jahren hingewiesen habe und von denen ich nachzuweisen suchte, 
flass sie zur Zeit der Beobachtimj:^pn Oruithuisens, Lohniianns und ^Tädloi-s 
nicht in ilirer h("uti*i;tn Augentaiiigkeit vorhanden waren. Den weissen 
liand um die zentralen Krater beider Flecke habe ich ebenfalhi vor Jahren 
schon gesehen nnd hesehrieb«!, wie die Mhoren Jahrgänge des .Sirius" 
erweisen. In der zweiten Ausgabe meiner «Anleitung zur Durchmusterung 
des Himmels" habe ich S. 161 beider Flecken gedacht und bemerkt: ,Mit 
starken Foriit^'läsern erkennt man, dass holde dunkle Fhckc im Zentrum 
je einen kleinen, hellen Kriiter haben, der sich bei starkfr Vergrössenin*:^ 
fast wie ein irdi.sclier Vuikankegel darstellt Ausserdem luiiieu, wie ich 
unter sehr günstigen YerhSltnissen gesehen habe, von dem grossem Krater 
radiale Hl^elzttge aus und in einiger fintfemung ist er von kleinen 
Kraterchen kreisförmig umstellt." Dieser Beschreibimg imd einer 1S82, 
Januar 25. entAvorfenen Skizze ents|u-ieht die lieschreihuiiLj des Kenn 
Gaudibert am Itesten, doch habe ieli damiils den Kraterjjurasiten auf dem 
Walle nicht gesehen. Diese zahllosen parasitären Krater und die Barraucos 
des ZeotnSknkas darf nur mn. geftbter M ondbeobacht^ an dnem grossen 
Instrumente wahrzunehmen hotflNL Von Herrn Gaudiberfc ist aber längst be> 
kannt, dsiss der mikroskopischen Sehkraft seines Auges und der Yorzflglich- 
keit seines Instrumentes das feinste Monddetail sich enthüllt. Dr. Kleb. 



Cber deü Tysnesmeteorit und drei audere iu iSkaiidiuaYien 

niedergefallene MeteoiBteine. 

Von Hani Beuüch in ChrirtiaB». 
Nach dem Hanuakript des Verf. ttberiaragen von Otto H. Herrin an n.*) 

1. Der Tysnesmeteorit. 
(20. Hai 1884^ Abends swischen 8 und 9 Uhr). 

Der Fall. Das Gehöft «MidtVaage*' Hegt auf dem östlich«! Teil der 
Tysnesinsel, 51 km im SSO. von Bergen. Hier fiel am Abend des 20. Mai 
zwischen 8 lind 9 Uhr ein Meteorstein, der 18*95 kg wog. Ausser diesem 
wnrdf'n in nnrnittelUarer Nähe des Fallortes eini^^e klpinpre Moteoritbruch- 
stiicke aulVrefunden. Xan diesen sind wohl die meist<'n S])lifter, die sich 
beim Fall von dem grossen Stein loslösten; einer von ilinen jedoch min- 
destens — nSmlich der grosste mit einem Gewicht von 0*91 kg — scheint 
in Folge seiner Gestalt einem anderen Stein zugehört zu luiben. Das 
Ganze wiegt 21'7 kg. 

Oleiclizeitig^ mit dem Fall wurde weitliin eine Feuerlju^el l)eol)aelitet. 
I ber diese lie<^'en mehrere Berichte vor. i^e/.irksar/t (ijestland, der auf 
dem üehüft Hovland wohnt, hat in der ,Söndre Bergenhus Amtstidende" 

*) Aua dem Neuen Tain I n« Ii ffii ]\rin«»lc^e etc. BeiL-Bd. IV, vom Herrn Yer- 
&Mer eutgesandt und luit Abkürzaugeu hier wiedergegeben. 



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— 195 — 



vorn 14. .Iiuii 1884 eineu Bericht gegeben. Der von ihm erlialtenen Be- 
schreibung zuiblge, die aus den südöstlich vom Fallori gelegenen Gegenden 
herrührt, schoss die Feuerkugel «mit Blitzesgeschwindigkeit von Südosten 
imch Nordwesten". Man hörte einen starken Krachf wie ein von rollendem 
Dröhnen begleiteter Donner*. Auch einen langen, weissen Hauch be- 
merkte man. 

Ein Beobachter in Skorpen, lU km OSO. vom Fallort, sah das Meteor 
Kuerst am Himmel üb«r dem Kvinherredg Unge, also im ONO., und ver- 
folgte es so mit den Augen, bis es ttb^ den fjord sprang, also ungefähr 
in west-nord-westlicher Richtung von ihm. 

(iniboninj^onieur T. B. Barrat, welcher bei YaraldsÖens Schwefelkies- 
grube, 2S km vom Orte des Fallf^s, angestellt ist, schrieb am 23. Mai an 
die Zeitung „ Bergenposten ' : Dienstag, den 20. Abt-nds ungefähr y\,'^ Uhr*) 
wurde ein langanhaltendes und lautes Getöse gehört und glaubten wir, es 
sei Donner. Einer der Arbeiter sagte aus, dass er einen schlangen- 
förmigen Rauchstreifen von der näc^hsten Bergspitze über die Häuser habe 
herfahren und dann vorschwinden sehen. Eine Frau berichtet, sie habe 
zwei Feuerkngehi in der Xälie der Omhe bemerkt. Zwei Arbeiter, welche 
während des Vorfalles sich im nahen Walde befanden, wurden sehr erschreckt, 
indem sie eine glühende Kugel von der Ghrösse einer grossen Lampenglocke 
in der Bichtui^ von Ost nach West gerade auf sich zukommen sahen. Sie 
kam auch so nahe, dass sie dieselbe mit einem Schuss aus einem Jagd- 
gewehr hätten erreichen können. Indem die Kugel sicli ihnen näherte, 
begann Feuer auszuströmen, was die Gestalt eines Reis.sjgliesens — die 
dünne Stelle der Kugel zugekehrt — annahm. Die Kugel flog voran, 
wurde allmählich kleiner und verschwand endlich, ein^ schmalen llauch- 
streifen hinterlassend. Ungefähr 1'/., Minuten später hörte man einen 
fürchterlichen Knall." 

^Yahlpflanzer H. Skadsem, der in Ulven, 29 km. NNW. vom Fallorte 
wohnt, hat auf die Bitte des Verfassei-.s hin die Informationen gesammelt, 
welche bezüglich des Meteorits zu erlangen waren. Auf dem Exerzierplatz 
Ulven sahen der Wachtposten und mehrere andere Personen Abends 8'/.^ 
bis 9 Uhr die Feuerkugel ungefiUhr in der Richtung von NW. nach SO. 
fahren. Der Laut \\ nrde wie ein Kanonenschuss gehört, jedoch viel stärker 
und mit langem Dröhnen hinterher. Die Schildwaclie und ein Marketender, 
der dranssen war. vermeinten lünterdrein einen Geruch nach Sclnvefel zu 
bemerken. Diese Mitteilungen iiat Herr Skadsem nicht von den Betretf en- 
den selbst, sondern aus zweiter Hand erhalten. Die folgenden Aussagen 
stammen dagegen direkt von den Augenzeugen. Ein Bursche sah die Feuer- 
kugel vom Hofe Kuven (am unteren Ende von ^Ulvenvand") und ein 
erwachsenes Mädchen sah sie von einer Stelle aus, die der Poststrasse 
näher gelegen ist. Sie wurden zuerst auf das starke Lenriiten ant'merksam 
und sahen so das Meteor als einen cylindrischen, konisch zugespitzten 
Feuerkörper mit einem Lichtschweif scheinbar tief und etwas östlich von 
Kuven vorbeifahren. Die Luflerscheinung hinterliess einen Rauchstreifen 



♦) Ich möchte mich dem, wa.s son.st lesi m -t* llt ist, annehmen, das.s diese Stunde 
«u sp&t i»tf die Uhren gehen, wie allgemein bektuint, aui dem Limde weni^ korrekt, 

2b* 



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— 196 — 



in der AtmcMphSre, der sich nachher in Folge der schwachen Luftströmung 

in ffiekzacklinieii legte und sich zerteilte. Die Richtung des Meteors 
schien von NW. nach SO. oder vielleicht etwas südlicher zu verlaufen. 
Ziilet/t '/er])liitzte die Kugel — zerstob — scheinbar mitten über dem 
,li)»)rueijür<l'' in der Richtung auf odfr etwas östliclicr als die Fnndstt^lln 
in Tysnes. Bei dem Zerplatzen .suii mau kleine Struiiien mhi der ursprüng- 
lichen Bahnlinie divergieren. Der Bnische scbÜtete die Zeit von Explosion 
bis zum Vernehmen des Knalles auf 2 Minuten. Dies dürfte dock sehr 
unsicher sein, da er nicht nach der Uhr sah. 

Vor der ExjiloHion hörte der Bursche ein Zischen wie von einer 
Kautnienkuircl herrii hi « nd, nach derselben mehrfachen, auf jeden Fall 4 
bis Smaiigeu Kuaii, vielnial stärker als Kanonenschüsse. Die Zeit wurde 
auf etwa 9 Uhr angegeben. Das Mädchen ' vermeinte Schwefelgeruch zu 
verspüren, der Bursehe nicht. Ole Skogen Os auf dem Gehöfte Haaland 
N. von der Kirche zu Os sah die Feuerkugel fast oberhalb (etwas östlich) 
von seinem Gehöfte etwa in der Kichtung von N. - S. ]mssierpn. Va' be- 
hauptet hinsichtlich der Richtung ungefähr sicher /u sein, da er die Hieb- 
tung des nachfolgenden Licht- und Rauchdtreifens beobachtete. Kr hörte 
nur einen gewaltigen Knall mit nachfolgendem Echo vom Gebirge her, 
bemerkte aber keinen Geruch. 

In Fuse sah man die Feuerkugel östlich von diesem Orte vorbeifahren, 
Der B'^-irlif er^t;(t*^'M- »-rhlirkte sie zuerst in nordöstlieher Richtung und gab 
an, sie ge.seijt'u /u iialieu Ins die Kuj^el in südwestlicher liichtun«; vom Platze 
gewesen sei. Als sie etwas aiu Ostpuukte vorüber gekommen war, zerspraug 
sie. Zwischen der Explosion und dem Knall lag mindestens eine Minute. 

In Vind^es (der Spitsse des Fuselandes) wurde der Knall in 0. so 
stark venionunen, dass man ein schwaches Beben des üauses verspürte. 
So weit Herr Skadsem. 

In Bereden sah man dm^ Meteor und veniahui das Getinse. Kin Ge- 
rücht, dass im S. unweit der btadt beim Gehöfte Landaas ein Meteorstein 
gefallen sei, bestätigte sich nur insoweit, als eine Frau bei der hier be> 
sprochenen Gelegenheit einen leuchtenden Gegenstand an der hier liegendai 
Hausmannswohnung Sfiinimelen will haben niederfallen sehen. Sie be- 
hauptet, der Gegenstand habe sich gegen das dahinter liegende Ulrikken- 
gebirge abgezeiclmet. 

Auch in Vossevangen will man das Meteor gesehen haben; ebenso 
südlich im Kirchspiel l<jeldberg. 

Vergleicht man die veirschiedenen Mitteilungen tlber die Richtung, in 
der sich die Lufterscheinung bewegt hat, so können dieselben als einander 
widerstreitend erscheinen. T»i s!i(lr)stlicher Richtung vom Niedergangsort 
will man dieselbe sich nordwestlich, in nordösstlirher Ilic htuiig, Varaldsöen, 
dagegen westlich haben bewegen sehen. Die lieohachter im Norden geben 
eine südliche Bewegung an; der westlichste von diesen (Kuven) besseichnet 
die Richtung südöstlich, der nördlich.ste (Haaland) südlich, der östlichste 
endlich sttdwMtlich. Diese Angaben können in Einklang gebracht werden, 
wenn man nnninmit, dass- sich die Feuerkugel nngetahr senkrecht zur Fird- 
oberflrtcbe l)e\\vgt habe. l)ie Beobachter haben sie zuerst h<u h am liinunel 
erblickt oder, wie es ihnen geschienen hat, uugelahr über den Köpfen und 



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11» 7 



haben sie so gegen den Nieiltrgung8ort hin sich bewegen sehen. Ein 
Himmelskörper braucht nicht sehr hoch zu stehen, damit es dem wenig 
aufmerksamen Beobachter so vorkommt, als ob er fast senkreclit iilier ihm 
stünde; dies ist z, B. bei dem Polarstern, der doch nur 60** Jiber dem 
Horizont steht, der Fall. Nach der Beobachtung von Skorpen OSO. vom 
lujitlorte, der zufolge das Meteor erst im ONO. gesehen wurde, ist die 
Bahn wohl nicht ganz lotrecht zur Erde, sondern schräg, etwas nach 
Westen geneigt gewesen. Wenn von der Bewegungsrichtung des Meteors 
die Kedt' ist, darf man nicht vergessen, dass sich die Erde von W. nach 
O, dreht, so ila.ss die IJalin in Wirklickeit weniger geneigt gewesen ist. als 
dies /n sein scheint. Die Feuerkugel zerspraug, während sie noch hoch 
oben in der Luft war, da zwischen dem Gewahren der Kxplosioji und dem 
Yemehmen des Lautes eine gewisse Zeit verstrich. Die Bahn durch die 
Luft soll nach einem J?ec)l)ii( hter (Kuven) von einem Zischen begleitet ge- 
wesen sein. Viele Beobachter nahmen, nachdem das Meteor selbst ver- 
schwunden war, einen Rauch" wahr, der sich eine Zeit lang in der Bahn 
der Erscheinung iiielt, dann aber nach und nach weggeweht wurde und 
verschwand. Drei Beobachter sagten aus, dass sie nachher einen Schwefel- 
geruch gemerkt hätten. Wahrscheinlich sind mehr Steine iiiederge&llen, 
als man aufgefunden hat. Vorstehend wurde erwähnt, was von Strimmelen 
berichtet worden ist, und dass der Beobachter von Kuven die Feuerkugel 
sich in nielnere kleine Teile zerteilen sah. Die Leute am Niederfallsorte 
wollen mehrere Stücke in den Fjord haben fallen «eben. Am LygreQord 
soll ein Stein gesehen worden sein, der auf einen Berg an der See auf- 
getroffen, darauf ins Wasser gefallen sei. Auf dem Gehöfte Vaage selbst 
habe ich mit zwei erwachseneji Personen, die Augenzeugen des Falles ge- 
wesen waren, gesprochen. Keine von diesen hatte eine Feuerkugel bemerid^ 
was, selbst wenn eine solche von ihi eni Standpunkte ans zu sehen gewesen 
wäre, ziemlich wahrscheinlich if»t, weil das Meteor sich uugefiilir senkrecht 
Hui sie zu sich bewegt hat. Man gibt ja selten darauf acht, was gerade 
fiber unserem Kopfe zu sehen isi 

Eine Frau, die sich eine gute Schussweite von dem Punkt entfernt 
befand, wo s]v'iter der Stein aufgefunden wurde, hörte einen starken Lärm 
und erschrak gewaltig; sie sah auf in die Luft und gewahrte eine schwärr- 
liche VVolkenmasse. in der es 5 — Hnial zn knaUen ,s<']iien; darauf fiel der 
Stein unter Sausen und mit starkem Gedröhn , schräg" nieder, indem vom 
Hügel, wo er auftraf, Bauch and Staub aufstieg. Die Frau ging zu der 
Stelle hinzu, sah ein Loch, bemerkte aber nichts, was niedergefallen wäre. 

Ein Mann, der etwas weiter entfernt war und nach der Tagesarbeit 
sich seinem TTause näherte, hörte ein , Gedonner", gerade als er zu der 
Ecke eines Feldes, die er mir /,ei;^fte, gekommen war. Kr setzte seinen 
Weg fort und sab, aljs er ganz dicht an sein Haus gelangt war, den Stein 
«wie einen geschossenen Vogel niederfallen. Nach einer aufgestellten Probe 
sollte der Mann ungefähr 1 Minute 10 Sekunden gebraucht haben, um von 
der besagten Ecke nach seinem Hause zu gehen. Nach der laogm Zeit, 
die zwisrheii Wahrnehmung von Laut und Fall verstrich, zu urteilen, mnss 
die Explosion des Meteors sehr hoch über der Erdoberfläche vor sicli rr,.. 
gangen sein; wie hoch (vielleicht 20 — 30000 m) ist schwer zu sagen; man 



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— 198 — 



mtisste bei eiin r J^crechnung die (Teschwiii(li^'^k<'it berttcksiehtigeii , welche 
die Feuerkugel vor der Explosion hatte, die Fortpflanzung.sgesdnvindigkeit 
dos Schalles, din A^'idersfand der Luit (der Stein erroichte wohl ntir rinc 
gewisse Geschwindigkeit und behielt diese dann), endlich auch, dass die 
Bahn des Meteors wahrscheinlich infolge von dessen unregeliuässiger Form 
ehras kramm wurde. 

Am Morgen nach dem Fall bemerkte ein tischen, das dicht an der 
Fallstelle wohnte?, im Grase einen grossen schwarzen Stein liegen. Sie 
wälzte ihn /in* Seite, achtete aber nicht genauer aut" iliTi. Hczirksarzt 
(jjestlaud, der ein j)aar Tage darauf erfuhr, dass „die Feuerkugel nieder- 
gefallen sein sollte^, stellte Nachforschungen au, fand jedoch nichts. Erst 
spSter, als sich das Gerücht yerbreitete, Herr Qjestland habe nach einem 
niedertregangenem Stein gesucht, wurde die Aufmerksamkeit luif" den von 
dem Mädchen gefundenen Stein gelenkt. Der Stein hatte die Erdoberfläche 
an einer Stelle getroffen, wo da,s (Tebirge. ans ThonschiefiT bostohend, mit 
ein wenig (ca. ÜO cm) F^rde bedeckt war. Der Stein war durcii diese 
hindurchgednmgen, hatte von dem darunterli^euden Gestein Splitter ab- 
geschlagen nnd war darauf 13 m vom Loch nach N. weggespnmgen. 

Jetzt erhielt Herr Gjestlaud auf sein Ersuchen den Stein in A rw ih- 
rung für die Hausmannsfrau, auf deren Grund er gefallen war, und Herr 
Gjc5<tland schrieb den erwähnten Zeitungsartikel, Seiner gütigen Vermitt- 
lung ist es zu danken, dass der Stein fiur die Üniveisität Christiana erhalten 
wurde und nicht, wie es fast geschehen wäre, in die Uäude eines Aus» 
länders kam. Herr GjesÜand hat auch Sorge getragen, dass die Um> 
gebungen des Fallpunktes genau nach kleinen Bruchstücken durchsucht 
wurden und sind von letzteren nS zusammengebracht worden. 

Der Stf'in ist mit einer schwarzen, schwach ^länzendni oder fast 
matten Schiuel/kruste bekleidet, deren Dicke imr einen Bruchteil eines 
Millimeters ausmacht, kaum au irgend einer Stelle 0*5 mm dick. Die 
Schmelzhaut ist rauh, bisweilen in so hohem Grade, dass sie an eine von 
der Kälte zusammoogeKOgene Haut erinnert. Mitunter sieht man um die 
uhrglasförmigen Eindrücke herum eine Andeutung zu einer strahlentorniigen 
Anordnung dieser Unebenheiten der Haut. Die hervorragenden kleinen 
Körner in der Schnielzrinde scheinen vorwiegend da vuizukonnuen, wo in 
derselben Eisenköruer eingesprengt liegen. Wenn nuin die Schmelzrinde 
reibt, so kommt nämlich Eisen in Gestalt kleiner Warzen zum Vorschein. 
Bei näherem Betrachten sieht man, dass die Scliuielzhaut von einem un- 
regelmässigen feinmaschigen Netz von ganz feinen Sprüngen durchsetzt ist, 
das wahrscheinlich während des Erkaltens entstanden ist. An mehreren 
Stellen sieht man aussen auf der Sc iinielzhaut helle Flecke einer weiss- 
lichen, pulverförmigeu Substanz. Auf dem grossen Stein, der abgewaschen 
und abgebOrstet worden ist, war dieses Pulver wahrscheinlich ursprQnglich 
in ansehnlicherer Menge zugegen, als jetzt. Dies kann man an einem ver- 
hältnismässig reichlich damit bedeckten Stücrke sehen, das vom grossen 
Stein abgeschlagen wurde, und das man mit seiner Brneliflndie in den 
grossen Stein einpassen kann. Das Pulver, welches ziemluh Itjse in den 
Vertielungen zwischen den kleinen Unebenheiten der Schmelzrinde sitzt, 
zeigt sich n. d. M. als ans doppelbrechenden Mineralsplitterh zusammen- 



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^ 199 - 



gesetzt, die sich niMit mit t inni: tUr Miiieriilicii des Meteorits in Übereiii- 
stinimung bringen lasjjeii, «oiidern welche Staub von dem Srliiefer 7.11 sein 
scheinen, auf welciien der Meteorstein aufschlug. Das Pulver ist wahr- 
»cheiulich an dem Gestein haften geblieben, bevor die Sdimelzhaut er- 
starrt war. 

Die öesteinsart des Meteorits. Der Meteorstein ist nicht bröckelig, 
wie vif'le jmderf ^fchTtritr, sdiidcrn /.ienilicli t'"st u'id hart. Die Hauptfarbe 
ist giaii. i*rof. Kjerulf hat tinc Hcke vinu Stnii absägen lassen. Das, 
was unseren Meteorit in besonderem ürade auszeichnet, ist die schöne 
breccienartige Struktur desselben. In einer dnnkelgrauen Qrundmasse liegen 
scharfkantige Fragmente von lichterer Farbe eingestreui, einige verhältnis- 
mässig sehr hell, andere -weniger. Bei näherem Studium sieht man, dass 
ein alliir'ihliclier tiberganir hcstflit von den grösseren Hrnclistiicken zu den 
kleineren und immer kleineren, bis ganz winzigen von weniger als 1 itini 
Breite. Dass ein solcher Ubergang that^ächlich existiert, wird im Folgen- 
den dnrch die mikroskopische Unta»nchnng bestätigt werden. Der Stein 
stellt sich als ein Ohondrit mit brecdenartiger Struktur dar. 

Die Schnittfläche Hess sich nur unvollkommen [»»licren. Das Eisen 
im Stein wurde balrl hlaiik, ra^te alier als ein /.iilier Hestaudteil bei der 
weiteren Behandlung Uber der Oberilätlie hervor, so dass diese vom Putz- 
pulver wenig beeinflu.sst wurde. Uält man die SLhuittllUche in geeigneter 
Weise gegen das Licht, so dass das Eisen glänzt, so kann man sich von 
der Art, wie letztet» auftritt, eine gute Vorstellung machmi. Das Eisen 
geluirt hauptsächlich der Grundmasse an. Mau erbli(;kt einzelne rundliche 
Klümpchen von nnf]^frähr ein paar Millimeter Uriisse und ausserdem kleine, 
unregelmässig getbrmte Kiuner. Die meisten kleineu mid eiiii^^fe der etwas 
grösseren Bruchstücke sind ziemlich eiäeufrei. In den meisten der grotuieu 
Bruchstädce tritt das Eisen wie in der umgebenden Grundmasse aitf, in 
einigen ist es spärlicher vorhanden. Ausser Eisen bemerkt man einige 
andere gelbliche Körner mit Metallglanz. 

Der Meteorit zeipft sich wesentlidi aus Hronzit, OHviu und Eisen 
zusatnniengesetzt, wozu sich etwas Ma^nietkies gesellt. Andere Mineralien 
vermochte ich nicht mit Sicherheit zu erkennen. Es wäre möglich, dass 
sehr sparsam monokliner Augit vorkommt. Ein Versach, aus Pulver ver> 
mittelst einer konssentrierten Lftsung von Jodkaliumjodquecksilberlosung 
möglicherweise vorhandene leithtere Mineralien au.szuscheiden, ergab ein 
negatives Resultat. Der Hron/it ähnelt auf di u er!<ten Hlick dem Olivin, 
unterscheidet sieh von dteseni aber dadurch, dass seine S|mltbarkeit bes.ser 
ist und diLss er im Querschnitt sowohl piuakoidale wie prismatische Spalt- 
barkeit aufweist; letztere findet sich heim OUvin nicht. 

Weiter besitzt derselbe eine gewii»e faserige Struktur; die Polarisations- 
farben sind auffallend nuitter als die des Olivins. Der Bronzit tritt dureh- 
gangig in lanfr^^estreclcfen säuhnitörmigen ludividiien auf, dorOlivin in km*zen. 

Bei der Hetrachtung der Struktur des Steines wollen wir vorlautig von 
den grösseren 1 truchstücken al)sehen, die übrigens, wie wir später sehen 
werden, nicht wesentlich von der übrigen M:is8e abweichen. Man sieht 
Eisen, das wie ein Kitt eine Menge duräsichtiger, scharfkantiger und ab- 
gerundeter kleiner Stücke zusammenfegt, in denen die beiden Mineralien, 



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— 200 — 



Oliviu und Enstatit, auf mehrere verschiedene Weisen anfbreten. Ausser 

als Kitt gewahrt man das Eisen auch in <]^rössfrpn, unre^elmässigon Partien, 
in einigen meiner, von Wehrlein angei'ertigten Diinnschliffe tritt das Eisen 
sehr schön dadurch hervor, dass daseibat über dem Eisen auf der einen 
Seite des Schliffes Kopfer ansgeschieden ist. 

In den durchsichtigen Fragmenten kommt ein Teil der Eisenkömer 
eingesprengt vor, meist sehr spärlich auftretend. Die Bruchstücke bestehen 
wesentlich ans Enstatit nnd Olivin. Bald haben wir ein nnregelmässig nm- 
grenzt^s oder auch mehr oder wenigpr !()>Lrerundete.s Korn vor uns, da.s juir 
aus einem einzigen Olivin- oder ii<nataLitmdividnuni besteht, bald wird ein 
Bnichstllck ans mehreren Kry stallen zusamnicngc setzt Die erste Art von 
BruchstÜckoi, die „monosomatischen* sind durchgängig klein und es ist 
in der Regel nicht viel Bemerkenswertes an ihnen. Hervorzuheben sind 
die kugelförmigen OHnindividnen, die im Innern von ^Wänden" nnd 
.Böden* aus bräunlichem (Mas durchzogen sind. 

Ausser den grösseren ua,ch Zentimeter messenden Bruclistücken finden 
sieli in unserem Meteorit kleinere bis solche von nur ein paar Millimeter 
Ausdehnung; doch behalten diese denselben Charakter wie die grossen. Ja 
mir scheint nach makro- und mikroskopischer Untersuchung, dass alle die 
kleinen Bruchstüfkn. sogar die l-leinsten, nur Teile der??elben Substanz, wie 
die in den grossen auftretende sind. Wie die ganze Struktur hervor- 
gegangen ist, soll in einem späteren mehr theoretischen Abschnitt be- 
handelt werden. 

Unser Meteorstein wird von Rissen durchsetzt, die beim Zerschlagen 
einen schwarzen, glänzenden und gestreiften Beschlag zeigen. Wenn eine 
solche Spalte in einem T^ünnschliiF der Quere nach durchschnitten wird, so 
zeigt sich dieselbe von einer schwarzen Substanz erfüllt. Wo dieselbe in 
verhältnismässig breiten Partien auttritt, sieht mau, dass sie aus Eisen 
besteht. Da wo. eine Spalte ein rundliches Eisenkom durchschneidet, fliesst 
dieses mit dem Eisen der Spalte zusammen. 

II. Die Hesslemeteorite, 
(1. Januar 1869 ungefähr 12>/a Ukr Nachmittafrs.) 

Uber die Hesslemeteorite hat Freiherr von Nordenskjöld eine sehr 
wertvolle Abhandlung geschrieben, der wir betrefiFs des Falles und der 
chemischen Zusammensetzung iolgendes entnehmen.'") Hessle liegt un- 
g^hr SO km von Upsala entfernt. Hier und in der Umgebung fiel zur 
oben angegebenen Zeit eine ganze Anzahl Steine, von denen d^ grÖsste 
ungefähr 2 kg wog. Dieselben wurden auf einer ovalen Fläche gesammelt, 
mit 5 km Breite und fast 16 km Länge, von NW. — SO. Die Wurfrich- 
tung muss nach Nordenskjöld von SO. nach NW. verlauten sein, da die 
grössten Steine am weitesten nach NW. gefunden wurden. Ausser den 
Steinen fand man auch ein dunkles PuItw auf dem Schnee. Die Steine 
kamen mit geringer Geschwindigkeit und waren nach dem Fall etwas 
warm. In der Fallgegend, wo der Himmel meist bedeckt war» hat man 

*) A. £. NüiUeueikjöld, Meteorstensfallet vid Hessle. KongU Svenske V^et. Ak. 
Haadlingar. Bandet 8. No. 9. 1870. 



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— 201 — 



0 



kein Lichtphänoiupn beobachtet, dagegen vernahm man mehrere Miniltan 
hinchirch starken Knall, Gerassel und andere Laute. Ein Beobachter in 
einigem Abstand vom Fallplatze sah eine Feuerkugel mit blassblauem 
Schein sich von Ö. nach N. bewegen. 

Nordenalijdld ftthrt Tencbiedene Analysen sowohl tooi Stdn in seiner 
GesamUieit, als auch von den auf rerschiedene Weisen ansgesonderten 
Teilen an. 

Die Steine sind mit einer schwarzen Hant üljorzopfen, die an verschie- 
denen Stellen desselben Steines verschieden dick sein kann. Die llant i-^it 
ziemlich matt oder nur schwach glänzend. An einem der im Minera- 
logischen Museum der Umversität Ghiistiania aufbewahrten Steine sieht 
man deutlich, dass die Haut auf einer Flache mehr glänzt als auf dm 
anderen. 

Das Innere der Fläehe ist lichtgrau, fast weisslich. Schon bei der 
Betrachtung eines Dünnschliflfes mit der Lupe kann man sieh ül)er/.en'^o n, 
dass dasselbe viel weniger Eisen ab der Tjsnesmeteorit enthalt und dass 
die Bmchstücknatur bei weitem nicht so ausgeprägt isi Letzteres hat, 
mindestens zum Teil, seinen Grund darin, dass das Eisen hier nicht als 
Kitt, sondern wesentlich in Form von Klumpen auftritt. Die llesslemeteorite 
ahnein sehr den j^rossen, hellen Bruchstücken im Stein von Tysnes, eine Ver- 
mutung, die dnrrli die mikroskopische Untersuchung ihre Bestati^unp^ findet. 

Auch sie gehören zu der von Kose aufgestellten Familie ,Chondrite*. 
Man hat eine hauptsächlich aus unregelmässig begrenzten Komem von 
Oltvin und Bronzit bestehende Grundmasse. Diese Körner sind von sehr 
verschiedoiec Grosse, bis zu '/^ mm. VieUeicht ist auch eine amorphe 
SiiVtsfnn/ zugej^en. Tn der Grundma*?se liegen grössere, kantige und ab- 
gerundete, /.um Teil kugelförmige Bruchstücke, die sich von der UmgebTing 
deutlich als etwas besonderes abheben. Ausser diesen finden sich in der 
Orundmasse verschiedene Aggregate, die man als Terschwommeie, unr^el- 
mässig begrenzte Bruchstücke ansehen kdnnte. Der ganze Stein muss 
überhaupt als klastisches Gestein betrachtet werden, in dem sich eine An- 
zahl Bruchstücke durch ihre Grösse und Struktur vom übrigen herausheben. 

(FortaetKung tolgt.) 



Balfour Stewart, über die Licht- und Wftrmestrahliing 

der Himmelskörper. 

Wenn man die schwierige Frage aut'wirt't, was die Spektralanalyse 
über die Natur der Grundstoffe lehrt, ob sie gestattet, dieselben als wirklich 
einfache Körper zu betrachten, oder ob sie nicht vielmehr diese Annahme 

als unhaltbar zurückweist, so ist es wohl nötig als erwiesen anzundimen, 
dass sieh alle i\laterie aus Atomen und Molekeln aufbaut. Letztere sind 
sehr häutig so gegen einander gela^^ert. dass« unter deren Einiiuss der Körper 
iest oder iiUssig erscheint Unter Umständen jedoch halten sich die ver- 
schiedenen Molekeln in solcher Entfernung von einander, dass kdne metk* 
liehe gegenseitige Anziehung besteht: Der Körper ist gasförmig. In diesem 

«timlflSe. Heft». 26 



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Zustand veriri()<X('n w'r -Ii,, atif Lichl:- und W'inuestrahlnng sich beziehenden 
Eigenschaiteii der Mulekcl am U'iclifceöteii ergründeu. 

Nun lehrt uns die Spektialauiilyse ganz unzweifelhaft, dass bei relativ 
niederen Teinperatumi und geringer gegenseitiger Entfernung der Massen- 
teilchen die Molekularstrukt II \ erhältnismässig verwickelter Natur ist, 
während dieselbe bei höherer Temperatur, wie am Spektrum zu ersehen 
ist. viel einfarhpi- erscheint, so dass in diesem TemperaturinterTall ein Spal- 
tungsprozess vor sich gegangen sein tuuss. 

Im allgemeinen würd man über die Natur dieser Vereinfachung, welche 
das Spektrofikop anzdgt^ rerschiedener Ansieht sein können. So hat das 
Wasser im ga IT)] migen Zustand mit steigender Temperatur neben Wasser- 
niülekeln auch solche von Wasserstoff und Sauerstoff aufzuweisen, bis endlich 
bei sehr starker Erwärmung eine vollständige Zersetzung in die zwei Kom- 
ponenten eintritt. Behandelt man aber Joddampf in derselben Weise, so 
wird es sich fragen, ob wii" diesen Körper, der sich den gewöhnhchen 
Hülfemitteln unserer Laboratorien gegentlber als ein einlaeher erweist, im 
luftleeren Raum und uiiter dem Spektroskop aiuli noch als Element auf- 
treten sehen, oder ob nicht die beobachteten Erscheinungen darauf hin- 
weisen, dass er zusaminengeset/.f: ist. Ks ^ilt für erwiesen, dass hr'i hoher 
Temperatur die .lodmolekelu zerialien. liilden sie dann kleinere 1 'artikel- 
chen von Jod, oder entstehen dabei die Komponenten dieses sogenannten 
Elements? Die Unmöglichkeit, auf gewöhnliche Weise einen Körper zu 
zerlegen, kann nicht als Bestätigung der Behauptung gelten, dass die Ele- 
mente einfache Körper seien, da ja gewisse zusammengesetzte Suh.stanzen 
in der Fhinmie des Spoktralapparat« auf den ersten Blick ihre Bestandteile 
verraten; in der liolieii Temperatur findet eine nionieutaue Zerlegung statt, 
welcher bei Abkühlung eine Rekonstruktion folgt. 

Wenn man einen wirklichen Unterschied zwischen ein&cheu und 
zusammengesetzten Körpern aufrecht erhalten will, so darf dieser sich nicht 
bloss darauf gründen, ob wir im stände sind, einen Körp«.'r zu zerlegen 
oder nicht, sondern man wird sich nach besseren Beweismitteln um- 
zusehen haben. 

In dieser Hmsicht ist zunächst au die von Dulong und Petit entdeckte 
Thatsache zu erinnern, dass alle Elemente, mit einer oder zwei Ausnahmen, 
nahezu dieselbe Atom wärme besitzen, welche sich ausdröckt als das Pro- 
dukt der spezifischen Wärme in das Atomgewicht. 

Aber dieses Gesetz beschränkt sieh nicht auf die Elemente; es erstreckt 
sich auf alle Körperfamilien von ähnlicher atomist ist her Zusammensetzimg, 
obwohl das genannte Produkt bei den Verbindungen einen höheren Betrag 
erreicht als bei den sogenannten Grundstoffen; bei letztwen ist es ungefähr 
gleicli t. . während es tiir die Chloride von Ba, Sr, Ca etc. 18 übersteigt, 
ftlr die Karbonate von Ba und Ca den Betrag 22 nalie/.ti errei(;ht. 

W^ir sind in hohem Masse ijenei<jt. anzunehmen, da^s die Kraft, weh-he 
die etwaigen verscliiedrnen Komponenloa der Elemente verbindet, viel 
mächtiger wirkt als diejenige, welche zur Vereinigung zweier sogenannter 
Grundstoffe beib'ägt. Daher ist erstens zu erwarten, dass die zur Erwär- 
mung eines zusammengesetzten Atoms von Cblorbarinm um eine gewisse 
Anzahl yon Graden nötige Wärmemoige nahezu gleich der Warme ist, 



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— 203 — 



welche für die gleiche Temperatiirateigerung von 1 At. Ba und 2 At. Cl 
erforderlich ist. Ferner wird die (lein.selben Temperaturintervall entsprechende, 
einem Atom ('! zn<rehörii;(' ^^ [iiniPinenge dieselbe sein wie für ein Atom 
Ba, vorausgesetzt, daüü beide Substanzen in demselben Aggregatzuütand, 
z. B. beide fest, angenonmieu werden. Wenn nun die Atomwärme eines 
Elements dnrcli die Zahl 6 repräsentiert wird« so wird diejenige eines 
Atoms Bariumclilorid =18. Dieses Geset» far die AtoniwSrme zusammen- 
gesetzter Körjjer ist in der That von Kopp aufgefunden worden, und der 
tbef>retischc Sehluss, welchen man ans den Sätzen v<m Kopp nnd Dnlong 
ableitet, ist kein anderer, als iulgeuder: Die sogenannten (jirimdstüöe sind 
von den Verbindungen nicht wesentlich verschieden, wohl aber sind die 
Kvrisehen den allenfalls vorhandenenen Komponenten der Elanente wirken- 
den anziehenden Kräfte bei weiten niädifiger entwickelt als diejenigen, 
welche die Elemente zu zusammengesetzten Körpern verketten. 

Ks- s]n-icht sehr vieles daffir anzunehmen, dass wenn die Elemente in 
Wahrheit znsammenge.setzte Körper sind, diejenigen mit den kleinsten 
Atomen die geringste Atomwärme aufweisen werden; obwohl mau uoch 
nicht im Stande war, die spezifische Wärme von 0 nnd H in festem Zu- 
stand zu bestlnmien, hat doch Kopp gefunden, dass sein für Verbindungen 
aufgestelltes Gesetz die Voraussetzung notwendig macht, dass die Atofn- 
wärnie der beiden letzterwähnten Elemente erheblich kleiner ist als die der 
übrigen (irundstoüe, und dass namentlich der Wasserstoff' die kleinste Atom- 
wärme besitze. Elemente von kleinem Atomgewicht und vermutlich ein- 
facher Atomverkettung »shdnen also mit Rücksicht auf die Atomwärme zu 
solchen mit «^aossem Atomgewi(-ht in derselben Beziehung zu stehen, wie 
die Klasse der Eh'mente zur Klasse der Verbindungen. 

Nehmen wir nun an, die Spektralanalyse wäre als Untersuchungs- 
methtjde vor Entdeckung des Natriums bekannt und verwendet worden; 
man hätte dann gewiss Kochsalz und Soda als getrennte Elemente be- 
trachtet, aber auf Grund der Betrachtung des Spektrums hätte man 
scliliessen müssen, dass diese beiden Suhstenzen einen Stoff gemeinsam 
haben, der sich in der Spektralfiamme momentan von ihnen abtrennt und 
die p;elbe Linie hervorruft. Dies führt uns zu der Frage, ob es in den 
Spektren verschiedener Elemente zusammenfallende Linien gibt, wehdie nicht 
von Verunreinigungen herrühren, Lockyer hat solche Koincüdenzen von 
kurzen Linien bei vielen Metallen, aus welchem alle Yerunreinigungeu ent- 
fernt worden waren, nachgewiesen, und es wäre zu entscheiden, ob nicht 
diese kurzlinigen Koincidenzen einem allen gemeinsamen Stoff angehören, 
der sich in der hohen Temperatur selbstiindiirr macht. 

Dieselben kurzen Linien, die von Lockyer bemerkt wurden, haben .^iidi 
bei einer genaueren Untersuchung von Liveing und Dewar, die mit einem 
schärferen Insia*ument ausgeführt wurde, als nur nahezu zusarafflenfallend 
erwiesen; wir haben uns also zu fragen, welche Bedeutung man diesem 
nicht ganz vollständigen Zusammenfallen ge\nsser kurzer Linien im Spek- 
trum verschiedener Elemente beimessen darf. 

Die Vergleichung der Absorptions-spektra gewisser \ erbiudnngen von 
gemeinsamen Charakter zeigen nach den Untersuchungen von Kussel und 
anderen, dass wir ein gewisses Band im Spektrum dem allen gemeinsamen 

2ß* 



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Grundatoff suschreibeo dUrfea, obwohl dessen Lage in den emzelnen Spdctren 
der Verbüidnngen zwischen engen* Grenzen schwankt 

Es niajr dies, daher rühren, dass durch den Mangel vollkommener 
Freiheit die Vibratioiiszeit der (irnppen von Molekeln nicht konstant bleibt 
und daher eine \'erschiehung von Ab.s()r])ti()n^streifen erl'oli^t. Etwas ähn- 
liches mag bei den Elementen stattfinden, bei welchen die wirkenden Kräfte 
so intensiT sind, dass selbst die höchste erreichbare Temp^iatur keine roll- 
ständige Zersetximg herbeifähren kann; dieses Unvom^en findet seinen 
Ausdruck in dem nicht vollständigen Znaammenfallen der kurzen Linien, 
welche den Spektren verschiedener Element" ircmeinsani sind. 

Uies wTiren im gössen und ^ixm.vu die ISrweise terrestrischer Niitiir, 
welche erkemien lassen, dass man nicht berechtigt ist, eineti wescnilichen 
Unterschied zwischen Elementen und Verbindungen aufzustellen, imd dass 
in den sogenannten Gmndstoffen die einzelnen Bestandteile oder Kom- 
ponenten mit grosser Gewalt an einander festgehalten werden. 

Zur Untersuchung der Spektra der Sonne und der Sterne übergehend, 
bemerken wir, dass Pierre gezeigt hat, wie in solchen Atmosphären, wo 
die Schwere sehr mäehtig wirkt, die scliweren M(dekeln von den leichteren 
sich trennen und herabsinken. Daher stellt sich Lockyer vor, da.ss in Lui't- 
meeren dieser Art, wo fortwährend eine Trennung der Molekeln stattfindet, 
die schwereren in grösserer Tiefe an Stellen von hOhearer Temperatur zer- 
setzt werden, die leichteren in höheren und kälteren R^onmi sich ver- 
binden und daher schwerer werden. Diese Art von Sichtnngsprozess ist 
nicht zu verwechseln mit den p"ossartifjen Sonnenstürmen, welehe ein Auf- 
und Niederw()*;en weithin sich erstreckender Gasmassen bedeuten. Beide 
Vorgänge spielen sich auf der Sonne gleichzeitig ab und geben ohne Zweifei 
die beste Erklärung fOr den von Lockyer zn«8t enröhnten m«^wflrdigen 
Umstand, dass im Sonnenspektmm eine Verschiebung von Linien in dem 
einen oder andern Sinne stattfindet, je nachdem das glühende Gas, welchem 
diese Linien angehören, sicli dem An^e nähert oder sich von ihm entfernt. 
Gewiss ist es demnach, dass die 2 Substanzen, welche dieselbe Lmie an 
verschiedenen Stelleu zeigen, in verschiedenen Regionen der Sonuenatmo- 
sphSre schweben, imd unter solchen UmstSnden könn^ wir nicht daran 
zweifeln, dass diese Linien eine verschiedene Molekulargmppierung, herbei- 
geführt durch den erwähnten Sichtungsprozess, anzeigen. 

Die glänzendsten und daher wahrscheinlich die heissesten Sterne zeigen 

in ihrem Spektmm vorwie<jend dunkle Linien von 11. Vn und Mg, während 
in Sternen vom Typus unser Sonne noch die Fe- \nid Na-Linien dazutreten. 
Jn den küliieren Sternen sind H und Ca verschwunden, dagegen die Linien 
von Mg, Na, Fe, 6i und Hg tiberwiegend. Die kältesten Sterne zeigen 
die Linien der Metalle nicht mehr, sondern nur Bänder von Linien der 
Metalloide. Wir müssen annehmen, dass in diesen letzteren alle Linien 
der ■^letalle durch die bei der niedri^ren Temperatur der Sterne auftretenden 
Assoziationen der Molekeln zum Verschwinden f^cluacbt worden sind. 

Die Zusammenfassung dieser AiLseinandersetzungen führt zu folgen- 
den Sätzen: 

1) Es gibt experimentelle Beweise verschiedener Art, welche erkennen 



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lassen, dass die sugenannten Elemente von andern Körpern ihrem Wesen 
nacb nicht verschieden sind. 

2) In dem Spektrum reiner Metalle erscheinen bei hoher Tempwaiur 
gewisse Linien, welche für verschicdeKe Elenionte nahezu zusammenMIen. 
(Lockyer nennt s-ie Fnndnmentiillinieu, ,basic lines**.) 

3) In (ier »Sonnenatiuosphäre spielt sich ein Prozess ab, durch welchen 
die Molekeln und Atome verschiedener Siraktur getrennt werden. Die 
grüsste Zahl von Fnndamentallinien zeigt sich in den heissesien Kegionen 
der Sonne. 

4) In den iieissesten Sternen, wo die Dissoziation am weitewten greift, 
erscheinen uui* wenige, stark vorwiegende Linien, welche dem H, Ca und 
Mg augehören. 

Es scheint daher der Schlnss herechtigt zn sdn, dass die Hypothese, 
ansere seitherigen Elemente seien auch zusammengesetzte Kör- 
per, die fiir Erde, Sonne und Sterne erhaltenen Resultate der Spektral- 
analyse, einfach und befriedigend erklärt*) 



Bie Ändenmgeii der Wärmestrahlung des Mondes während 
der totalen Mondfinsternis am 4 Oktober 1884.**) 

Die seltene Gelegenheit, eine totale Mondfinsternis unter so günstigen 
Verhältnissen zu beobachten, da^ es möglich ist, die feinen Messungen der 
vom Monde ausstrahlenden Wärme auszuführen, wird es rechtfertigen, dass 

heim Erscheinen einer ausftihrlichen Arbeit über die letzte, zu dfr;irti<3;'en 
Beobachtungen verwertete Finsternis auf dieselbe uoch nachträglich ein- 
gegangen wird. 

Wie der Earl of Rosse, auf dessen Frivat-Ohservatorium zu Birr Castle 
die Beobachtungen gemacht sind, in einer die Mitteilung des Herrn Boed- 
dicker begleitenden Note erwähnt, hatte er bereits 1869 sich durch eine 

Reihe von Messungen die tnjerzeuguntjf verschafft, dass es mittelst der 
ThtM-mosäule nicht nur möglich ist, die strahlende Wärme des Mondes wahr- 
zunehmen, sondern auch mit ziemlicher Genauigkeit ihre Urosse zu bestim- 
men. Durch eine 1870 publizierte Reihe von Messungen hatte er hierauf 
nachgewiesen, dass zwar wegen der bedeutenden Änderung der Wärme des 
Mondes mit seiner Phase die gemessene MondwSrnie von dei- ^-?on^(^ und 
nicht aus dem Inneren des Mondes starinnen müsse; aber da die vom Monde 
znni Apparate gelangenden strahlen in viel ueiiugerem Frozentiiat/.e durch 
eine Glasplatte hindurchgingen, als die direkt von der Sonne kommende 
Wärme, musste man annehmen, dass ein grosser Teil der Warme «rst vom 
Monde absorbiert und daim wieder ausgestrahlt werde, und dass sie nicht 
sofort* reflektiert oder zerstreut werde. Es war daher von Interesse, nicht 
bloss; o'me sorgflilti^jere und ansfj^edehntere Keilie von Messnnj?en und eine 
sorgl'ältigcre Ileduktion der liesultate vorzunehmen, sondern man musste 

♦) Naturforscher, 1886, No. 14. 

**) The Scientific Tranaactions of the Royal Dublin Society. 8er. 8, VoL HI, 
1885, p. 321, 



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auch den Versut Ii machen, weitere Aufschlüsse beizubringen Uber den Gang 
der Erwärmung nnd der Abkühlung der Mondoberilache bei wechselnder 
Menge der auffallenden Sonnensti^en. Die betreffende Untersuchung 

wurde 1873 veröffentlicht, aber anstatt, wie man erwarten musste, eine 
IW^KM-f Tf'm|H'rfilnr nach dem Vftllinonde zu ertfohiMi als in einem ent- 
sprtM heiideu Abaitande V(m der Opposition vor ilemselhrii, .seinen gerade 
das Umgekehrte der Fall zu sein, vielleicht iulblge eines Unterschiedes in 
der durchschnittlichen physikalischen Beschaffenheit der beiden Tor und 
nach der Opposition sichtbaren Teile der Oberfläche des Mondes. Es blieb 
daher nur fibrig, die Gelegenheit der Mondlinsternisse flir die ]\Tossung der 
Warme bei wechselnder Belenclitnnj^ zn henutzoii. da hior d'w Andpmngen 
so viel schneller ertüln;t u als bei den Phaseniinderungeu, und man wohl 
annehmen durtt^i, da.ss hierbei die Oberfläche des Mondes ziemlich unver- 
ändert bleibt. 

Die erste Gelegenheit, solche Messungen unt^ gönstigen atmosphä- 
rischen Bedingungen auszuführen war die Mondfinsternis am 4. Oktober 
1884, welche bei AbwcsrnlM'it des Karl of Kossp von Herrn lioeddicker 
allein ausgeführt wenden ist. Die Beobachtungen wurden mit denselben 
Apparateu und im wesentlichen nach derselben Metiiode angestellt, wie die 
irtlherai Meesni^n d^ MondwSrme; rie wurden möglichä ohne Unter- 
brechung von 21^ 27™ Stemsseit, oder 11 Minuten yor dem ersten Kontakt 
mit dem Erdschatten, bis 1** Ar)™ Sternzeit, oder 45 Minutrn na( Ii dem 
let/ten Kontakt mit dem Halbschatten, fortgesetzt. Die Beobacditungen 
waren bis 21 1 1 nicht siclier wegen niässinr dichter WolkonhiiUen; später 
bei klarem Hinnnei traten um- noch vier kleine Störungen der Beobachtung 
ein, welche angeföhrt werden. Die Totalitat der Finsternis dauerte von 
21b 40» |,jg 23^ 13"*; die letzte BerOhmng mit dem Schatten erfolgte um 
0'* 12"; die letzte mit dem Halbschatten um 1*» 12"". Wiederholt über- 
zeugte man sich davon, dass auf den die Mondstrahlen empfangenden Linsen 
keine Feuchtigkeit sich niedergeschlagen habe. Die Werte, welche gofwi den 
wurden, sind in einer Tabelle genau beiechnet und graphisch in einer 
Kurve djirgestcllt. Herr Boeddicker hat ferner durch eine ganze Reihe 
Yon Beobachtungen, die in einer zweiten Tabelle zusammengestellt sind, 
die Ablenkung des Galvanometers der Termosäule bc.stinnnt, die durch die 
Strahlung des Vollmondes veranlasst wird, und fUr dieselbe im Mittel den 
Wert 358-6 Skalenteile erhalten. 

Unter Bezugnahme auf diesen Wert der 'S\'iinne des Vollniondes fasst 
Herr Boeddicker die Resultate semer Beobachtung wülircnd der Finsternis 
in folgende Satsse zusammen: 

Nach dem letzten Kontakt mit dem Halbschatten (wenn also die 
Mondoherftache wieder ganz frei den Sonnenstrahlen exponiert ist) beträgt 
die Wännewirkmif^ mir >^'';^ Prozent des ^Vertes, th'n sie ohne Finsternis 
haben würde: mid :5s Minuten nach dem letzten Kontakt mit dem Ualb- 
schatten ist sie noch mir 86 8 Prozent von dem Werte des Vollmonden. 

Die Abnahme der WSrme vor der totalen Phase in der gleichen Zeit 
erfolgt Tiel schneller als die Zunahme derselben nach der Totalität. Von 
der Zeit vor dem ersten Kontakt mit deni Halbschatten bis 54 Minuten 
vor dem B^inn der Totalitat betrug die Abnahme der Wärme 34(>'6 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 207 — 



8kalenteile des Galvanometers und in derselben Periode nach der Totalität 
bcthig die Zunahme der Wärme nur 302*4 Einheiten. 

Das Minimnm der Wärmewirkang tritt entschieden später ein als das 
Minimum der Erlenchtong, von der man annehmen kann, dass sie mit der 
Mitte der Finsternis zusammentallt. Dies ergibt sich daraus, dass die vor 
der 1\)tMlitnt beobachteten Werte grösser sind als die in gleicher Zeit nach 
derselben verzeichneten. 

Eine Erklärung fUr die Thatsache, dass die Wärmewirkuug von 359 
Skalenteilen vor der Totalität bis auf 4 während der Totalität fiel, und 
dass '^S Minuten nach dem Ende der Finstmiis noch 48 Skalenteile 
(13 Proz.) fehlten, ist schwierig und muss von weiteren Beobachtungen 
erwartet werden; aus der BeschaÖ'enheit des Apparates und an*? der Methode 
lässt sich dieselbe nicht erklären. Ebenso muss die Erscheinung, dass die 
Mondwärme in einem anderen Prozentverhältuis durch Gas hindurchgeht 
als die Sonnenvärme, durch weitere Untersuchungen aufgeklärt werden.*) 



Die Kant-Laplaßesehe Himmelgmeehanik und neuere IjezflgUche 

Anschauungen.**) 

Das geistige Menschentum beruiit in der Erlurschimg der Wahrheit. 
Dem Ziele dieses Forschens •— der Erkenntnis der Wahrheit — kann der 
Mensch sich nur nähern durch das Nachdenken fiber den Inhalt seiner 
Wahrnehnmngen. Unter diesen Wahrnehmungen ist eine der anziehendsten, 
weil geheimnisvollsten und erhebendsten diejenige, dass unsere Erde als ein 
(jlied eines gmssen Sonnensystems und diesrs Sonnensystem wiederiim als 
ein (tlii'd einer in ilireni Umfange unen[llieli<*ii Steinenwelt im unendlichen 
Hamue gesetzlich vt>rgescliriebeue Bahnen durchläuft. 

Immer und immer wieder kommt ans innerem Forschungsdrange des 
Menschen Geist auf die Frage zurück: Wie ist das Alles entstanden? 

Schon die altgriechischen Philosophen betrachteten es als eine im Ge- 
biete ihrer Frtrschungen liegende Aufgabe, sich in den Urzustund d(^rWelt 
zurückzudenken und die Weltschri|)fun^- nochmals in der Vorsteüjuig sich 
vollziehen zu lassen. Ein ursprünglich lultfÖrmiger Zustand der Welt 
erschien von jeher den meiUK^hlichen ß^priffsverm^en als das Naturgemässe, 
ab^ die Anwendung der mechanischen Grundlehren auf die planetorischen 
nnd kosmischen Erscheinungen ist die Newtons Xamen verherrlichende That. 

NiK'lulein der grosse Briffe in dem Gruvitationsgcsetz die Grundlage 
zur Himmelsmechanik gelegt lialte, konnte der grosse deutsche Philosoph 
Kant einen Aufbau (k^s Weltsystems in seinem Denken vollziehen. Er 
brachte die ans dem grauen Altertnme üherli^erte Anschauung vom 
ursprünglich luftförmigen Zustande der Welt in Verbindung mit den durch 
Newtons mathematische Betrachtungen zu beherrschenden Vorstellungen der 
Anziehungs- und Ballungswirkungen, und so Hess er im kühnen Gedanken- 
spiele aus dem Urnebel das Sonnensystem hervorgehen. Im Chaos nahm 

*) NatuTwiMeiiachaftUche Rundschau, 1886^ No. 2S. 
*^ Katurw.-Teohn. Hiiuchan. II. Jalurg. S. 358 u. ff. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 2Üb — 



er ftuf Grund der Tersebiedenheit m der Gattung der Elemente geheimnis- 
voll sich regende Kräfte an, welche die Punkte der Anziehung, Keime der 
Sonnen- und Planetenbildungen, um welche die Massen im Balluugsakte 
sich verdichteten, ins Loben riefen. So dachte sich Kant, ausgehend von 
der Bildimg des Sonneiilialls, die Entstehung des Sonnensystems von innen 
nach iiussen, in dem Bestreben, ein möglichst deutliches Bild des ganzen 
Schöpfungsaktes der Welt aus dem chaotisehai Umebd zur Darstellung zu 
bringen. Der heutigen Anschauungsweisef die yoUe Überdnstimmulig mit 
den erkannten mechanischen Gesetasen verlangt, kaon jedoch das etwas 
willkiiilich entworfene und in seinen Zügen Terschwommene Bild Kants 
nicht mehr genügen. 

Von schärferer mathematischer Begründung ist die vierzig Jahre nach 
Kants An&tellung von dem Franzosen Laplace «rsonneneWeltentstehungs- 
hypoihese, worin der rotierende Sonnenkörper das gegebene ist und deren 
als weit ausgeddmte Nebelhttlle Torhandene Atmosphäre die übrigen Körper 
des Sonnensystems noch aufgelöst in sich enthält. Die Bildung dieser 
Körper erfolgt von der ;iu.s3ersten Grenze dieser rotierenden Sonnenatmo- 
sphäre ausgehend, im Wechselspiele der als Folge der Rotation in den 
iElaum hinaus treibenden Fliehkraft und der nach dem Sonnenkörper hin- 
drängenden Ansiehnng. 

Mit anderen Worten lässt sich dies folgendermassen ausdrücken: 
Die rotierende Diinsthülle der Sonne bildete einen Rotationskörper, das 
ist ein Kllip;soid oder Spharoid. Von diesem in mehr oder minder rascher 
Umdrehung um seine kleine Ach^e begriifenen Uotationskörper trennte sich 
infolge der Zusammenziehung und Verdichtung und der deshalb dich stei- 
gernden Umdrehungsgeschwindigkeit am gr5ssteu Umfange ein ringförmiger 
Teil ab, der durch allerlei in seiner Masse vor s! 1 gehenden Veränderungen 
sich schliesslich selbst wiederum zu einem rotierenden Sphäroid zusammen- 
biilUe oder durch Zerteihmg zur Bildung einiger oder auch vieler kleinerer 
rotioreiiden Rphäroide Anlass gab. Unter Umständen wiederholte sich der- 
selbe Prozess der Ring- und Spharoidbildung au den aus der llauptdunst- 
masse herrorgegangenen einzelnen BotationskörpenL So entstanden die 
um die Sonne kreisenden Planeten und die um die Planeten kreisen- 
den Monde. 

Dieser mit einer gewissen Wnlirscheinlichkeit anzunehmende Biklnngs- 
pro'/.ess des Sonnensystems ist experimentell im Kleinen, man kann sagen: 
im Waaserglase nachzuahmen. En geschieht dies mit dem durch den fran- 
zösischen Physiker Plateau angestellten sinnreichen Versuch, der darin be- 
steht, dass man einen in einer Mischung ans Wasser und Alkohol schwim- 
menden Oltropfen durch Einführung eines an einem s^ikxecht rotierenden 
feinen Drahte befestigtes Metallscheibchen ebenfülls in minder oder mehr 
rasche Rotation versetzt und hierdurch bewirkt, da.ss von dem zum ElHpsoid 
sich abplattenden Tropfen schliessJicli ein ebenfalls rotierender Ring sich 
lostrennt, der bei Tergrosserter Umdrehungsgeschwindigkeit wiederum in 
kleinere den grösseren Tropfen umkreisende TrÖpfdien sich aufldst 

Die Möglichkeit einer Bildung des Sonnensystems nach einem der 
Laplaeeschen Hypothese entsprechenden Prozesse wäre somit bewiesen, 
indessen scheinen gewisse, im wirklichen Sonnensystem herrortretende Un- 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



209 — 



regelmäasigkeitra, insbesondere die verschiedenen Abweicliungen der Pla^ 
netenbahnen aus der Äquatorialebene des Sonnenkörpers und die elliptisch 
exzentrische Form dieser Bahnen dafür zu sprechen, dass jener Bildungs- 
prozess in etwas anderer Weise vor sich gegangen ist. Mit Kücksicht 
hierauf sind verschiedene andere bezügliche Hypothesen aufgestellt worden, 
welche aus den oben angedeuteten Grttnden dOgemeines Interesse darbieten. 

Als erstes Beispiel tritt die folgende Anschauungsweise auf, welche 
eine Abänderung der Laplaceschen Hypothese für nötig erachtet.*) 

Mit Rücksicht auf die vielen Unregelmässigkt'iteii, welche ^\ch im 
Sonnensystem vorfinden, indem dieselben sich weder genau in der Ebene 
des ISouueuäq^uators, noch vollkommenen Kreiisbaiiuen. sondern vielmehr in 
elliptisdien Bahnen bewegen, femer mit BQchsicht daranf, dass die Dichtig- 
keitoi der Pluieten keinerlei gesetsmfissigen Zusammenhang mit der mitt- 
leren Entfernung der Planeten Ton der «>mie erkennen lassen, ist es sehr 
wahrscheinlich, dasf die Planeten nicht aus einer ursprünglichen Sonnen- 
atmosphäro sich gebildet haben, sondern dass der Anlass zu ihrer Bildung 
durch die Zerstäubung und Verdampfung eines mit der Sonne /usammen- 
stossenden, der Sonne fremdartigen kosmischen Körpers gegeben wurde. 
Diese Annahme wird überhaupt als um so notwendiger hingestellt, weil bei 
konzentrischer Bewegung der Sonnenatmosphäre nach deren Verdichtung 
ein Aufbau der Planeten aus derselben kaum denkbar ist; wolil aber lässt 
sich dieser Aufhan der Planeten ans einer die Sonne exzentrisch umkreisen- 
den Dnn5?thttlle ungezwungen herleiten. 

Zieht mau die Massensumme der bekannten Planeten und der bis jetzt 
zwischen Jupiter und Mars entdeckten 285 Planetoiden in Betracht und 
nimmt man ferner an, dass jenseit des N^tun und zwischen Merkur und 
Sonne viele Planeten, sowie ausserdem noch eine ungeheure Zahl teils 
fp«ter Mild flü^^^iger, teils gasförmiger für nns unsichtbarer K(5rper im Sonnen- 
system vorhanden sein können, so kann mau die mit der Sonne zusmunien- 
stossende Masse, aus der alle die Sonne umkreisenden Körper allmählich 
entstanden sind, etwa gleich dem 500fachen der Erdmasse annebmen, was 
immer erst etwa '/2554 ^^i* Sonnenmasse ergibt. Der Stoss dieser Masse 
fand wahrscheinlicb auf der östlichen Seite des SonncTikörpers statt, weil 
die Sonne sich von West nach Ost um ihre Achse dreht. 

Es wird durch llechnung nachgewiesen, dass bei diesem Stos8 der 
fremde Körper eine so überaus hohe Erhitzung erfuhr, daa« er vollständig 
sich in den gasf&rmigen Znstand auflösen musste, während dagegen die Tem- 
peratur der Sonne durch diesen Stoss kaum merklich erhöht werden konnte. 

Die so entstandene exzentrische Dnnsthttlle der Sonne musste infolge der 
ihr mitgeteilten Kotation die Forai eines Gleichgewichtselli|i!«oids bilden. 

Da bei dem Gleichgewichtsellip.soid die Zentrifugalkräfte von dem Pole 



wachsen, und mfolge dessen muss die Abplattung des Ellipsoids abnehmen, 
das heisst, die Rotationsachse muss sich verkflrzen, während die growe 

*) Erinneningeii an SMie ans der Physik und der Mechanik des Himmds. Von 
Ferdinand Kerz^ GroBshem^lich Hessischer Oberst a. B. Leipsig» Verlag toh Veit 

und Co. 1884. 

Siriiu 1886. U«ft ». 27 




L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 210 — 



Achse 80 lange unverändert bleibt, als durch die herbeigeflihrte Yerrlichtung 
der Dunstmasse das öleirhgewieht der Form nicht gestört wird. Scliliesslich 
gelaugt aber infolge der V erkürzung der Rotationsachse die ellipsoidisch 
geformte Maas« an eine Grenze, wo die Störung des Gleichgewichte» ein- 
fariit. In dieeem Moment ist das GleicbgewichtseUipsoid in das Erzeugungs* 
ellipsoid übergegangen, welches sich durch Ablösnng einer sogenannten 
Ru^(Bdiale und der dadurch herbeigeführten Verkleinerung der A(]uatoriai- 
acbse wieder in ein Gleic1^i'j"'*\vH }it^'- oder Grenzellipsoid nm wandelt. 

Dieser von der ünsserhtt ii Lueaze des Sonnenj^ystema ausgehende Prozess 
der Ablösung ringförmiger Dunstmasaeu führt zu der Bildung der Planeten, 
indem infolge woterer Gleicligewicht8sti5ningen die rotierenden Dunstringe 
sidi »erteilen und zu sphäroidalen die Sonne umkreisenden Dunstmassen 
zusammenballen, welclie sich im weiteren Verlaufe des Bildungsprozesses 
allmählich in teste Himmelskörper umwandeln. Dieser Planetenbildimgs- 
prozess danert so lange fort, als er der Natur der Sache nach stattfinden 
kann. Hiermit sind die Grundzllge diestr Anschauung von der Bildung 
des Sonnensystems gegeben. 

Es geht aus dieser Anschanungsweise wiederum hervor, dass der 
Mensch mit seinen Annahmen über die Weltentstehung stets bis zu einem 
Punkte gelangt, wo er ein willkürliche!? Wnlteti geheimnisvoller Ursachen 
— das isft eine Art Schöpfungsakt — auneimien muss. Natürlich sucht 
die grübelnde Vernunft dieses willkürliche Eingreifen in die nach ihrem 
Fassungsremiögeu konstruierte Geset»n&ss^keit dar Vorgänge möglichst 
weit hinauszuschieben. In diesem Falle wird die Schdpfung der plane- 
trffiriiftlwft Dunstmas^e dem Zusammenstosse &aa&i willkürlich aufbauGhenden 
Körpers mit der bereit-^ vorhandenen Sonne zugeschrieben. Da hier eine 
willkürliche Annahme emtritt, so sind selbstverständlich noch andere An- 
nahmen möglich, wobei allerdings immer gewisse Vemunftgründe mass- 
gebend sein müssen. 

In der That Hegt uns noch eine andere Annahme ttber die Entstehung 
des Sonnensystems vor. *) Dieselbe sttttzt sich darauf, dass ans den Sonnen- 
entfernungen der Planeten gewisse Beziehungen sich ableiten lassen , ans 
denen ein erstes Stadium der Sonnensystembildnng mit einer Ausdehnung 
der Soimenatmosphäre bis zur jetzigen Bahn des Jupiter und eine Aus- 
dehnung des schon damals dichter gefügten Somienkemes bis zur Bahn 
d«r Venus hervorzugehen scheint. 

Als zweites Stadium n-gibt sich in gleicher Beziehung ein Zustand, in 
welchem der Sonnenkern bis zur jetzigen Erdlnilm, die Sonnenatmosplmre 
aber mit ihrer grossen Aquatorialach.se Ijis /um Saturn und mit der kleinen 
Polar- oder Uotationsachse bis zum Mur» «ich ausdehnte. 

Im dritten Stadium soll daim die ganze Masse sich bis zum Uranus 
und Merkur und im vierten Stadium endlich bis zum Neptun erstreckt hab^. 

Diese Annahmen führten zn der folgenden Hyjjothese: 

Die ursprünglich formlose Nebehnasse unseres heutigen Sonnensystems 
formte sich infolge der den Atomen innewohnenden und der auf dieselben 

*l Stu(li*?n zur Entwirliluiii^sjTeHchichte des Sonjiensy>itr'Tiis. Von Alfrt il Förster, 
Rittmeister der Landwebr-Kavalleri«. Stuttgart, Verlag der J. B. Metzkrücheu Buch- 
handlwig 1885. 



— 211 — 



ein wirkende ti äusseren KräiU' /,a ciueni im Gleichgewichtszustände sich be- 
findlichen Sphäroid. Der Widerstreit der inneren und SiusereD KrSfte 
führie zur Trennung einer bestimmten Masse aus dem engeren Yerbflnde 
mit dem Kern, welche Masse sich dann als Atmosphäre um den Kern 

lagerte, wobei Atmosphäre imd Kern in den anfeinaiHlfrfol'jfrulen Perio- 
den der Planetenbildungsprozesse beziehentlich die angegebenen Ausdeh- 
nungen hatten. 

Aus dem Umstände, dass die Masse der bypotiifllMien Atmosphäre 
des Yenus-Sonnenellipsoids sich zur Masse des heutigen Jupiters wie 0-9 : 1 
T^halt, wird gefolgert, dass diese Atni()sj)h!lre sich von der Oberfl&che des 
Venus- Sonnenellipsoids entfernt mid nach der 'iTisviMren Grenze dieser At- 
mosphäre zu sich verdichtet hat, um daselbst einen \\'ir})elring zu bilden, 
der sich schliesslich zu einem Rotationsellipsoid zusaumieii ballte, aus wel- 
chem der Jupiter hervorging, welcher demnach als der erste planetarische 
Körper anaores SonnensysteoiB anzusehen isi. 

Im zweiten Hauptstadium wurde alsdann durdi die im Innern des 
Sonnenkems vor sich prellenden chemischen Prozesse eine Ausdehnung dieses 
Kernes zum Erdellipsoid veranlasst, worauf wii^derum vom Kern eine At- 
mosphäre sich trennte, deren Äquator sich bis zum Saturn ausdehnte und 
sEur Bildung dieses Planeten Ankas gab. Eine dritte, in ähnlicher Wdse 
vor sich gehende Atmospharenbildung lieferte hierauf den Neptun. So 
entstiinden die äusseren Planeten und Planetoiden. 

Was die inneren Planeten und Planetoiden anbelnn|xt, fo wird an- 
genommen, dass deren Massen (hirch (Tasexfdosionen von der OlierHäche 
des Venus-bonnenellipsoids fortgeschleudert wurden. Aui diese Weise ent- 
standen zuerst die zwischen Mars und Jupiter kreisenden vielen Planetoiden, 
dann der Mars und die Erde, zuletzt in ähnlicher Weise Venus und Merkur, 
wahrend der Uranus als ein Abschlenderungsprodulct des Saturn an- 
gesehen wird. 



Vermiscäte Naehriehten. 
Ober einen abnprmen Sonnenfleck.*) Im Juni v. J, als die Sonnen- 

thät^keit sich vorzugsweise auf die siidliche Halbkugel beschränkte und 
die nördliche vollkommen frei von Flecken war, hat Herr £rk nachstehende 
ungewöhnliche l''le('kenerseheinnn<j; benhjtcliipf 

Am 0. Juni sah er einen .sehr grossen .'"Kinnenflerk in 1^*' südl. Br. 
und 35** östl. L,, dessen Ivejn sehr stark in die Länge gezogen war, in 
der Richtung parallel zum Äquator. Am 10*675 Juni hatte die Störung 
zug^ommen, der früher einzige längliche Kern hatte sich in zwei voll- 
kommen getrennte geteilt, die von einem gemeinschaftlichen Hofe umgeben 
waren. Bemerkenswert war die Art, in welcher dies stattfand, denn die 
Teilung an sich ist bekanntiicii nichts ungewöhnliches. Jeder Teil des 
Kernes war uugetalir binifurmig imd die dllnneren Enden waren einander 



The Scientific Proceedings of the Royal Dublia Society. Vol. lY (N. S.), 
1886, p. 491. 

27* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 212 — 



zugekehrt. Der Hof hingegeu war um beide Kerne kontinuierlich, aber 
an ihrer Trennungsstelle stark verengert Das edlgememe Anssehen er- 
innerte an eine oblonge Masse von zähem Material, die durch äussere, an 

beiden Enden ankeifende Kräfte gestreckt worden ist, bis sie anseinander 
gerissen, wobei der Hof eine gleiche Breite vom Kande des Kernes nach 
aussen behielt und daher dort verengert erschien, wo der Kern ver- 
schwunden war. 

Am nSchsten Tage hatte auch der Hof sich an der verengten Stelle 
geteilt, und man sah zwei gewöhnliche Flecke, die Ton einander getrennt 
waren durch einen Zwischenraum von 7 heliozentrischen Graden oder etwa 
35000 engl. Meilen. Dass kräftige Südströmungen vorhanden waren, 
erkannte mau aus der Art, wie Brücken der Photosphäre von der Südi>eite 
her in die Kerne beider Flecke, besonders des vorangehenden, eindrangen 
und den ganzen Fleck schnell aufeulösen drohten. 

Die Position des ursprünglichen Fleckes war am 9. bestimmt worden; 
nach der Zerreissang wurde die Lage des grösseren Fleckes am 11., am 
13. und am 15. Juni bestimmt. Die tägliche Rotation während des ersten 
Intervalle« betrug 12'5*', während des zweiten r2'80^ und während des 
dritten 12 '81*', Da nun iu 15*^ der Breite nach Carrington die tägliche 
Bewegung 13*1*^ betrügt, so darf man schliessen, dass der beobachtete Fleck 
die Position des ursprünglichen Fleckes habe, und dass die Trennung aus^ 
schliesslich veranlasst worden sei durch Bewegung des kleineren, voran- 
gehenden Fleckes. Der Längenunterschied zwischen den beiden Flecken 
war von 7** am 11. Juni auf 12* am 15. gestiegen; und da der grössere 
Fleck die ursprüngliche Länge unverändert beibehßJten, so muss der kleinere 
eine Eig^oibewegung in der Richtung der Länge besessen haben, wobei die 
Bewegung in dem Sinne erfolgte, dass die Rotationsperiode verkUrzt wurde. 

Herr Erk erinnert an die Ähnlichkeit dieser Erscheinung mit den in 
der .Atmosphäre des Jupiter beobachteten, wo die roten und weissen Flf^cke, 
in nahezu derselben Breite gelegen, verschiedene Kotationsperioden ei gi lien 
und daher ^ne besondere Eigenbewegung besitzen, ,als ob verschiedene 
kugelfbrm^e Httllen der Atmosphfire in Tttrschiedenen Periodoi rotierten. 

(NatuTw. Rundschaii.) 

Der nite Fleck auf dem Jupiter ist noch keineswegs vollständig ver- 
schwunden. Nach den Beobachtungen des Herrn W. Stanley Williams konnte 
er bis Mitte Juni dieses Jahres tuich an Instrumenten von mässiger 
optischer ivraft noch wahrgenommen werden. Zuletzt wurde seine Wahr- 
nehmbarkeit recht schwierig, was aber vielleicht dem ungünstigen Stand 
des Planet^ zuzuschreiben ist. 

Die Farbe des Begleiters von ^Ursae maiorls. Es lag die Vermutung 

vor, das? sich die Farbe eines Sterns von 1)liiu]ich-weiss ins Grünliche ver- 
wandelt habe. Dem Beobachter Avar nun die Farbe selbst nicht erinnerlieh, 
er konnte also über das Statthaben eines Farbonwechsels selbst nicht urteilen, 
und muss sich begnügen, die Thatsachen der Beobachtung aufzuführen. 

1886, Februar 23. Qanz unzweifelhaft ist zu erkennen, dass wShrend 
der Hauptstern rein weiss ist, der Eileiter eine schwache Abstufung 
gegen grün zeigt. 

Februar 2ö. Der Begleiter zeigt heute einen grünlich-gelben Ton 



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— 213 — 



gegen die Farbe des IlHuptsternes, womit die letzthin angestellte Beobach- 
tting weeentlich bestätigt eraehemi Zuin Behufe einer genauoren Unter- 
suciiung wurden beide Sterne durch ein Z&Iliienches Oknlarspektroskop 
beobachte. Dabei ergab sich durch Schätzung: 

Wellenl&Qge des Lichtmaximaius im Haupt<H:erne 558 
, , , im iiegleiter 519 

was ebenfalls eine Stütze iür ilie mehr grünliche Fäi'bung des Begleiters 
ist. Im Voqahre fimd aloh ans spektralphotometrischen Messungen die 
Wellenlänge ju des Intendtätsmaxininnis für TUrsae maioris (wobei alle 
Instrumentalkorrektionen, sowie die Transmission der Atmosphäre und des 
Anrrp^ berücksichtigt sind) 7^^ n ^ 484 und damit wird diese Grösse für 
<ieii Begleitpf u — 445. Obwohl diese Angabe nnr auf Schätzung beniht, 
ist sie doch ziemlich sicher, denn ersthch ist der Beobachter iti diesem 
Zweige der Spektralanalyse gerade gat dngeübt, nnd zweitens sind die 
Schätzungen beider Sterne Ton gleichem Werte, die Bestimmnng^rösse ftir 
den Hauptstem aber aus direkten Messungen b^annt. 

O'Gyalla im Juni 1886. Dr. R. von K5vesligethy. 

Über einige eigentümliche spektroskopische Erscheinungen.*) Während 

Herr Ricco am 9. März an einer sehr glänzenden Honnenprotnberanz die Um- 
kehrung der Natriumlinien und i>g beobachtete, bemerkte er zu seiner 
Überraschung, dass die sehr lebhafte helle Linie der Chromosphäre durch 
emen sehr feinen, schwarzoi Strich geteilt, als Doppellinie erschien. Da 
bei dies«' Beobachtung der Spalt des Spektroskops tangential zum Sonnen- 
rande gestanden, drehte er dasselbe um OO** nnd sah. dass diese Erschei- 
nung an der ganzen Höhe der Protuheranz auftrat. Später hat er dasselbe 
an den Linien C und der Chromosphäre, und zwar noch viel leichter, 
auftreten seihen. 

Seitdem wurden diese Beoabachtimgen unter den verschiedensten 

Witterungsverhältnissen sowohl mit Prismen- wie mit Gitterspektrum 
wiederlioU; und in den letzten Tagen des März hat Herr Ricco au(di bei 
aufmerksamer Prüfung der schwarzen Spektrajlinien an den stärksten der- 
selben bei nicht sehr engem Spalt etwas Ahnliches gesehen, dass sie 
nämlich in der Mitte heller erschi^en. Sehr deutlich trat diese Auf- 
h^ung der dunklen Linien in ihrer Mitte auf, wenn der Spalt so breit 
war, dass man die ganze Chromosphäre sehen konnte; verengerte man 
etwas den Spalt, so wurde die Helligkeit in der Mitte weniger starL aber 
schärfer, die Linie erschien doppelt, bei noch weiterer Verengerung des 
Spaltes schwand die Erscheinung. Auch diese Erscheinung konnte an allen 
Linien, mit natürlicher Ausnahme der sehr feinen, beobachtet werden, und 
zwar hei allen Wittenmgsverhältnissen, sowohl mit Prismen- wie mit Gitter- 
spektroskop; und wie die Spaltung der hellen Linien durch einen dunklen 
Strich, so erschien die Verdoppelung der dunklen Linie durch eine Auf- 
hellung in der Mitte auch, wenn der Spalt nicht im Brennpunkte des He- 
Faktors sich befand. 

Herr liiccu kam zu der Überzeugung, daisö die beiden Erscheinungen 



*) Compte» rendus T. ClI, p. 851. Homorie della Sodeta degti Spettroscopisti 
italiam. Voh XV, 1886. Estcatto. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 214 — 



von ein und derselben Ursache herrührten, dass die eine nur die Umkeh- 
rung der anderen sei, und dass beide rein instrumenteile, optische Difi&ak<- 
tioDsencheinungen seien. Er entfernte, um diese Vermntcing sv prüfen, 
vom Spektroskop alle brechenden Teile, brachte vor das Okular 3 rubin- 
rote Gläser, und sab in der That einen schwarzen Strich in dem roten 
Bilde des Spaltes. Dasselbe sah er, wenn er mit den drei roten müsem 
das einfache Bild des .Spaltes beobachtete, das vom Gitter des Gitterspektro- 
ekops reflektiert wurde. Das umgekehrte Phänomen beobachtete er, als er, 
als er an Stelle des Spaltes einen sehr dttnnen Platindraht unter ähnlichen 
Bedingungen beiawchtete. 

Nach diesen Erfahrungen scheint es wichtig, dass man bei der v(m 
Zeit zu Zeit beobachteten doppelten T^nikehnmg der Natrium- tmd Mag- 
nesium! inien im SonneDspektrum, für welche man die versehiedensten Er- 
klärungen aufgestellt hat, sich vorher überzeuge, ob nicht die Beugung des 
Lichtes an dem Spalt des Spektroskops die Erscheinung veranlasst habe. 

(Natnrw. Bandachan No. 24.) 



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— 215 — 



Stellung der Jupitermonde im November 1886 um 18*^ InittL Ghreenw. Zeit 
Phasen der Verfinsterungen. 



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Planetenkonsteliationen 1886. November 3. 12 h Saturn wird stationär. Novem- 
ber 10. 3h Merkur in grösster südl. heliozentrischer Breite. November 11, 20h Neptun 
mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. November 13. 4 h Merkur in gröbster 
östlicher Elongation, 22** 38'. November 16. 2 h Saturn mit dem Monde in Konjunktion 
in Rektaszenaion. Noromber 18. 8 h Neptun in Opposition mife der Soone. November 
21. 13^ T^ranuf tnit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. November 22. 14 h 
Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. November 23. 3h Merkur 
wird stationär. November 25. 3 h Yexras mit dem Monde in Konjunktion in Rekta» 
szension. November 26. 10h Merkur mit dem Monde in Konjunktion in Rekta-szonsion. 
November 28. 3 h Mara mit dem Monde in Koigunktion in Kekta8zt3n»iou. November 
29. Merkur im auftteigendea Knoten. 



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— 216 — 



Planetenstellimg im November 1886. 



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Mars. 






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17 59 53-48 


24 36 20-2 


2 


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18 16 84*77 


24 S8 62-0 


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18 a3 20-65 


24 24 33-7 


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18 5U 8-82 


—24 8 22-6 


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Jupiter. 






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— 7 52 58-2 


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13 84 7-47 


8 37 12-4 


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19 
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Saturn. 

7 36 59-84 +21 18 22 9 16 23 

7 36 1013 , 21 21 3-4 1 15 48 

7 84 85*19 1+21 26 29*1 1 15 2 



I Uranus. 

9 12 39 31-47 — 3 31 41 1 j 21 

19 j 12 41 24-99 I 3 43 31 7 j 20 

29 12 43 5*52 - 8 58 55 8 20 



9 
17 



3 39 13-33 
3 38 18-28 
8 86 6&-62 



Neptun. 

+17 42 M 
17 38 54.1 
+17 84 19.2 



12 
11 
11 



25 
48 
10 

25 
53 
4 





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Mondphasen. 


Novbr. 3 


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Krstes Viertel 


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Mond in Erdferne 


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Vollmond 


18 


11 


33-9 


Letztes Viertel 


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20 




Mond in Erdn&lie 


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12-1 


Neumond 



Sternbedeckuugeii dareh 6%» Mtid fflr Berlh 1886, 



Monat 


Stern 


Grösse 


Eintritt 

1 h m 


Auftritt '-^'1- 


NÖ¥br. 9.^ 
12. 


V Fische 
y Stier 

Änonyma 

ff Stier 


4- 6^ 
40 

4.2 

5- 0 
1 


7 101 
10 267 

15 50-1 

16 43-3 
19 2S*6 


Ö 16** 
11 SS*« 

16 811 

17 47-3 
20 8*1 



1. 


Mond. 






2. Moml. 




NoTbr, 9. 


15h 


13ni 


45-2« 


Novbr. 15. 


21h 


40 




16. 


17 


7 


41-3 


26. 


13 


36 


54-4 


23. 


19 


1 


32-2 






• 




80. 


20 


55 


17*7 











Lage und Grösse des Saiurnringes (nach Bessel). 

Novbr. 21. Grosse Achse der Eingellipae: 44-Ö8"; kleine Achse 17-23". 

Krhöhmigswinkel der Erde ttber der Ringebene: 22<* 43*8' südl. 
M Ittli re Schiefe derBUiptik Nov. 16. 2 V' 27' 14-27" 
Scheinb. . , , , , 23« 27' 
Halbmesser der Sonne • « ^6' 

Panülaie , « 

<AU« SeitaagilMiii niMli uitUeMr B«illn« Zait.) 



13*1* 
8*95* 



Drnok von H«aB» a BaakR in liuliiiig. 



Kene Folge Band XIY. Heft 10. 

SIRIUS. 

Zeitisciu'ift itii' populäre Astronomie. 

ZotnltiMi flbr illt Finafc ul nrtmr d« HioMlikiUi 

Heraus^'o^eben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmäniior und astronomischer Schriftsteller 
Ton Dr. HERMANN J. KLEIN in Kolx 

. . «AA^ ,,WiiMa oihI Erkennen sind di« Freude nnd die 



Inhalt; Kleine Fernrohre ge«eiiuber groeieu. Von K. W. Denning. 8. 217. — Ühwr «Ibfi 
Tj'siK-giiii'teorit und drei anilerf in SkaixlinaTien niedergefallene Meteorsteine. Von Hans Kt-n" i - i 
ChriatiauiA S. 22f) Uber diu Toiae von Per«. S. JhS8. -- Prof. Carl ITomstciu, Direktor der k. k. 
Sternwarte iu Prnft von 1868 bi« 1882. S. »38. — Vermiechte Xuchn ht r >t n [ ktn ,1 r Klas-i.- III. 
8. KW. Die Sonneaäecke 1885. 8. 284. — Die tftglictaen Scliwaukuu^en (IcB liUftaruckf-». S. L':'.4. — 
Komet Urooks III. S. 235 — f ber dio Bahn von j Cor* >iia(! auHtrali*. 8. 235. — J^otablenkun^.'' i. 
der SOdkütite Frankreichs. S, 286. — Neue Untersucbungt-n übür lUe Fort|jflanznT>gHK<'«cbwindlgkeik des 
Lichtes. S. 2^6 Inserat. S 238. -~ Plauetenkonstellatioueu I)ezHiubt>r l.SS(i S. -'M. — SMUnilf 4ar 
Jupitermonde im Desember 1886. 3. 889. ~ FlAnet«ust«Uung im Desember 1886. ä. 240. 



Kleine Femrobre g^enüber grossen. 

Von F. W. Denning. 
(An« the Obtervatoiy fibersetact von 0. 8.) 

Die Mitteüangen, die Prof. Young in No. 107 des Obsery&toiy p. 92 
und im Januarheft des Sidereal Messenger gibt, erfordon wegen ihres 
bleibenden Interesses eine Replik. 

Wir halten es zwar auch ftir richtig, eine Frage durch die Priixi>5 
entscheiden zu lassen, können aber doch die Schlüsse nicht zugeben, zu 
denen Toni^ durch Verkleinerung der Offiiung eines grossen Befkvliors 
gelangt. Eine QzÖllige Öffnung um die Mitte der grossen Princetonlinse 
kommt einem guten !)7.()llioren Femrohr nicht gleidi. Ich kenne die 
Dicke des 23zölligen rrinccton nicht, jedenfalls miiss aher die mittlere 
Dicke der bis auf neun Zoll verkleinerten IVincetonlinse viel grösser sein 
als die mittlere Dicke eines gewöhnlichen 9 zölligen Glases. Daher wird 
das letztere mehr Lidit eintreten lassen und bessere Bilder geben und 
sowohl deswegm wie w^u d&r grösseren GUtodlichkeit den Vorzug ver- 
dienen; die einfache Verkleinerung einer Linse kann aber die ihr anhängen- 
den Nachteile nicht cHminieren. Um voll.ständior siclier zn sein, muss man 
mit Olasern von wirklich verschiedener (JrlV^se tirlieiten und die dann ge- 
wonnenen Resultate vergleichen. Hierbei sei jedoch auch erwähnt, dass 
Prof. Youug schon einige richtige Versuche ausg^brt hat, unter Anwen- 
dui^ der 9^/^ zölligen ^uss'schen Linse, welche seiner Sternwarte gehört. 

Stthit 1886. H«fl 10. 28 



Ly Google 



— 218 — 



In obiger Zeitschrift vom März 1885 |>. 70 wird Prof. Younii;: sehen, 
dass der Satz des verstorbeuen Dr. Robinson in Arm»igh zitiert wird: ,Die 
Wirkung der Bewegung der Luit ist in Reflektoren mindestens ebenso 
gross als die dritten Potenzen ilurer Durchmesser.* Auf Refraktoren ist 
dieser Satz Dr. Robinsons nicht angewandt worden, und die Üniersucliungeu 
von Prof. Young könnten zeigen, dass der Effekt der Bewegungen der Luft 
nicht so bedeutend ist wenn mun einen grossen Refraktor anwendet. In Reflek- 
toren lässt das gfeöflnele Rohr störende Lnfströmunf^eii ein (und die Wärme- 
ausstrahlung des Beobachterti muss auch einen Eüekt haben), welche diese 
InstKomente fdr solche Übelst&nde empfindlicher machen als Refraktoren.- 
In ersteren findet ein doppelte, in leteteren nur ein einfacher Durchgang 
der Lichtstrahlen statt. 

Prof. Yonn^ saj^t: „Mir ist im Verhältnis zu dem j^rossen Tele.«kope 
in W^ashington die kleine Anzahl von Einzelheiten autgefallen, die man auf 
gewissen Karten des Mars von Prof. llarkness sieht, während doch andere 
Zeichnungen, die fast um dieselbe Zeit von einem jungen Astronomen ge- 
macht und dann Dr. Terby in Louvain mitgeteOi worden sind, alle Einzel- 
heiten in den besten Zeichnungen Schiaparellis aufweisen.* Das scheint 
befremdlich. Eine Marskarte ist vom Naval Observatorv der Vereinif?ten 
Staaten an die Royal Astronomical Society «geschickt worden nnd letztere 
. hat sie auf eigene Kosten »teclien laaseu. lu Euglaud hatte mau an das 
grosse Teleskop grosse Erwartungen geknl\pft; die Astronom» in Washing- 
ton schickten jedoch eine ganz unvollstündige Arbeit. Man hört, dass fast 
um dieselbe Zeit eine andere Reihe Zeichnungen, die mehr Details enthielten 
(die soniif vollständiger waren und die wirkliche Stärke des grossen 
Washingtoner Fernrohrs zeigen) von einem glücklicheren Beobachter ge- 
macht wurden; diese Zeichnungen wurden zu anderen Zwecken angewandt. 
Neuere Ergebnisse in der Areographie enthalten einen erwähnenswerten 
Fall von der relativen UnzulSngfichkeit der grossen Teleskope. Vergleicht 
man die 20 Marszeichnungen, welche im Januar, Februar und März 1884 
mit einem 8' ,,zülligen Reflektor von 250 bis 100 maliger Vergrössening in 
den Menioirs of the R. A. S. gemacht worden sind, (vol. XLVllI part II 
1884) mit den 18 Zeichnungen, die im Marz und April 1884 mit einem 
dreiftissigen Reflektor von 144 und 216facher Vergrösserung gemacht und 
in den Seien. Trans, of the Royal DubHa Society im März veröffentlicht 
sind, so ergibt sich sofort, dass das kleinere Fernrohr bei weitem das 
bessere ist. Die Yergrösserungsstarke mit dem 3 6 zölligen Spiegel war ge- 
wölmlieh 144, mit den 8^', /ölllgeii nie unt^r 250. 

hür Beurteilung der Qualität von Teleskopen von verschiedener Öff- 
nung ^d die Resultate die sie liefom, di» beste Basis. Obgleich mehrere 
grosse Teleskope lange genug aufgestellt sind, um ihre oft gepriesene 
Stärke in dem Planetensystem zn beweisen, so fehlen uns doch neue Ent- 
deeknngen vollständig. Alle Details auf dt-n grossen Planeten hat man 
auch in kleinen Tnstnnnenten beobaehteu können. Ja die letzten Arbeiten 
haben sogar gezeigt, dass die grossen Femrohre, trotz der hohen Voll- 
kommenheit, zu der man sie gebracht hat, doch nicht mit den klein«i 
Instramenten iiTalineren können. Die grossen Femrohre scheinen an- _ 
gewandt zu werden, um gewisse Fehler zu eliminieren, die man bei kld- 



— 219 — 



neren Instromexitea hat» aber dabei schleiclien sich wieder andere Übelstände 
und Fehler ein, welche die Resultate unsicher machen. Im Juni 1874 
schrieb Mr. Lassell: ,Es gibt unf?phoure und, vnc ich flirchtp, unüberwind- 
liche Hindemisse in der Herstellung von gi-ds.si-Ti Fernrohren . . . erstens 
die, welche der Unruhe der Luft entspringen, und dann die Biegung des 
ObjektiTglases oder des Rohres. Die ai]^en8chemlichen Ungenaiiigkeiteii, 
welche wegen der unruhigen Atmosphäre entstehen, stehen vermutlich im 
allgemeinen in demselben Verhältnis zur Offiiung des Teleskops. Bis zur 
Grösse eines Rzöllii^en Objektives hat man im Fernrohr ruhigere Augen- 
blicke, wo die Fehler so klein sind, dass man sie vernachlässigen kann, bei 
grösseren Femrohren jedoch, bis zu zwei Fuss und mehr, werden die 
beiden oben genannten Schwierigkeiten wirklich ungeheuer. Der Fehler 
der Biegung kann zwar bis zu einem gewissen Grade eliminiert werden, aber 
der Fehler, welcher durch die Schwankungen der Luft entsteht, ist deshalb 
nicht zu beseitigen. Diese Umstände werden grosse Teleskope immer ver- 
hältnismässig weniger wirksam machen als die kleinen, aber trotzdem wird 
man sich der grossen Fernrohre bei manchen Sternen mit Vorteil bedienen.* 
Die letzte Änssening Lassells bezieht sich anf die schwachen Nebel, auf 
die inneren Trabanten des Uranus, die Trabanten des Neptun und auf den 
7. Trabanten (Hyperion) des Saturn; er sagt, dass er „in Malta in dem 
zweiftissinjen Äquatorial, mit einer 1027fachen Vergrössemng, die beiden 
Koniponenten von /* Andromtdae genau gesehen habe, und zwar war die 
Entfernung der beiden Komponenten von einander ebenso gross wie der 
, Durchmesser des kleineren Sternes. In einem kleineren Femrohr yon acht 
Zoll Durchmesser konnte man dieselbe Beobachtung jedoch nicht machen." 

Diese Bemerkungen des Mr. Lasseil haben unsere aufrichtige Zustim- 
mung. Es ist indes nnmofi^licli zu saufen, welche Objekte von einem 
F<zö11ijnrpn Gl;ise in volistaiidij; ^niten Haiiden nicht erreicht werden können. 
Titania und Oberon sollen ja im Anlange des Jahres 1876 mit einer 
4*3Kölligen Linse, mit 240fflaliger VergrÖsserang ge.sehen und im Oktober 
1877 soll auch der einzige Trabant des Neptun mit demselben Instrumente 
beobachtet worden sein. Die grosse Geschicklichkeit von Dawes in der Ent- 
deckung schwacher Trabanten und anderer Objekte ist bekannt, ebenso wie 
die erstaunliche Ge.schicklichkeit Heinrieb d Arrests auf dem Gebiete der 
Nebel. Solche hervorragende Leistungen .sind doch wohl durch persön- 
liche E^enschaften der Beobachter zn erklären, z. B. gutes Auge, Geschick- 
lichkeit, verbunden mit einer grossen Ausdauer und dem festen Yorsatz, 
gute Resultate zu liefern. 

Tm allgemeinen wird man eine Grenze, bis zu welcher Objekte in 
kleineren Instrumenten erreicht werden können, nicht ziehen dHrfen, da 
die Stärke eines Teleskops zum grossen Teil von den persönlichen Eigen- 
schaften des 'Beobachters abhängt. 

Unmöglich kann ich die gewichtigen Beweise der Herren Young, 
Hough und Green abweisen, dass f[\r die hellen Planeten ihre grossen In- 
strument»' vorteilhaft sind. Es sind dies ja Männer von lan*:»er Erfahrimg 
mid vüJikommeuer Unparteilichkeit, welche alle Mittel besitzen, die Frage 
gehörig zu prüfen, und alle drei stimmen darin übereiu, dass grosse Oif- 
nungen vorteilhafter und manchmal viel T(»rteilhaifter sind als kleine. Zeug- 

2»* 



— 22U — 



nisse dieser Art dürfen nicht leichtfertig beiseite gelegt werden. Aber die 
Thatsaehen euthdten doch augenscheinlich einen Widerspruch, da wir trotz 
der oben angeftihrten persönlichen Vorzüge der Beol):i(hter, doch nicht 
zugeben könnon, dass alle anderen verrittpiitlichten Hesultate annulliert 
werden sollen, \vplchp zn Gunsten fler kleinen Instrumente sprechen. Viel- 
leicht hat Prof. Young Recht, wtiiu. er die llauptursache des Widerspruchs 
in der Tumormalen Sehschärfe bei gewissen Personen sucht; man dai^ aber 
dann auch nicht vergessen, dass auf einen Beobachter, der ein 18z&lliges oder 
noch grosseres Femrohr anwendet, immer mehr als 100 kommen, welche 
mit Linsen oder Spiegeln \m\ bis 12 Zoll arbeiten. 

Der Erfolg von Miinaein wie Dawea und Schiaparelli, welche liire 
Zeitgenossen übertreöeu und mit kleinen Instrumenten die besten Kesultate 
geliä&rt haben, ist ihrer GeeichtsschSrfe, ihrer Festigkeit und Ausdanor 
zuzuschreiben. Das muss erwähnt werden, um zu verstellen, warum der 
hervorragende Direktor der Mailänder Sternwarte mehr Einzellieiten auf 
dem Mars sieht, obgleich mit einem Refraktor von nur acht Zoll (){!nHncr, 
als ein Beobachter mit normalem aA.nge mit dein feinsten Instrumente ent- 
deckt. Es ist ein talscher Schluss, dass man jedes Objekt, das man in 
einem kleinen Instrumente sieht, auch in einem grossen sehen mflsse. Die 
Eanfile auf dem Mars, welche Schiaparelli in seinem relativ kleinen Fem- 
röhr so sichtbar waren, werden erst jetzt nach und nach auch in grossen 
Fernrohren aufgefmulen. Auch andere Untersuchungen über «r^wi^se For- 
mationen auf dem .lii[»iter haben ergeben, dass man mit klemeu Teleskapen 
zuverlässig arbeiten kuun. 

Zum Schlnss spredie ich noch die Hofinung aus, dass alle diejenigen, 
welche die Mittel dassu besitzen, sich mit der angeregten Frage im Interesse 
der praktischen Astronomie beschäftigen werden. 



Über den Tysnesmeteorit und di*ei andere in Skandinavien 

niedeigefaUene MeteorBteine. 

Von Han« Reu»cb in Chriatiania. 
Nacb dem Hanmikript d« Yexf. übertragen von Otto M. Herrmann. 

FortfletBung. 

m. Der Ställdalmeteorii 

(28. Jnni 1B70 11 Uhr 32 Min. Vormittags, mittlere Zeit des Ortes.) 

Auch über den Meteorfall bei Ställdal verdanken wir Freiherr von 
Nordenskjöld einen sehr schätzenswerten Bericht. Es kam eine Feuer- 
kugel (einige behaupten zwei oder mehrone dicht hintereinander gesehen 
zu haben), die sich im Glanz mit der Sonne messen konnte. Dieselbe wurde 

anf einer sehr «/rossen Strecke t^eseben, nämlich innerhalb eines ziemlich 
runden Ovales, dessen grosse, ca. 450 km lauge Achse sich ostwestlich von 

*^ A. E. Nordenskiöld , Mineralogiske bidrajs. 6. Tvenna märkeliga ildmeteorer, 
»edda i Sverifre nnder aren 1876 und 1877, gedruckt in ^Geologiska foreningen i Stock- 
holm förhandlingar\ 4. Band. Stockholm 1878 u. 1879. p. 45. 



— 221 — 



den Iiuefai fmeiieriialb Stockholm nach Christiania erstreckt, dessen andere, 
ca. 800 km lange Achse von N. nach 8. verlaaft. Das Meteorr dessen 
leuchtender Kern nach Nordenskj&ld 150 — 400 m im Durchmesse gehabt 

haVvfn m-A-^. bewegte sicli unter einem Winkel von ca. rjG^ j^^'^Rn flen 
IJori/.ont von N. 64^ 0. her. Es zerplatzte in einer Höht von ungefähr 
38 km über Ställdalen, da& nordöstlich von Filipstad, nicht weit von der 
Mitte des erwähnten Ovales, Aber dem die Lnfterscheinimg sichtbar war, 
gelegen ist. In nnmittelbarer Nfihe dieses Ortes wurde von den Beobach- 
tern • keine oder doch nmr eine höchst, unbedeutende Lichterseheinung 
wahrgenommen, dagegen wird von . Wolkenzapfen" berichtet, die silniell 
(iber das Himmelsgewölbe fuhren und von denen das heftige (Teränsch, 
da-s in jener Gegend gehört wurde, zu kommen schien. Diese Verhältnisse 
entsprechen «also den von d«m FaHfrankt des Tysnesmeteorits berichteten. 
Es worden 11 Steuie aufgefunden, dtanm Emsselgewidit zwischen 0*0021 
und 12'4 kg schwankte und die zusammen 34 kg wogen. Sie fielen ohne 
sehr grosse Geschwinrli^keit und waren nach dem Fall weder auffallend 
warm noch kalt. Au.<sen haben sie eine schwarze Schmelzrinde, die auf 
den versciiiedeuen Flächen mehr oder weniger dick ist, ja zum Teil sogar 
ganz fehlt. Die Steine bestehen, mit blossem Auge betrachtet, ans zwei 
ungleieh«! Substanzen, dner gran«i und einer schwarzen, welch letztere 
sich hiswdlen bandförmig durch die andere hindurchzieht. Beide sind von 
zahlreichen glMrr/endeii (Tleitflachen durchsetzt. Nach einer von G. Liiid- 
ström *) ausgeflilirten Analyse ist die chemische Zusammensetzung der 
weissen und grauen Substanz nicht wesentlich von einander verschieden. 

Der graue Bestandteil zeigt sich unter dem Mkrodcop als ein ganz 
gewöhnlicher Chondrit, dem von Hessle ziemlich ähnlich. Nur ausnahms- 
weise findet man runde wohlbegrenzte Kugeln. Der grÖsste Teil der Stein- 
masse besteht ans Kugelbruchstücken und Splittern, von denen man nicht 
sehen kann, ob sie Kugeln angehört haben oder nicht. Man findet die 
vorher beschriebenen Strukturen wieder, so z. B. Olivin kry stalle, welche in 
einer isotropen Grundmasse ordnungslos umhorgestreut sind, Bronzit, you 
verunronigaider Substanz durchzogen, mcmosomatisehe Olivinkugeln mit 
der vorher beschriebenen Zellenstruktur, OliTinstShe, die nach den Polari- 
sationsverhältnissen alle einem Individuum angehören, parallel angeordnet 
in einer Orundmasse etc. Eingestreut sind unregelmässig frclappte Körner 
von Eisen und Magnetkies. Die Steine sind von Spalten durchsetzt, erfüllt 
nrit dner schwarzoi Substaaz, die dort, -wo die Sjnlten etwas breit sind, 
sich im anblenden Lichte zum grössten Teil als Eisen kundgibt. Die 
Wände dieser Spalten treten beim Zerbrechen des Steines als dunkle, ge- 
streifte etwas glänzende Flächen hervor, vollständig den Gleitflächen unserer 
irdischen Gesteine gleichend. 

Die schwärzliche Substanz im Ställdalmeteorit zeigt unter dem Mikro- 
skop eine ganz eigentümliche Sfamktur, der zufolge dieselbe am besten als 
eine teilweis gesdunolzoie und nachher erstarrte Chondritsubstanz gedeutet 
werden muss. Dieselbe besteht nämlich aus dner bräunlichgrauen isotropen 



*) Oefrersagi af EongL Yetenekapa Akadem. Fttrhandlmgar 1877. No. 4. Stock« 

holm p. 35. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 222 — 



Masse, zweifellos Glas, die dicht abgerundeten, durchsichtigen Bruchstücken 
angefüllt ist. 

IV. Der Ski meteorit. 
(27. Dezember l!~^4H abends.) 

Dä.-^ ursprüuf^diche Gewicht rlicscs Steines betni*^ b50 g. Nachdem 
verschiedene Stücke von demselben abgeschlagen und als Geschenke oder 
Tauschobjekte für andere Museen Terwandt wurden, ist zar Zeit im mine- 
ralogischen Museum zu GhiisüiuiiA ein Stfick yon 680 g Gewicht übrig. 
Die Grösse desselben ist etwas geringer, als die einer IVi i>t Der Stem 
besitzt eine ziemlich nnrefrelniässige Form, ist mit uhr<^d:istormigen Ver- 
tiefungen versehen, die überall ganz geringe Tiefe besitzen, unstrenonimen an 
einer Stelle, wahrscheinlich der Brustseite (s. Taf. 9). Hier tiniiet sich ehie 
grössere Aushöhlung, die inwendig wieder mit kleineren Vertiefungen ver- 
sehen ist Der Stein ist auf dem grössten Teil sein^ OberflSche mit einer 
br&unlichschwarzen,- nidit glänzenden, nur schiounemden Haut überkleidet, 
die wohl an keiner Stelle eine Dicke von ' , mm erreicht. Die eigentliche 
Steinsubstanz ist hellj^rau fmk weiss, niclit fest, sondern zwischen den 
Fingern ziemlich zerbr(»ckelnd. Bei näherem Betrachten entdeckt man in 
derselben eine ganze Anzahl winziger gelber und schwarzer, metallglänzen- 
der Punkte und ausserdem eine Menge Heiner Rostflecke. 

1854 veröffentlichte Herr H. S. Ditten eine Analyse £eses Bteines 
und teilte bei dieser Gelejrenheit den Bericht de.« Finden?, eines Bauern, 
über den Fall mit. Der Bauer hörte am 27. Dezember Abends einen 
starken Knall und sah eine grelle Lichterscheinung, die auch von anderen 
Personen jener Gegend gesehen wurde. Zwei Tage darauf &nd er auf dem 
Eise eines zugefirorenen kleinen Flusses den Stein, der augenscheinlich 
durch Schmelzen des Eises ungefähr 1^^^ cm in dasselbe eingedrungen war. 
Südöstlich vom Lagerplatz des Steines l)enierkte man im Eise zwei Ein- 
drücke. In den einen pasfte eine Ecke des Steines genau hinein, während 
der andere ganz unbedeutend wai'. Der Finder vemmt^t, dass der Stein 
auf dem Eise mehrere Male fortsprang, bevor er liegen blieb. 

Der Skimeteorit gehört zu der von Tschenmä unter dem Namen 
Amphoterite aufgestellten Gnijype, zu der bisher nur ein bekannter Stein, 
der von Mambhoom in Bengalen {22. Dezember ISGo), zählte. Die Am- 
photerite bestehen aus Olivin und Bronzit. Unter dem Mikrcskop siebt 
mau ein kristallinisches Aggregat, im Ganzen feinkörnig, doch in der Korn- 
grösse etwas varürend. Die Körner bestehen — überdxistimmend mit der 
Analyse — aus Olivin und Pyroxen. Die Unterscheidung beidor Mineralien 
ist oft nicht leicht, da beide wasserhell sind imd sich von einander nicht 
wesentlich durch die Grösse der Lichtbrechuno; abhelx^n, da welter der 
Pyroxen rhonil>is< h ist und seine prismatische Spaitbarkeit vor der pina- 
koidalen zurüt ktritt. Der rhombische Pyroxen wird an seinen ausgepräg- 
teren Spaltlinien und seinen matteren Polarisationsfarboi erkannt; am 
sichersten bestimmt man ihn in Schnitten senkrecht zur Yertikalaidise, in 
denen man die Spaltlinien nach dtr Säule und den Austritt einer Bisectrix 
beobachten kann. Die Mineralkömer sind unregehnässig begrenzt; eine 
Ausnahu^ machen einige einzelne eingesprengte Bronzitkömer, die grösser 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



228 ^ 



als die Iiulividnpii in der im Stein vorherrscheuden Masse sind und teil- 
weise die Begi'eii>suug von KristallflächeD darbieten. 

Doeh ancli diese Konturen sind nidit sehr regelmässig. Eingesprengt 
finden sich unregohiiassig gelappte Körner von Eisenerz und Magnetkies. 
Bisweilen besteht ein einzelnes Erzkorn zum Teil aus deni einen, zum Teil 
aus dem anderen Mineral. Hier und da sieht man in der BronzitnÜTin- 
raiächung etwas, das man auf den ersten Blick flir offene Stellen halten 
möchte, gegen die der Oliv in mit rundlichen, der Brouzit mit mehr oder 
weniger geradlinigen Konturen angrenzen. Bei näherer üntersnchung 
findet man jedoch, dass diese anj^clieinend offenen Stellen mit einer wasser- 
hellen Substanz erftillt sind, die das Licht weit schwächer als der Olivin 
und der Bronzit brechen. Zwischen gekreuzten Nicols zeig-t sich diese 
Substan/, mit dunkelgrauen Farben „aggregatpolarisierend*. Hier und da 
sieht man eine Spur von Spaltuugsrissen. Bisweilen ist die Substanz mit 
kleinen Körnern aogefBllt, teils undurcbsicbtig schwarzen, teils durcfisich- 
tigen, stark lichtbrechenden. Letztere scheinen ans Bronzit oder Olivin, 
wie die Umgebung, zu besteh«». 

Einige allgemeine Bemerkungen über Meteorsteine. 

I. Der Tysnesmeteorit nnt seiner ausgeprägten Struktur fordert zu 
Betrachtungen ttber die Entstdiung der Meteorite heraus. Derselbe ist, 
wie wir sahen, ein Bruchstttckgestein. Betrachten wir die Substanz der 
Bruchstücke selbst und lassen ftirs erste ihre Form und die Art der Ver- 
kittung ansser Betracht, so wird die Aufmerksamkeit wohl vornehmlich 
durch die porphyrischen Bruchstücke in Anspruch genommen. Diese fsind 
tellurischen porphyrischen Gesteinen so ähnlich, dass man schwerlich etwas 
anderes, als eine Ithereinstinmiende Bildungsweise annehmen kann. Die 
allermeisten irdischen porphyrischen Gesteine sind jedoch saurer als die, 
welche wir bei den Meteoriten beobachtet haben. Am nächsten steht wohl 
die Zusammensetzung des durch Rof*enbnscli's Studien an Gesteinen des 
Kaiserstuhls uns bekannt jjewordenen Limburgits. Der Limbur<^nt ist ein 
feldspathfreies Gestein, das in einer Basis Krystalle von Olivin und Augit 
mit Magneteism enthält. 

Noch näher als die in der Natnr vorkommenden Gesteine stehen d^ 
unter den Meteoriten herrschenden porphyrischen Gesteinarten doch wohl 
melifert' Rdilacken. Von den dem Verfasser bekannten Schlacken kann in 
Sonderheit eine vom Kupferwerk Visnes erwähnt werden, die sehr basisch 
ist. Dieselbe besteht aus schönen Olivinkrystallen und einer bräunlichen 
Grundmasse, in der die zwischen gekreuzten Nicols sieh zeigenden spurra* 
haften Polarisationsfarben einen Anfang zur Krystallisation bekunden. 

Von porpbyrischen Bruchstücken mit reichlicher Grundmasse finden 
gich verschiedene Zwischenstufen zu solchen, die wesentlich aus Kristallen 
bestehen; von diesen gibt es nun wieder Lbeigänge zu anderen, in denen 
keine Spur von Grundmasse zu gewahren ist. Man kann sich hier wohl 
keine andere Bildungswetse als Erstand aas einer schmelzenden Masse 
vorstellen. Fouqu6 und Michel-Levy haben bekanntlich auch durch Schmelz- 
versuche mehrere meteoritische Substanzen dai^estellt ''^) 

*) Compt Bend. 98. p. 674. 



— 224 — 



Auch )>ezi^^'lich der Bruchstücke mit Strahlenstmktur liegt es nahe, 
eine ähnliche Entstehungsweise £uizunehmen; man besitzt ja ganz ähnliche 
Bildungen in radialstrahllgen Ausscheidungen in Eruptivgesteinen, Schlacken 
und IcQiiBtliGhen Glasern. 

Die oben bespiochenen regelmSssigenYerwachsDiigeii von Bronzit und 
OHvm kÜnnen gut durch Erstarren einer geschmolzenen Masse hervor- 
gei^'Hi'treii sein; m;m Imf nn irdischen Gesteinen etwas Alinliches in der 
wohibekuunteUf als öchrütgranit bezeichneten Verwachsung von Quarz und 
Feldspat. 

n. Der Tysnesmeteorit ist gleich vielen anderen Meteoriten ein Bmch- 
fltackgeBtein. Gleichwie man beim Studinm eines Granitkonglomerates die 

zwei Fragen: Wie ist der Granit gebildet? und: Wie sind die zusanunen- 

p^ekitteten Gerolle von Granit hervorgegangen? anseinander halten mnss, 
so nniss inau auch betrells unseres Meteorits zwischen der Bildung der 
ursprünglichen Substanz und der der Bruchstückatruktur unterscheiden. 
Wir wenden ans non sn letzterer. Wie Yoraus erwähnt, zeigt ein Schnitt 
durch den Tysnesmeteorit TerhSlfaoismSssig grosse, helle Bruchstücke, die 
in ein«* dunkleren Masse liegen. Sieht man genauer zu, so zeigt sich auch 
diese relativ d\mklere Masse von hellen kleinen Flecken erfiillt, von denen 
viele eine nmdliciie Umgrenzung aufweisen; man kann das Ganze nach der 
Gust. Hoseschen Bezeichnungsweise mit „chondritisch* wiedergeben. Schon 
mit blossen Augen zeigt sich nun bei sorgfältiger Betrachtung, dass 
zwischen, den gr&Bseren Bruehstttcken und den kleinen Ghondren ein grad- 
weiser Übergang besteht. Dies wird durch die mikroskopische Ilnter- 
^^n<dnui'4 bestätigt. Die typischen Ohondren sind nur kleine abgenmdete 
Bruchstücke. Man kann, wie auch andere Autoren hervorheben, sich in 
vielen Fällen davon überzeugen, dass die Form der Kugeln von äusserer 
Einwirkung herrfihrt und nicht durch deren innere Struktur bedingt ist. 
Mit den runden Brnchstflcken zusammen liegen ganz fibnliche, jedoch nicht 
so vollkommen abgerundete oder kantige; und man kann dnen gradweisen 
Über'^ang von ganz kleinen Bruchstücken mit 1 mm oder geringerem 
Querschnitt zu den grossen mit melireren Zentimetern verfolgen. • Die 
Ghondritstruktur im dunkleren Teil des Tysnesmeteorits ist also eine Bruch- 
stückstruktur; die Substanz in den kleineu Bruchstücken ist wesentlich die- 
selbe wie in den grossen. Untersucht man die grösseren Fragmente 
mikroskopisch, so findet man, dass diese ebenfalls Ghondrite sind.* Sie 
bestellen gleiclifalls ans Hruchstückfelsart, wenn auch ans einer mit wenig 
ausgeprägter Struktur; unter dem Mikroskop sieht man, wie früher berührt, 
nur ausnahmsweise wohlbegrenzte Bruchstücke; sonst sieht man nur mehr 
oder weniger hinfliessende Flecke Terschiedener Art. Die Ursache davon, 
dass hier die Struktur so yerwischt ist, muss man etwa darin suchen, dass 
hier nach der ursprünglichen Bildung eine teilweise Krystallisation statt- 
gefunden hat, oder dieselbe ist einfach die, dass das Eisen nicht wie in 
der sekundären Bruchstückfelsart das Bindemittel rings um die Kömer 
bildet. Der Tysnesmeteorit ist demnach ein Bruchstückgestein eines an- 
deren Brochstückgesteins; er glicht in diesem Stttck solchen Konglomeraten, 
die durch Zerstörung eines älteren Konglomerates herrorgegangen sind. 
Naher zu «klären, wie die Abrundung, der kleinen Ku^n in den 



— 225 — 

( lioudriteii /u stjiiide gekoniiiieu ist, miiss dahin gesteilt bleiben. Der Ver- 
latiäer ist mvht davun überzeugt, dass dieselbe lediglich mechanischem Ab- 
echleifen ikrea ürspruug verdankt * 

Wir sehen, dass das Eisen von mehreren Bruchstücken des Tysnes* 
meteorits gleichsam «gefressen*' hat. Die Bruchstücke grenzen nur aus- 
nahmsweise (eine Anzahl dunkler, Ktralilf*nf;>rnii<r^^r Broir/ifkiitreln) an das 
Eisen mit regelmässigen scharfgezeichneten Kcnituren. JJie Umgrenzung 
ist gewöhulich uuebeu. Es ist wohl denkbar, da^s kantige ßruchfitücke 
dadurch abgerundet werden konnten, dass dai» Eisen anf die eine od^ 
andere Weise auf dieselben einwirkte. Die Bronzitkugeln mit Strahlen- 
struktur sind wohl von allem Anfang an Teile grösserer Kugeln gewesen. 
Sie haben ursprünglich den keg^'lf*''niniren Fr;!<rmenteii L'e«^!ichen, die beim 
Zerschlagen eines radialstrahligen iiiistiikieft.kmilk'iis entstehen; die Ober- 
tläche des Knollens bildet die Basis des Kegels und die Kegelspitze kehrt 
nach der Mitte zu. Solche kegelfönnige BmchstQcke sind abgerundet 
worden, bis sie m einigen Fällen kugelförmig wurden. Auf diese Weise 
lässt sich erklären, dass man bei den Durchschnitten der Dünnschliffe so 
oft den Ausstriihhmgspunkt ausserhall» »h-s TTmkrei.ses liegen sieht. 

Was nun speziell die in der dunklen Mrts;?e des Tysuesmeteorits vor- 
kommenden mehr typischen Kugeln betritit, die besonders auifalleu, so 
mnss man am ehesten annehmen, dass sie aus dem alteren Stein herans- 
gelSflt sind, in dem sie fertig vorkamoi. Sie verhalten sieh wie die ans 
einem Konglomerat herausgelösten und zu neuen Gerdllen geworden«! 
Rollsteine. 

Auch der Ställdalsmeteorit ist ein ('hondrit; derselbe zeigt uns jedoch 
keine erneute Desaggregation, wie der andere Stein. Hier hat aber eine 
Schmelzung stattgefunden. Wir sehen Gläsadem, die wie der Stein zu- 
sammengesetzt und mit abgerundeten Bruchstücken des letzteren angeftillt 
sind. Mit dem Ställdalsmeteorit sind die von Tschermak beschriebenen 
Meteorsteine von Orvinio und Chantonnay vcrwanclt. von denen man jedoch, 
so weit bekannt, nicht so durchsichtige Präparate hat herstellen können, 
welche die Natur des Glases zu studieren gestattet-en. Wahrscheinlich 
nahestehend ist auch der Tadjerameteorit, der schwarz gefärbt ist, mit 
einigen eingeschlossenen graulichen Partien. Stanislaus Meunier hat durch 
^/^ stündiges Erhitzen eines gewöhnlichen grauen Meteorsteins (sein „Luceit" 
und ^Amnalit*') zur Rotgliihhitze einen dem Tacyerastein ähnlichen Meteo- 
riten erhalten. 

In Verbindung liiermit muss auch das Eisen von Deessa in Chile Er- 
wähnung finden; dasselbe umschliesst Bruchstficke dnes steinartigen Meteo- 
rits, der dem von Tadjera ähnlich ist. Das Eisen ist nickelhaltig, zeigt 
jedoch beim Atzen nicht die bekannten Widmannstädtenschen Figuren, da- 
gegen hat es die Eigenschaft, welche gewöhnliches Meteoreisen (z. B. das 
von Caille) erhält, wenn es einer Schmelzung unterworfen gewesen ist. 
Das Eisen von St. Katharina in Brasilien schliesst sich ebenfalls diesen 
Meteoriten an, die Zeugen einer ehemaligen starken Erhitzung an sich 
tragen. Das durchgreifende Erhitzen, von dem in diesen Fällen die Rede 
ist, ist wesentlich verschieden von dem augenblicklichen und meist nur auf 
die äusserstc Haut beschränkten Erglühen, dem die Meteorite beim Ein- 

Sliins 1886. H«ft 10. 29 



— 226 — 



dringen in die Erdatmosphäre ausgesetzt werden. Das Eisen von St. 
Katharina ist breccienartig; es besteht ans Eisenstücken, die von nickel- 
hftltigem Magnetkies zusammengekittet werden. Das Eisen zeigt beim 
Ätasen nur nndeatliche Figuren^ wie gewöhnliches Meteoreisen, das erhitzt 
wurde. Stan. Meunier und Levallois haben dasselbe künstlich nachgemacht, 
indem sie ISaenstücke in einem Schwefelwasserstoffstrom zor Botglühhitze 
erwSnnten. 

Die Resultate, welche man also mit einiger Berechtigung för walir- 
scheinlich halten darf, sind nach dem hier Ausgeführten folgende; a) Die 
sbeinart^e Substanz der Meteorite ist ursprünglich durch Abkühlung Yon 
geschmolzenen Massen entstunden, b) Die Chondrite sind Bruchstück- 
gesteine, c) Bisweilen gewahrt man Zeugen einer wiederholten Desaggre- 
gatinn. d) Einige Meteorite zeigen, dass sie einer starken Krliit/nniT (und 
chemischen Prozessen) nach ihrer ursprüiiglicheu Bildung ausgesetzt waren. 

III. Nachdem wir bisher das besprochen haben, was gewissermassen 
direkt durch Betrachtung der Meteorite gelernt werden kann, kommen wir 
bei w«terer Verfolgung ihres Urs]irun^'es zu ihrer Stellung als kosmische 
Körper. Mir ist es höchst wahrscheinlich, dass die bekannte Anschauung, 
der zufol<T«' .Kometen, Stem^rlmuppen und Meteorite zu derselben Gruppe 
von Hininieiskörpem gehören*, richtig ist. Die dafür sprechenden Gründe 
sind schon oft, namentlich von Schiaparelli, erörtert worden. 

Die Bahnen dieser Körper sind langgestreckte Kegelschnitte; dies 
bringt mit sich, dass sie aus freien, dunklen Gegenden des Raumes Ter- 
hältnismässig nahe an die Sonne herankommen, um sich wieder davon zu 
entfernen. Die, welche sich der Sonne am meisten nähern, sind auf ihrem 
schnellen Lauf in deren Nähe einer ausserordeatricheii Erhitzung ausgesetzt, 
die von einer nach unserem Massstabe ausserordentlichen Abkühlung ge- 
folgt wird, wenn sie sich wieder entfernen. Der eingreifende Einfluss der 
SonnennShe zeigt sich bei den Kometen bekanntlich in einem von den- 
selben ausgehenden, von der Sonne abgewandten Schweife, dessen Bildungs- 
weise und Nntnr noch ziemlich rätselhaft sind 

Daneben beobachtet man im Kopfe deis Kometen Veräuderungen , die 
von Schiaparelli als der Anfang zur Auflösung des Kometen zu Stem- 
schnuppenschwSrmen gedeutet werden. Die Kornett von grösserer Lichtstärke 
zeigen ausser einem sehr schwachen zusainnienhängenden Spektrum helle 
Linien. Bei den zwei Kometen 1882 I imd II, die eine ungewöhnlich 
kleine Periheldistanz besassen, sah man zu der Zeit, da sie der Sonne am 
nächsten waren, eine sehr starke Natriumlinie. Die Erhitzung war also 
bis zur Verdampfting geschritten. 

Die Stemscfanup^ en kommen mit einer gewissen Regehnäasigkeit gegen 
die Erde, indem sie sich zu verschiedenen Systemen ordnen lasaw. Alle 
die kleinen, ein und demselben System angehörenden Körper, bewegen sich 
annähemngsweise in derselben Bahn. Wenn die Erde auf ihrer jährlichen 
Wanderung um die Sonne zu einer sülchen Stelle gelangt, an der eine 
derartige Bahn die Erdbahn durchschneidet, wird unser Planet in dem 
Zeitraum (vielleicht mehrere Tage), der ftir die Erde zur Passierung des 
betretf enden Stemschnuppensystems erforderlich ist, Ulit Sternschnuppen 
überstreut Einem Beobachter auf der Erde scheinen infolge der Per- 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 227 — 



spektive alle zu eineiii System gehörenden Sternschnuppen von einem be- 
siimmteii Ort am Himmel^ dem Radiationsptiiikte des betreffenden Systems, 
zu diyergxeren. Von Stemschnuppensystemen sind wobl 200 — 300 bekannt. 
Pttr mehrere ist eine Periodizität nachgewiesen, so flir dasjenige, welches 
nach seinem Riuliiitionspnnkte die Leoniden genannt wird, eine Periode von 
Jahr. Am 12. Novenibpr 1799, den 13. November l.s;^3 und den 
13. November 186G fiel eine ausserordentliche Menge diesem System an- 
gehörender Sternschnuppen, während in den dazwischadiegendoi Jahren 
yerhältnismSssig ganz wenig fielen. Der Komet 1866 I läuft in der näm- 
liehen Bahn wie die Leonidoi. 

Zwischen den Stpni^cliniippen und den grossen Kugeln, die mit Donner- 
gekrach zerplatzen und die Meteorsteine aussenden, gibt es viele Zwischen- 
tormen. Die Balmen der iSieteorite lassen sich jedoch nur schwer, wie die 
der Stemschnuiipen studieren. Ein Heteoritfall trifft; ja yerhaltnismässig 
selten ein, ausserdem unerwartet, von Schreckeinflössenden Phänomenen be- 
gleitet und nur selten Ton anderen als Unkandigm beobachtet. Betreffs 
der Meteorite kann man also nicht, wenigstens nicht in nächster Zukunft, 
erwarten, Beobachtungen zu sammeln, welche die Radiationspunkte und 
andere genauere Bestimnmngen ihrer Bahn nachweisen Hessen. Fast das 
einzige, woran man sich halten kenn, sind die fdt dne Anzahl Meteorite 
au%ezdchneten Fallzeiten. Verfasser hat eine Untersuchung dieser unter- 
nommen und ist zu dem Resultat gelangt, dass die Meteorsteine sich Wahr- 
scheinlich — wenigstens theil weise — ebenso wie die Sternschnuppen auf 
gewisse Systeme zurücktÜhren lassen können. U7id dass fi'ir einige mit 
einiger Wahrscheinlichkeit Unilaufszeiten nachgewiesen werden können, die 
auf eine Übereinstimmung mit einer gewissen Kometengmppe deuten. 

Man kann sich die Bahn der Erde um die Sonne in 365 Teile geteilt 
denken, so dass je einer dieser Teile in einem Tage des Jahres durclüaufeu 
wird. Hierbei muss natürlich daran erinnert werden, dass ein bestimmtes 
Kalenderdatum nur ungefähr die Stelle angibt, an der .sich die Erde auf 
ihrer Bahn befindet. Jedes vierte Jahr muss ja ein 29. Februar ein- 
geschohoi werden, jeder Tag nimmt in den Terschiedeneii Lfindem seinen 
Anfang zu Terschiedenen Zeiten. Dass zu einer bestimmten Zeit ein Meteor- 
fall stattfindet, besagt also, dass der Teil der Erdbahn, der ungefähr durch das 
betreflFende Datum bezeichnet wird, von der Bahn des Meteors durch- 
schnitten wird und dass sich Erde und Meteorstein zu derselben Zeit im 
Kreuzungspuukt einfinden. Nun geschieht es ott, das« die Erde in dem 
ein«i Jfl^re an ein^ bestimmten Datum von Meteorsteinen getroffen wird 
und ebenso am selbigen Datum des folgenden Jahres. Wenn man die 
äusserst geringe Anzahl der bekannten MeteoritenfUlle in j eil ein Jahre be- 
rücksichtigt, muss dies am nächsten dadurch erklärt werden, dass die Erde 
auf dem Teil ihrer Bahn, der an dem betretenden Datum durchlaufen wird, 
durch einen Meteoritstrom geht, der mindestens ein Jahr gebraucht, um 
die Brdbiihn zu passieren. Im Jahre 1841 z. 6. iknden vier Meteorfölle 
statt; Ton diesen trat einer am 12. Juni und einer am 17. Juli ein. Vom 
Torausgehenden Jahr sind Tier Falltage bekannt Von den 366 Tagen 
dieses Jahres sind gerade auch der 12. Juni und 17. Juli Falltage, der 
dritte Fall geschah im April, der vierte im Mai Von den 36524 Tagen 

29» 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



dar mleiil; Tentneheaieii hundarfe Jahxe smd 260 Falltage; zwölf derselbeiL 
sind von gldchem Datum in zwei neben einanderliegenden Jahren. Drei 
Mal ist es in dieser Zeit v i „' kommen, dass an denselben Tag Meteor- 
steine an verschie denen Orten der Erde fielen. 

Einige Teile des Jahres sind während lati<^er Zeiträume ohne Fall von 
Meteoriten. In den lu Tagen des Januars, vom 5. — 14., ist weder in dienern 
noeh in dem vorigen Jahrhundert ein Meteorfall annonziert worden. 

Sdireiben wir die Jahre auf, in denen in diesem Jahrhundert im April 
Meteorite ge&llen sind, so findoi wir; 

1800 . . 2 F&Ue 1808 . . 1 FaU 

1803 . . 1 ^ 1810 . . 1 , 

1804 . . 1 „ 1812 , . 2 . 

Nachdem ;S0 Schlag auf Schlag der Meteorfall stattfand, verdrehen 19 
Jahre, aus denen keiner bekannt war. Darauf beginnen die Meteorite 
wieder zu fallen: 

1833 . . 1 FaU 1851 . . 1 FaU 

1838 . . 1 „ 1854 . . 1 , 

1842 . . 1 , 1857 . . 2 , 

1844 . . 2 , 1858 . . 1 ^ 

Aus den 2(> darauffolgenden Jahren kennt mau aus diesem Monat 
keinen FaU. Die Erde schien also in zwei Perioden dieses Jahrhund»ts 
in diesem Teil ihrer Bahn vornehmlich von Meteoriten getroffen worden 
zu sein. Die erste dieser Perioden beginnt vieUeicht im Torigen Jahr- 
hundert. Vom Jahr 1795 ist niinilich ein Fall, ein anderer aus dem Jahr 
1780 bekannt. Noeh frühere FäUe im April kennt man aus den Jahren 
1715, 1628 und 1620. 

Bis zum Jshr 1862 hat man im ganzen Dezonbw nur folgende Meteor- 
fiÜle: 24. Dezember 1704 und 10. Dezembw 1744, darnach: 

13. Dezember 1795 18. Dezember 1803 

13. , 1798 14. . 1807 

18. Dezember 1813. 
(Schlttw folgt.) 



Über die Toise von Teru.*) 

In der Vorrede zu seinen Beobachtungen mit dem Besseischen Pendel- 
apparate hatte C. F.W. Peters i)l>er die Toise du Perou folgendes bemerkt: 
Da das Original der Toise de Perou Reit Bessels Zeiten verloren gegangen 
ist, so hat die Besseische Toise erhöhte Bedeutung gewonnen. Diese Be- 
merkung hatte Herrn G. Wolf in Paris zu genauen untersuchuugea ttber 
den unter dem Namen Toise du Perou im Besitz des Pariser Obserrap 
torimns befindlichen Massstab, sowie über die dort vorhandenen Urmasse 
veranlasst. Herr Wolf war in sdner Abhandlung auf Grund sehr ein- 



*) Aus der Zeitsuhrift für Instrumentenkxmde 18&6 S. 284 u. ff. 



— 229 — 



gehender und sorgßtltiger historischer Untersuchungen und an der Hand 
Yon Messungeii, die er mit der Toise auf dem Lenoisschen Ftthlhebel-Kom- 

parator vorgenommen hatte, zu dem Resultate gekommen, dass der für 
die Toise du Perou gehaltene Massstab nicht allein wirklich diese Bezeich- 
nung verdiene, sondern dass er auch so unversehrt erhalten sei, wie er seiner- 
zeit aus der Hand des verfertigenden Künstlers hervorgegangen, und daher 
als der einzig legitime Träger des alt&anzösischen Masssystems anzusehen 
sei. Neuerdings hat Herr G. F. W. Peters die Frage in einer Ton der 
K. Normal -Aichungs- Kommission yeranlassten und herausgegebenen Ab- 
handlung wieder aufgenommen, welche den Zweck verfolgt, den Anschhiss 
der vielen wichtigen, in diesem Jahrhundert bis in die neueste Zeit vor- 
genommenen, auf dem altfranzösischen Masssystem beruhenden Messungen 
an das Metersystem, speziell an das neu definierte internationale Meter 
Torzubereiten. 

Nachdem Herr Peters die Geschichte der Toise du Perou, sowie der 
Toise du Nord rekapituliert hat, wobei die von Herrn Wolf gegebene Dar- 
stellung im wesentlichen bestätigt wird, kommt er zu dem Schluss, dass 
die Cxesciiichte der Toise du Perou, um die es sich hauptsächlich handelt, 
sich bis zum Jahre 1831 mit Sicherheit verfolgen lasse, dass aber von da 
ab ihre Existenz zweifelhaft werde und dass es kein Kennzeichen gäbe, 
nach welchem man mit Sicherheit ihre Identität feststellen kSnne. Die 
Gründe hierfür sind folgende: 1. wird die Dicke der Toise in verschiedenen 
Vergleicliungsprotokollen verschieden angegeben, 2. linden sich eigentüm- 
liche Widersprüche bezüglich der Länge der Endstücke (Talons). Nach 
La Condamine betrug dieselbe ein Zoll, nach de Mairan 0 5 Zo ll, n ach dem 
Berichte der Kommissare der Akademie yon 21 Flor^al an VII war die 
Länge bei beiden Toisen ungeföhr ein Zoll; Wolf findet sie zu 0*5 Zoll. 
Herr Peters lässt es daher zweifelhaft, oh der für die Toise du Perou ge- 
haltene Massstiib wirklich mit dem Original identisch ist oder ob derselbe 
vielmehr eine der vielen Kopien dieser Toise darstelle. 

Gegen diese Auffassung wendet sich nun Herr Wolf in einer, der 
Pariser Akademie in ihrer Sitzung TOm 15. Marz d. J. mitgeteilten Ab- 
handlung mit grosser Entschiedenheit. Wenn Peters behaupte, führt Wolf 
ans, dass die Existenz der Toise du Pcron bis zum Jahre 1831, der Zeit 
der letzten Vergleichung mit einer deutschen Toise, — Herr Wolf irrt, es 
war eine dänische Toise — sicher konstatiert werden könne, dass aber von 
da ab ihre Existenz zweifelhaft werde, so mache er den Männern, welchen 
die Aufbewahrung dieses Blassstabes anyatraat war, Arago, Biot, Bouvard, 
Matthieu, den Vorwurf wissentlicher oder fahrlässiger Pflichtwidrigkeit. 
Dem gegenüber darf betont werden, dass Herr Wolf selbst in seinen 
Kecherches historiques sur les (3t.alons de robservatoire diesen Vorwurf 
indirekt erhebt, wenn er von dem verwahrlosten Zustande berichtet, in 
welchem der in Rede stehende Massstab im Jahre 1854 vorgefunden wurde, 
wenn er erzählt, dass bis zu diesem Jahre nicht einmal ein Verzeichnis der 
im Pariser Observatorium aufbewahrten Instrumente existierte. — Betreffe 
der verschiedenen differierenden Angaben über die Grüssenverliiiltnisse der 
Toise hatte Herr Wolf schon m der früheren Abhandlung darauf hin- 
gewiesen, dass die betreffenden Gelehrten beim Niederschreiben ihrer Au- 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 230 — 



gaben entweder die Toise nicht vor Augen geliiibt oder früliere Artraben 
nachge.selirieben hätten. Neuerdings ist es Herrn Wolf rrehmgen, iu Don 
Juans, des Begleiters von La Condamine, Werke über die Gradmessung 
von Peru, eine Stelle zu findeiit m wdclier die Dicke der Toise da P^rou 
genau so angegeben ist, wie sie Herr Wolf im Jahre 1881 bei der frag- 
lichen Stange gefunden bat; betreffs dieser Dimension sind demnach keine 
Zweifel mehr zulässig. Für sichere AT^ i kmale femer, die Toise du Perou 
zu konstatieren, sieht Herr Wolf die beiden Punkte an, welche die auf der 
Obertiäche der Toise angebrachte Teilung begrenzten und deren Entfernung 
Ton einander während der Gradmessung von Peru als Lange der Toise 
angesehen worden ist Herr Wolf macht darauf aufmerksam, dass bei 
keiner anderen Toise, bei keiner Kopie der Toise du Perou diese Punkte 
erwähnt würden und dass daher mit hoher Wuhrscheinlichkeit anzunehmen 
sei, nur die Toise d\i P(''rou lialie diese Punkte besessen: da nun der frag- 
liche Massstab diese beiden Punkte zeige, so müsse er mit Sicherheit als 
das Originid der Toise dn P4rou angesehen werd«!. Wenn mm abo* weiter 
Herr Wolf die Entfernung diesor beiden Ponkte ton einander als die legi* 
time Definition der altfiranzSsischen Toise ftbr den Übergang Tom Toisen- 
zum Metersysteni angesehen wisfsen will, so ist dem entgegen 7.u halten, 
dass hei der Festsetzung der Länge des Meters nicht die Entfernung dieser 
beiden Punkte, sondern die Eutfeniung der Endflächen der Toise du Perou 
als Definition der Toisenl&nge angesehen worden ist 

Die Zweifel ttb» die Identität dar Toise du P^rou sind nach dieser 
Mitteilung des Herrn Wolf gehoben; gleichwohl kann, es der wissenschaft- 
lichen Welt doch nicht zugemutet wt-rtb-n, diese Toise noch als den Träger 
des alti'ranzösischen Masssysteius an/.usriicn. Dem steht der Zustand ent- 
gegen, in welchem der Massstab im Jahre lb54 aufgefunden worden ist, 
dem i^hen die vielen OerQchte über die sehlechte Behandlung entgegen, 
welche die Toise im Laufe der Zeit erlitten haben soll, Beschuldigungen, 
welche nicht, wie H^ Wolf meint, surtont en AUemi^e erhobt wor- 
den, welche ganz im Gegenteil von Pariser Gelehrten ausgegangen sind. 
Diese Gerüchte sind otteulnir übertrirljcn gewesen, ganz (dnie Grund köiuien 
sie aber nicht entstanden sein und die jedem Astronuuien, Geodäten und 
Metrol<^en ehrwürdige Toise du Perou kann nicht mehr als Prototyp 
gelten. Trotz d«r grossen Bewunderung, welche man ftir die Verdienste . 
der Franzosen auf dem Gebiete des Masswesens h^en muss, wird man 
daher nicht mein- auf die Toise du l'erou /.urnckgreifen können, wenn man 
Messungen, weiche auf altfranzösischeni System beruhen, mit dem metrischen 
S^ystem in Verbindung bringen will. Es handelt sich hierbei nicht, wie 
Herr Wolf irrtOmlich aniummt, um die Gradmessung des Torigen Jahr- 
hunderts, deren Genauigkeit man durch feine metrologische Untersuchungen 
gewiss nicht erhöhen kann und will. Herr Prof. W. Förster betont diesen 
Umstand in seinem an Herrn Wolf gerichteten Briefe, in dem er die 
Authentizität des als Toise du Perou angesehenen Massstalies nach Be- 
kanntwerden des oben erwähnten spanischen Dokumentes anerkennt und, 
um die altfranzOeischen Messungen auf nene Masse besiehen zu können, 
vorschlägt, die durch die beiden Punkte dar Toise dn P^rou definierte 
Länge durch Veigleichung mit dem internationalen Meter kennen zu l^en. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 231 — 



Von imgleich grösserer Wichtigkeit ist es jedoch für die vielen neueren 
Basis- und rendelmessungcn, welche mit Toisenmassstäben gemacht sind, 
die Beziehungen ihrer Grundlagen, die sämtlich Kopien der Toise du Perou 
sind, zu dem neuen internationalen Meter kennen zu lernen. Um dies 
ermöglichen zu können, ist eine Diekussion des Verhaltens aller sicher be- 
glaubigten und gut behandelten Kopien der Toise du Perou zu einander, 
sowie '/II den mittels jener Kopien hergestellten wichtigsten Toisenmass- 
stäben von grö^sster Wichtigkeit. Der zw^eite Teil der Abhandlun<j des 
Herrn Peters ist dieser Aufgabe gewidmet. Ea würde hier zu weit fuhren, 
in die Details dieser Untersuchungen einzugehen, wir wollen nur die Er- 
gebmsüe derselben resümieren. Dies kann aber nicht besser geschehen als 
mit den Worten, mit denen die von Herrn Prof. For.ster verfasste Yoirede 
die Abhandlunrr des Herrn Peters einführt: „Die Untersuchung lässt erken- 
nen, dass wenngleich der Anschhiss der gegenwärtig noch in f^eodätischem 
Gebrauch befindlichen Reprüseutauten der Toiseneinheit an die Toise du 
Perou immerhin etwas unsicher bleibt, doch wenigstens eine innere Über- 
einstimmung zwischen denjenigen beiden authentisdien Kopien der Toise 
du Perou erreicht und andauernd aufrecht erhalten worden ist, auf welchen 
dir niei^iten und wichtigsten geodätischen Arbeiten dieses Jahrhunderts 
beruhen, nämlich zwischen der Besseischen und der Sfruve.sciien Toise und 
somit zwischen allen denjenigen MessungsergebuL^sen , welche nach diesen 
beiden wichtigen Massstäben und den von ihnen genommenen Kopien bis 
in die neueste Zeit erlangt worden sind. — Ausserdem, machen es die Er« 
gebnisse der vorliegenden Untersuchung wahrscheinlich, dass die mehrfach 
vermutete Veränderlichkeit von eisernen Massstäben solcher Art, wie sie 
fast ausschliesslich die Grundlaijen der Messungen nach altfranzösisch era 
System bis in die neueste Zeit gebildet haben, in den letzten fünf Jahr- 
zehnten keinesfalls Beträge erreicht hat, welche- ein Tausendstel der Pariser 
Linie übersteigen, eine Fehlergrenze, bis zu welch«* die aus der Beschaffen- 
heit der Endflächen und der sonstigen Gestaltungsverhältnisse aller dieser 
Toisen nnd l)oj)pe]toisen liervorgehenden Fehlerquellen die Ter<i:leichungs- 
ergebnisse unsicher lUiiclien konnten. Es wird hiernach sehr wohl möglich 
sein, die Ergebnisse der geodätischen Arbeiten der letzten Jahrzehnte inner- 
halb einer im Verhältniswert ausgedrückten Fehlergrenze von einem Mil- 
liQptel mit neueren nach metrischem Mame angestellten Messungen in Ver- 
bindung zu setzen, sobald eiiie erneute Vergleichung des internationalen 
Meters mit der Besseischen und der Struveschen Toise oder guten Kopien 
dieser beiden Massstäbe stattgefunden haben wird. — Obige Bemerkungen 
hinsichtlich der relativen Beständigkeit des Verhaltens der in Kede stehen- 
den eisernen Massstäbe im Vergleich zu den Unvollkommenheiten ihrer 
Einrichtungen sollen jedodi keineswegs in Abrede stellen, dass eine Yer- 
änderlichkeit eiserner Massstfibe und ihrer Ausdehnungs-Koeffizienten wirk- 
lich existiert, da nicht nur neuere höchst kompetente Untersuchungen 
bierfür sprechen, sondern auch in den sonstigen Eigenschaften des bezüg- 
lichen Materials erhebliche Gründe für eine solche Annahme enthalten sind. 
Es handelt sich hier nur darum, zu konstatieren, dass die aus diesen Eigen- 
schaften henrorgehenden Fehlerqaellen innerhalb der letzten Jahrzehnte 
fOr dtfB System der geodätischen Messungen, in Betracht der sonstigenUn* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 232 — 



genauigkeiten der Einrichtung und Handhabung der dabei angewandten 
Massstäbe, sowie in Betracht der Schwierigkeit einer völlig zutreffenden 
Kenntnis und Berücksichtigung ihrer jeweiligen Temperatorenf offenbar von 
keiner Erheblichkeit gewesen sein könn^.* 



Professor Carl Hoiustein, Direktor der k. k. Sternwarte in 

Prag von 1868 bis 1882. 

Dieser kurz«' AufsKtz m.Krlit es sich zur Auf'gal)e, den Leser dieser 
Blätter mit diesem hervorragenden Gelehrten a\it' dem (xebiete der Astro- 
nomie und Meteorologie, welcher in stiller Zurückgezogenheit erfolgreich 
mit unermüdlichem Eifer der wissenschaftlichen Forschung bis zu seinem 
Lebensende seine Dienste widmete, bekannt zu machen. 

1824 zu Brünn geboren, vollendete Hornstein seine Studien an der 
Wiener Universität, an welcher er bereits 1843 zum Assistenten der Stern- 
warte ernannt wurde. 1S47 an die Krakauer Sternwarte als Adjunkt be- 
rufen, war er sclion ein Jahr darauf infolge Polonisierung der Krakauer 
Universität gezwungen, abermals nach Wien zurfickzokehrenf wo er sich 
1850 als Privatdozent für Mathematik an der (JniTersitSt habilitierte und 
noch im selben Jahre zum Adjunkten der dortigen Sternwarte ernannt 
wurde. Von dieser Zeit angefangen bis zu seiner im Jahre 18^>2 erfolgten 
Ernennung zum IhiiverHitätsprofessor in Graz entfaltete Hornstein eine 
ausserordentliche Thätigkeit, wie dies die seinerzeit in der Kaiserlichen 
Akademie der Wissenschaften zu Wien und andern gelehrten Gesellschaften 
veröffentlichten Arbeiten beweisen. 

Nach einem nur wenige Jahre währenden Aufenthalte in Graz wurde 
Hornstein als Professor für Mathematik an die Prager Universität }>erufen, 
welche Stelle er jedoch nur bis 1868 inne hatte, da er nach dem Tode 
des Professors Böhm die Direktion der Sternwarte übernahm. 

Sofort nach seinem Direktionsantritte machte sich Uomstein an die 
Yomahme von Verbessemugen ati den, den meteorologischen Beobachtungen 
dienenden Apparaten; zum Zwecke genauerer Beobachtungen wurden Ver- 
gleirbsinstnuuente angesehatit und auf diese Weise flie Fehler der zu den 
täglichen Beidiachtungen benützten Instrumente ermittelt. (irosse \ er- 
dienste er\>'arb sich llorusteiu mn die magnetischen Beobachtungen, welche 
mit grosster Sorgfalt ausgeführt, des günstigsten Urteils hervorragender 
Forsfmer sich erfreuen. 

Von den neuen Apparaten, die unter ihm angeschafft wurden, sind 
besonders die Anemometer, welche der Messung der Windesrichtuug und 
Geschwindigkeit dienen, hervorzuheben. 

Was seine Thätigkeit in l^rag auf astronomischem Gebiete betriHt, 80 
ist ihm infolge der ungünstigen Lage und der zu präzisen Beobachtimgen 
absolut nicht geeigneicia Lokalitfiten der Sternwarte eine mehr oder weniger 
grössere Beschränkung auferlegt worden. Von der Hoffnung erfüllt, dass 
ein Neubau, einer dem jetzigen Stan(l])unkte der Wissenschatl entsjireclieu- 
deu Sternwarte erfolgen werde, vsiirden gleich in der ersten Zeit vor- 



üy.Google 



— 233 — 



bereitende Arbetten ausgefilhrt, wie der im 31. Bande der Jahrbücher der 
Prager Sternwarte veröffentlichte I. Teil der Hülfstafeln für astronomische 
Beobachtungen beweist. Mit dem nnter Hornstein 1870 angeschafften, 
grossen Gzölligen Refraktor von Steinheil, der später ein festes parallük- 
tisches Stativ erhielt, sind in den Jahren 1874 und 18.75 mehrere Reihen 
T<m Asteioiden-Beobachtungen angestellt worden, welche in dai betreffen- 
den Jahrbüchern publiziert sind. 

In dieser Beziehung ist im Almanach da* Kaiserlichen Akademie der 
Wissenschaften zu Wien für 1883, dem auch die meisten Dat^ dieser 
Zeilen entnommen sind, folgende Stelle bemerkenswert: 

,Wenn man übrigens die wissenscliaftliche Thätigkeit Hornsteins nach 
dem unten angehanfrten Verzeichnisse seiner wichtigsten Publikationen 
messen wollte, scheint dieselbe bei seinem uaermiidiicheu Fleisse und seinem 
stillen, nnr seinen Arbeiten gewidmeten Leben TerhSltnismSssig gering. 
Der Grund davon liegt darin, dass Hornstein zu jenen Naturen gehörte, 
welche die Früchte ihrer Arbeiten nur zögernd und mit Widerstreben der 
Öffentlichkeit übergeben. Bei seiner strengen, fast peinlichen OrdnnnfjsHebe 
und Pünktlichkeit werden sich aber unter senien Arbeiten zweiielsohne 
noch viele, zum Teil fast vollständig druckreife Untersuchungen, Vor- 
lesnngsheflie n. s. w. Torfinden. Es wSre daher sehr zu wünschen, dass 
sein wissenschaftlicher Nachlass nicht verloren gmge, sondern von kundiger 
Hand gesichtet und geordnet würde, und so vielleicht manches wert- 
volle Hesultat jahrelanger Mtthen und Arbeiten der Nachwelt aufbewahrt 
bleibe.* 

Seine ■wnssenschaftlichen Arbeiten haben überall die venlieiite Anerken- 
nung gefunden; bereite 1857 war Direktor Hornstein zum Mitgliede der 
Kaiserlichen Akademie der Wissenschaften ernannt worden und gelehrte 
Gesellschaften des In- und Auslandes zählten ihn zu ihrem wirkliehen oder 
Ehrenmitgliede. 

Was sein Leben nach Aussen anbelangt, so mied Hornstein jeden 
grösseren gesellschaftlichen Verkehr und trachtete so viel als möglich 
öffentlichen Anlässen fem zu bleiben; auch liebte er es nicht, mit seinen 
wissenschafUichen Leistungen in der Öffentlichkeit zu prunken. Seinen 
Schttlem gegenüber war er stets als wohlmeinender Freund und Ratgeber 
zur Sdte und hat sich in ihren Herzen dne dankbare Erinnerung Air 
immer bewahrt. 

Trotz seiner verhältnismässig kurzen Thätigkeit in Prag, aus welcher 
ihn des Todes kalte Hand zu frnli zeitig herausriss (f 22, Dezember 1882), 
bleibt Direktor Hornstein in duiiiibarer Anerkennung seiner um die Prager 
Sternwarte erworbenen, vielseitigen Verdienste ein ehrenToUer Platz in der 
Geschichte dieses Instiiuts ftlr immer gesichert 

Durch den nidit erfolgten Bau einer neuen Sternwarte, auf den er in 
der Vorrede zum Jahrgange 1874 der Prager Beobachtungen mit grosser 
Wahrscheinlichkeit hoft'tr, war Direktor Hornstein gezwungen, die begon- 
nene praktische Thätigkeit aulzugeben und sich mehr theoretischen Ar- 
beiten zu widmen. 

Von seinen zahlreichen Arbeiten, die er wahrend semer Thätigkeit in 

Sfafwim Haft 10. 20 



— 284 — 



4 



Prag veröffentlichte, sind einige von besonders nachhaltigem Einflüsse auf 
die spätere wissenschaftliche Forschung fjeblieben, wie z. B.: ,Übcr den 
Einflnss der Rotation und der Elektrizität der Sonne auf den Barometer- 
stand*, „über die Abhäng^keit des Erdmagnetismus von der Rotation der 
Sonne* etc. 

Mit seinen Sonneufleckenbeobachtungen w&hreud seiner Thätigkeit an 
der Wiener Sternwarte hat er einen nicht zu unterschätzenden Beitrag t"ür 
diesen Teil der Astronomie geliefert; dieselben sind von ihm erst später 
reduziert worden und deren VerüÖeutlichung er, wie er sich Freunden 
gegenüber äusserte, iu baldige Aussicht stellte, daran aber durch seinen so 

Mien LebenBabschliiss gehindert wurde. Eine YerdifenÜicbuiig dieser Ar- 
beit seitens der Besitzer seiner hinterlassenen Schriften wttrde gewiss leb- 
haft begrüsst werden. B. s. 



Vermischte Nachrichten. 

Sternspektra der Klasse III. Tafel lO enth;iU eine etwas verkleinerte 
Reproduktion der Sternspektra aus der Klasse Iii der Fixstemtypen, welche 
Herr N. Duner entworfen hat. 

Mo. 1 ist das Spektram von oOrionis, 2 jenes von aHercolis, beide 
gehören in die Abteilung a der III. Klasse. Die folgende Spektren ge- 
höre in die Abteilung b derselben Klasse, nämlich: 

3. Spektrum Ton 152 des Schjellerupschen Eataloges 

4. , ,19 Piscinni 

5. I ,7 des Sciijelienipsohen Kataloges 

6. , , 551 , Birmingham.scheu Kataloges. 

Die Sonnenflecke 1885. Herr Prof. Wolf in Zürich teilt der No. LXVII 
seiner «Astr. MittheiL* mit, dass nach der Bearbeitung seiner offenen und 

der ihm zugekommenen fremden Beobachtungen die mittlere Relativzahl 
der Sonnenflecke des Jahres 1885 definitiv =52*2 ist, sie also gegen 1884 
um 11*2 zur'M k^ing. Es kann also die von Wolf im vergangenen Jühre 
vorläufig bestnnmte Epoche des letzten Maximums der Sonnenliecke: 
beibehalten werden. 

Die tägliehan Schwankungen des Luftdruckes. Nauhdem neuerdings 
Balfonr Stewart die Zunahme der taglichen Variation der magnetischen 
Deklination zur Zeit der Sonnenfleckenmaxima als eine Folge der gleich- 
zeitig stattfindenden grösseren Erwärmung der höheren Schichten der At- 
mosphäre dargestellt hat, versuchte Herr Direktor J. Hann zu entscheiden, 
ob sich eine derartige stärkere Erwärmung in der täglichen Barometer- 
schwankung, namentbeh der Tropen, nachwdsen lasse. Die Untersuchung 
statzt sich auf den Satz, dass die tSgliche Schwankung des Luftdruckes 
im grossen ganzen der von der Atmosphäre direkt (namentlich in den 
oberen Schichten derselben) absorbierten Sonnenstrahlung zuzuschreiben 
sei, wobei das Luttmeer seiner ganzen Masse nach iu oscillatorische Schwan- 
kungen gerate. — Im Gegensatz zu dem erwarteten Resultat ergab die 
Zusammenstellung der mittleren jährlichen Ghrösse in der täglichen Baro- 
meterschwanknng zu Bombay, Batavia und Wien mit den entsprechenden 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 285 — 



Yerhältniszalilen der Sonnenfleckenbaufigkeii, dftss die tägliche Baroniet^ 
oscillation fast gar keine Schwankung erkennen lässt, indem die Phasen- 
zeiten von Jahr zn .Fahr dieselben bleiben. Daraus wäre zn schliessen, 
daas die von der Atmosphäre absorbierte Soiuieustrahluii«? sich im Verlauf 
einer Sonnenfieckenperiode nur kaum merklich ändert. Damit ist zugleich 
die Annahme von Lamont, nach welcher die tägliche BarometorBchwadEung 
in elektrischen Wirkungen der Sonne ihre Ursache haben soll, hinfällig 
geworden, denn in diesem Fall mttsste ein Zusammenhang mit der Sonnen- 
flecken]teiiofle ebenso (deutlich nachweisbar sein, wie bei Polarlichtem und 
magnetischen StTin m^-eu. 

Komet Brooks III. Nach der Bereclmnng von Herrn Dr. Oppt nlieim 
gehört dieser Komet zu denjenigen von kurzer Umlaulszeit. Dieselbe be- 
trägt 9*05 Jahre» die Exzentrizität 0-687. 

Ober die Bahn von ^Coronae australie. Ftb* das System dieses von 
Sir John Herscbel am Kap der guten Hoffnung entdeckten Doppelstemes, 

in welchem beide Komponenten 6. Grösse sind, wurde zuerst von Jacob 
im Jahre 1855 eine Bahnbestimninn<r ansgefiihrt. Derselbe fand die Periode 
zu 100*8 Jahren, und zwar sollte das Peria.strinu auf 18li3'l fallen Schia- 
parelli berechnete ebenfalls eine üahu, für welche sich eine Uiulautszeit 
▼on 55-2 Jahren ergab, dsü Periastmm anf 1882*77 fiel nnd die Ezzen- 
trizitfit 0.6989 betrug. Der grosse Unterschied zwischen beiden Besüm- 
mimgen veranlasste Herrn Gore zu Ballysodare in Irland, eine neue Ab- 
leitnnij- rler Bahnelemente zu unternehmen, deren Resultate in <len Monthly 
Kütues ()f the Royal Astronomical Society XL VI No. 3 veröffentlicht sind. 
Herr Gore benutzte eine graphische Methode, bei welcher die Lage und 
die Dimensionen der wirklichen Bahn ans denen der scheinbaren Bahn mit 
Hülfe von Thieles harmonischer Ellipse abgeleitet werden. Letztere ist die 
Projektion des harmonischen Krdses auf eine Ebone senkrecht zur Bich- 
toi^ der Gesichtslinie. 

Zur Rercchnimg wurden 12 Beobachtungen von Distanzen und Po- 
sitionswmkeln benutzt, die sich über die Jahre 1834 bis 1880 erstrecken. 
Ans ihnen ergaben sich folgende Elemente: 

Zeit des Periastrum 1886 53 

Lange des Periastmm Ul^ 

Länge des Knoten 45^25' 

Neigung 47^26' 

Exzentrizität 0*322 

Halbe grosse Achse l''*885 
Mittlere jährliche Bewegung — 4®-402 

ümlaniszeit 81*78 Jahre. 

Obgleich hiernach die Beobachtmigeu sich über mehr als die UäU'te 
eines Umlaufe erstrecken, halt Herr Gore diese Elemente nur tSae provi- 
sorisdbe und meint, es seien nodi weitere Beobachtungen innerhalb der 
nädisten 10 Jahre nötig, um eine definiÜTe Berechnung der Bahn Tor- 
zonehm^. *) Hm. 



Naturforscher No. 32. 

80* 



üy Google 



— 236 — 



Lotablenkungen an der Sudkuste Frankraichs. Die Berechnungen der 

Geoiliisie geschehen unter der Voraussetzung, dass die Gestalt der Erde ein 
abgeplattetes Rotationsellipsoid ist, eine Yoraussetznng, welche im all- 
gemeinen als zutreffend anzusehen ist. Darnach erhält man als geodätische 
Breite eines Ortes den Winkel, welchen die Normale des Ellipäüida in dem- 
selben mit d«r Äquatorebene madit, als geodätische LSnge den Wmkel, den 
der durch den Punkt gehende Meridian des Ellipsoids mit einem An&ngs- 
meridian auf demselben bildet. Von diesen geodätischen Elementen eines 
Ortes sind wohl zu unterscheiden die astronomi'j' lif^n Element*^ Es stimmt 
nämlich diejenige Fläche, welche von einem be.stmimteu Punkte der Erde 
aus die Lotrichtuugen senkrecht durchsetzt, die sogenannte Geoidääche 
dnrchAns nicfat genau aberem mit der oben angefllbrten EUipsoidfifiehe, 
Tielmehr wird durch lokale Anziehungen, wie sie Gebirge auszuüben im 
stände sind, die Lotrichtung mehr oder weniger aus den Normalen des 
Ellipsoids abgelenkt; und wir hätten dem entsprechend zu definieren als 
astronomis< he Breite eines Ortes den Wijikel, den die Lotrichtung desselben 
macht mit der A(j[uatorebene und als Läugendifferenz zweier Punkte der 
Erde den Winkel zwiscboi den £b«i^, weldie durch die Lotriditung und 
die Südnordlinie der betareffend«a Punkte gelegt werden. Man ist also im 
stände, ans der Differenz zwischen den astronomisehen Elemente eines 
Ortes nnd den geodätischen einen Schluss zu ziehen auf die gegenseitige 
Lage von Geoid- und Eilipsoidflächen. — Zu den zahlreichen Messungen, 
welche über Lotablenkung gemacht wurden, sind in der neuesten Zeit 
Messungen in Sfidfrankreieh getreten, worftber in den Gompt. rend. t. €11- 
No. 20 von M. Gennain Bericht erstattet wird. Die Beobachtungen wurden 
an vier Orten ausgeführt, in Nizza, Saint BaphaSl, Toulon, Mfffseille, also 
an Orten, welche am Südabhang der Alpen Hegen. Damadi ergibt sich für 

Nizza Lotabi. nach N. 16"-6 nach 0 0" 

St. Raphael , , , 12-7 , . — 

Toulon , , ^ 24"0 , , — 

Marseille , « , 5 "«2 , , 7"-0. 

In St. Raphael und Toulon wurde die astronomische Länge nicht be- 
stiumit, man konnte daher die Ablenkung nach 0 nicht berechnen. — £& 
folgt aus diesen Tier Bestimmungen, dass an der Südküste von Frankreich 
der Kontinent die Vertikale anzieht und dass die Anziehung auszugehen 
scheint von einem Punkte, welche im Massiv der Alpen liegt und zwar 
würden die Messungen in Nizza nnd Marseille einen Pnnkt ca. 50 km 
nördlich von Nizza als Zentrum dieser lokalen Anziehung eingeben. (Natmf.) 

Neue Untersuchungen Ober die Fortpflanzungsgeschwindigkeit des 

Lichtes teilt S. Nevvoomb mit Es wurde dabei die Foucaultsche Methode 
des rotierenden Spiegels adoptiert nnd in folgender Foim angewandt: Der 
Spalt eines Femroh^ wird mit Sonnenlicht erleuchtet und das parallele 

Strahlenbündel, das die Kollimatorliuse verlasst, fallt auf den rotierenden 

Spiegel nnd wird von da a\if einen entfernten festen Spiegel geworfen, der 
es in dersel])en Richtung znrücksendet; das abermals am rotierenden S})iegel 
reflektierte Licht wird durch die Objektivlinse eines zweiten Fernrohrs zu 
einem Bild des Spaltes vereinigt. Da der ansehende und der zurück« 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 287 — 

kelirende Strahl nahezu gleiche Richtung haben, ist das sendende Fernrohr, 
um dem Beobachter nicht hinderlich zu sein, <]febrocheii und an der Knick- 
stelle ein Spiej^el eingesetzt. Der Beobachter lietindet sich in einem ziem- 
licli dunklen llaum, und durch geeignete Blendvorrichtungen vermapj nur 
80 viel zentzeuieB Liclit Yon amserhiilb des Gebäudes m das empfangende 
Femrolur zu gelangen, nm die Spinnoifaden im Ferniohr va sehen. Der 
Spi^;d ist ein auf seinen Seiten poliertes SiaMprisma; die Breite der ein- 
zelnen Flüchen beträgt 37 r» mm. Znr Bewegung des Spiegels dienten zwei 
am oberen und unteren Ende des Prismas befestigte Flügelräder, welche 
durch ein passendes, von einer Dampfmaschine getriebenes Gebläse in 
möglichst gleichf&nnige Bewegung gebracht werden konnten. Mit Leichtig- 
keit konnte die Zahl der Umdrehnngen in der Sekunde auf 250 gebra(£t 
werden. Die Botationsrichtung konnte schnell gewechselt werden. Haupt- 
säclilich kam es oti'enbar auf eine möglichst genaue Messung des Winkels 
iui, den die retlektierten Strahlen einschliessen, wenn der Spiegel mit ver- 
schiedenen Geschwindigkeiten in entgegengesetzten Richtungen rotierte. Es 
war daher eine feste Aufstellung des Systems nötig. Das Beobachtungs- 
femrohr war deshalb auf einen metaUischen Rahmen aufgeschraubt, der 
um eine mit der Rotationsachse des Spiegels koinzidierende Achse drehbar 
war. Das äussere Ende dieses Rahmens ruhte auf einem horizontalen 
Bogen von 2*4 m Radius. Auf der horizontalen Of>erfläche des Bogens 
war eine feine Teilung angebracht, welche mit Mikroskopen abgelesen 
wurde. Die Messung der Geschwindigkeit des rotierenden Spiegels geschah 
durch ein Uhrwerk, das jede 28. Umdrehung gleichzeitig mit den Schlägen 
eines Chronometers (welches Sternzeit angab) elektrisch registrierte. Als 
festaufgestellter Spiegel dienten zwei nebeneinander aufgestellte konkave 
Spiegel von 40 cm Durchmesser und etwa .3000 m Krümmungsradius. Fftr 
diese Spiegel wurden zwei versclnedene Standorte gewälilt, einmal auf dem 
Grund und Boden des Naval Observatory, sodann nahe beim Washiugton- 
denkmal in 2550, resp. 8720 m Entfernung Tom rotierenden Spiegel. — 
Die Ausfuhrung der einzelnen Beobachtungen geschah folgenderraassen: 
das empfangende Fernrohr wurde von der NuUlage — derjenigen Stellung 
des Femrohres, wo dns Bild des Spaltes zwischen die l^eiden Okulariaden 
fiel, wenn der Spiegel nicht rotierte — nach einer Sfit ' um ein passendes 
Stück gedreht. Mann liess dann einen Luftstrom auf die Flügelräder 
wirken und regulierte denselben durch üffiien und Sehliessen ron Ventilen 
so, dass eine Zeitlang möglichst genau das Spaltbild zwischen den Fäden 
blieb; gleichzeitig r^istrierte dann das Uhrwerk die Umdrehungszahl des 
Spiegels. Sodann wurde das Femrohr auf die andere Seite des Nullpunktes 
gedreht und der Spiegel in entgegengesetzter Richtung in Bewegung ver- 
setzt. Aus der Länge des Bogens zwischen den beiden Stellungen des 
Famrohrs und d«i beobachteten Tourenzahlen iSsst sich dann die Zdt 
berechnen, die ein Strahl braucht, um den Raum zwischen d^ rotierenden 
und dem festen l^egel zweimal zu durchmessen. Aus dar grossen Zahl 
von Beobachtungen, welche teils Newcomb, teils Michelson und Ilolcombe 
gemacht haben, ergeben sicli drei Hauptniittel f[\r die Geschwindigkeit in 
der Luft: f = 299 615, i — 299 682, t? = 299 766, welche von einander 
weit mehr abweichen, als zufalligen Fehlem entspricht. Nach einer IHs* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 238 — 



kussion der mf'rrliclien Felilerqn eilen wird als wahrseheinlichater Wert für 
die Fortpflaiizuüg.sgeschwimli^keit im leeren llaume die Zahl 299 860 km 
abgeleitet. Die infolge der konstanten Fehler bedingte Ungenauigkeit gibt 
der Yeifasser auf + 50 km an. Die Resultate aller ausfttlirliclien Beobflüch- 
tui^areilLeii seit Foucault finden sich in folgmden Tabdlen zusammeiigeatdlt: 

Foucault 1862 298000 
Gonni 187i 298600 
Gomu 1878 300400 

Diskussion seiner liesultate durch 

Listing 299990 

Yüuug und Forbes 301382 

Michelson 1879 299910 

Miohelson 1882 299853 

Newcomb 299860 

Young und Forbes hatten bei ihren Messungen das auiiuilende Re- 
sultat erhalten, dass die Fortpflanzungsgesdiwindigkeit für rotes und blaues 
Licht vm 2*^/o variiere. W&re ftlr yeracMeden&rbiges Licht nur eine 
Differenz von ^/^o^/o vorhanden, so hätte Newcomb an Manem reAektiertoi 

Spaltbild farbige Ränder sehen müssen. Davon war aber nie etwas zu 
bemerken, so dass zweifellos in der M^ung von Young und Forbes ein 
Fehler vurliandeu ist. Sgr. 




Mehrere gr'dssere und kleinere Refraktore 

von ausgezeichneter Iieistnng, mit oder ohne Stativ, 
sind preiswürdig zu verkaufen. Wegen näherer Auskunft wollen 
sich Reflektant^ an mich wenden. 

Dr. UermaniL J. Klein In KSln. 



PlanetenkeattellatloieB I886w Dezember 2. 1%^ Yemis in oberer Eoiqmikfcioa 

mit der Sonne. Deaember 3. 1^ Merkur in unterer KoiQIOÜriiioii mit der Sonne. De- 
zember 3. 17*» Merkur im Periliel. Dezember 5. 16^ Venue im niedprst^'i senden Knoten. 
Dezember 9. S*» Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Rskta^zension. Dezember 
12. 19^ Merkur wird stationäi*. Deüember 1^. 6^ baiurii mit dem Monde in Eon- 
jniiktion m Bektauensiaii. Deumbw 14 Oi^ Merkur in grOisfcer nttrdl helsoaentnacher 
Brüte. Daember 18. 81 ^ Unums mä dem Monde in Eoqjonldiini in Bdrinasennon. 
Dezember 20. 4^ Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. Dezember 
21. 10* Sonne tritt in das Zeichen des Steinbocks, Wintersanfang. Dezember 21. 221» 
Merkur in grösster westlicher Elongation. 21" 58'. Dezember 2;^. y*' Merkur mit dein 
Monde in Koiyunktion in Bektaszensiou. Dezember 2S. 4^ Mars iu grösstei* äüdl. 
beUosentriseher Breite. Deiember 27. 8^ Man mit dem Monde in Konjunktion in 
Re Mit i wi^ BTrifffi . 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 239 — 



Stelluiig der Jnpitermonde im Dezen 
Phasen der V 

^ -o 


Iber 1886 um 18*^ mitÜ. Qreenw. Zeit 
erfinsterungon. 

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0 1- 




21 




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0-4-2 




22 




28 




2- 1 O 8. 


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24 




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25 


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30 




4- 2-1 


0 -3 




31 




4. -2 


0 1- 8- 





— 240 — 



Planetenstellimg im Dezember 1886* 



Berlin. 



DekllAAtton 

o - • " 



Kolmlna- 
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10 

16 

20 
25 
30 

5 
10 
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20 
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30 

5 
10 
15 
20 
26 
80 

9 

19 
29 



16 28 
16 9 
16 8 
16 21 

16 42 

17 9 

16 49 

17 17 

17 44 

18 II 

18 89 

19 6 



53-78 
Ö913 
48-18 
n7-48 
5619 
12-44 



—19 53 
Ib 15 

18 10 

19 9 
20 

—21 



26-2 
9-9 
IIH) 
40-0 
33 33-3 
66 52-7 



Venus. 

—22 m 51-4 
23 \ö 25-0 
23 46 



19-8 , 
23 Ö2 5y-4 



23 



56-31 
1-80 
23-43 

Ö4-22 
2ti-3ö 

51*43 1—28 28 90*9 

Mars. 

19 6 Ö6>82 23 4ö 20-5 
19 23 42*48 1 23 15 81*6 

19 40 23-74 
19 56 59-23 



22 39 4-9 
21 56 11*2 
20 18 27*60 f 21 7 6*4 
20 20 47*13 -20 12 &*2 



23 
22 
22 
22 
22 
22 

28 
0 
0 
0 
0 
0 

2 
2 
2 
2 
1 
1 



13 48 26-02 

13 54 52 06 

14 1 40-22 



Jupiter. 



— 9 Öti 44-8 20 
10 31 1-4 I 20 
-11 0 0-1 19 



32 
54 
38 
26 
27 
84 

53 
1 
8 
16 
24 
82 

10 
7 
4 
1 
68 
66 

36 
3 

29 



MitUg 



0«MeBtr. 

BsktMIODBioD 

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OMMtttr. 
DflkÜBiUioa 

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h m 



9 
19 

29 

9 
19 
29 

3 
15 
27 



Saturn. 
7 32 19-56 ; +21 31 24-7 

7 29 f?0-2P 21 38 29-4 
7 26 16-11 4-21 46 17-6 

Uranus. 

12 44 30-60 — 4 2 37-3 

12 45 3H-29 4 9 26 1 
12 46 26-87 4 14 1-2 0 



36 28-77 

35 12-86 



Neptun. 
+17 32 51-7 
' 17 28 49.8 



3 34 7 15 I +17 25 30.4 



14 


20 


13 


38 


12 


55 


19 


32 


18 


54 


18 


15 


10 


48 


9 


59 


9 


11 



Desbr. 



» 

s 
II 



3 
3 
10 
15 
17 
24 
81 



m 



Erstea Viertel 
Mond in Erdfeme 
Vollmond 
Mond in Erdnähe 

Letztes Vieitd 
Neumond 



3 

4- -I 
22 23-8 
131 - 
19 132-7 
22 !48-3 

1—1 Mond in Eidferne 



StefitedeoktBoeii dyrth den Moii für Berlin 1886. 




VfliimtniliiWl dar iMpiterwwdd I886> (Eintritt in den Schlitten.) 



1. 


Mond. 






2. Mond. 




Desbr. 8. 


15>» 23«> 


46 1» 


Dezbr. 3. 


16i> 9« 


l-O* 


9. 


17 17 


25-4 


10. 


18 42 


7*7 


16. 


19 11 


0-0 


17. 


21 16 


15-5 


28. 


21 4 


29-7 








26. 


15 32 


49*8 









Ufle und 6r6tM det Sttirnringes (nach Beseel). 

Desbr. 28. Grosse Achse der Ringellipse: 46-27"; kleine Achse 18-29". 

Krliöhungswinkel der Erde über der Ringebene: 23*^ 17*2' sfldl. 



Mittlere Schiele der Ekliptik De^^. 16 

Scheinb. , , « • • » 

Hallinif^gger der Sonne , , 
i'araüaxti . . 



23« 27' 
28* 27' 
16' 



14-23" 
5-55" 
17-5" 
8-99" 



(All* ZaItMigftban iMdi aalttliin» Bmümt Z«it.) 



Dmok 



A Beokm In I««ip«ic. 



Neue Folge Band XIV, . Heft 11 

SIRIUS. 

ZeitscMt fiir populäre Astronomie, 



Zentralorg&n für alle Freunde und Förderer der üimmeiskuiide. 

Henittsgegebeu unter Mitwirkung 

herrorragender Fftelmiftiiner und «stronomlscher Sehrillsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

_j. _ -gfciÄj« », Witten unil KrkeuuL'ii sin.! die Fruude und die 

AOVember lOlcIO* BeiechUguitg der Meaichheit." Kouoot. 



Inhalt: Neue BeobacbtiniKiu de* Planeten Mars. S 241. — V'l>er den Tyau«8mot«orit und 
drei ttuUciu in Skkndiuanea nipdcrgL'fallen«! Meteorsteine, Vnu Huna Hfuitch in Cbriatianl*. S. 846. 

— Über die Trennbarkeit der I)i>)i(ii i»teri)t' in FernToliren von verHcliiLMlLinT UrOaae. Von Oberlehrer 
U. Hoff. S 858. — Eiuiff« H.-iiu-rkuii)^tii vllier die rcinjioratur dar i'laueteu. Von C. Chrigtlftnaeu. 
S. 256 — Vcrminclitij NiioliriLl;tL'H : Ein nLiuir Koiiiet S, 258 nKOhachtungtui de« KometLii Fubry. 
S. 258. — Diu iiliülutuätriitehuu üro»»iiii der hullureu lisiitdrno. — 'S, 2^8. ~ f)r('i ueui' VL<ikuduriicbe. 
ß. 259. — Dlt Kiuuaebel in der Leyur .s 259. — Abenniilit^cB AuHciichtcu eines nuuua Sterns Im 
KebelSeok dvt Andromeüa. 260. — lusorate. S. 262. — PlauvtenkunstelUUonen Januar 1887. S. 868. 

— SMlBBg dum iv^tmrnaoäa im Janur 1888. 8. »S. — PlantomfUnng im Juamv 1887. 8. 88*, 



Neue ßeobacktungen des Planeten MaiSs 

(Hierzu Tafel XI.) 

Die Opposition do?5 Mars im FrUhliii^'t' des gegenwärtigen Jahres war 
fih" [ihysische Untersuchung seiner Oberääche keine eben günstige. Der 
scheinbare Durchmesser des Planeten war anfangs März nur 14", einen 
Monat später 12", während er in günstigen Oppositionen bis m 2$'$" 
anwächst Unter diesen Umständen konnten Untersnchnngen der Mars^ 
oberfläehe nur wenig Ausbeate liefern; nidits desto weniger ist es jedoch 
interessant, das kennen zu lernen, was Yon Terschiedenen Beobachtern dieses 
Mal erreicht wurde. 

Herr Green hat den Planeten mit einem 18z5lligen Reflektor und 
Vergrösserungen von 280 bis 560 untersucht Er fand, dass nur bei starken 
Vergrössorungen gewisse Details der Oberfläche gesehen und gezeiclmet 
werden konnten, natürlich war dann aber sehr ruhige Luft erforderlich. 
Die Vergleichung der gegenwärtigen mit früheren Zeichnungon der X(ird- 
heniisphäre des Mars ergab im allgemeinen eine gute tJbereinstininiuiig. 
Zwischen 90" und ISO" arcographiscUer Länge wurden einige neue Flecke 
bemerkt und gezeichnet Der helle Fleck, welcher den Namen Leverrier- 
Land erhalten hat, wurde deutlich als von der Lasseil- und Knobel-See 
getrennt erkannt. Es ist übrigens sehr mi bedauern, dass die englischen 
Beobachter sich noch immer nicht der Terminologie der Marsflecko bedienen, 
welche Schiaparelli eingeführt hat, es würde dies für die Vergleichung der 

SIziu 1886. Haft 11. 31 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 242 — 



^IVahinehmungen der Ter8cbied«ii«ii Beobachter fiberaus angenehm sem. 
Eine yon Herrn Green hervorgehobene EigentOmlichkeit, die er hei der 

diesmaligen Opposition wiederholt bemerkte, ist die Thatsache, dass helle 
Flecke am Rande (If'r Miussc h« ibf> sichtbar waren, die aber niemals mitten 
auf die Scheibe traten, sondern stets am Uande blieben. Anderseits wurden 
gewisse orangefarbene Stellen stets nahe der Mitte der Scheibe gesehen, 
aber niemals am Rande , vielldcht wurden sie weisdich, so wie sie sich 
dem Rande näherten. 

Herr Green fragt, ob es nicht thunlich sei, dies so zu deuten, dass 
, wolkenartige Kondensationen an der rechten Seite des Planeten (d. h. auf 
der Nachtseite desselben) sich bilden und sich in dem Masse autiösen, als 
die Somie infolge der Umdrehung hoher und höher steigt bis zum Mittage. 

Diese Deutung liegt nahe, aber sie ist doch wohl nicht zulässig, viel- 
mehr ist das Abblassen der dunklen Flecke, wenn sie sich dem Rande 
nähern, eine lediglich optische Erscheinung und Folge der merklichen Atmo- 
sphäre, mit der Mars nm^eben ist. *) 

Auch Herr Dennin^' hat den Mars in den Monaten März und April 
vielfach beobachtet und zwar an einem lOzölligen Keliektor bei 250 bis 
470facher Vergrösserung. Er nahm viel Detail wahr, doch blieb es wegen 
Kleinheit der Flanetenscheibe schwierig, die Einzelheiten zu zeichnen. Doch 
wurden mehrere Abbildungen erhalten, die gut mit einander tliberdnstimmen 
und auch eine ziemliche Übereinstimmnnjr mit den Karten von Green, Schia- 
parelli und Knobel zeigen. Dagegen finden sich »einzelne Abweichungen 
von den Zeichnungen der Herren Terby und iioeddicker, die grosser sind 
als raau hätte vermuten sollen. Änderungen im physischen Aussehen der 
einzelnen OberflSchenteile hat Herr Denning während seiner BeobachtungS' 
dauw nicht wahrgenommen. Die geringen Unterschiede, welche die ein- 
zelnen Zeichnungen darbieten, sind nür derartige, wie sie durch lokale An- 
dernnf?en der Luftbeschafifenheit erzeugt werden. In einer nntjihistigen Nacht 
können schwache Zeichnun^jen, die man vorher unterschieden, verschwomuien 
erscheinen, und in sehr guten Nächten sieht mau zarte Bilder, welche sonst 
nicht wieder erkannt werden. Auf diese UmstSnde muss ein grosser Teil 
der Unterschiede in den Zei<^ungen zurückgeführt, werden, mehr, als ge- 
wöhnlich angenommen zu werden scheint, und die Behauptung von wirk- 
lichen Verändenmgen kann nur mit änsserster Vorsicht nach eingehender 
Prüfung gewa«^. werden. — T^nter den besundertn Punkten, welche Denning 
in seiner vorläutigeu Mitteilung hervorhebt, sei hier nur bemerkt, dass seine 
Zeichnungen mit denen, welche Knobel im Jahre 1878 angefertigt, besser 
übereinstimmen, als mit d»Mien desselben Beobachters, die 1884 publiziert 
sind. Dies erklärt sich durch die Verschiedenheiten der Achsenneigung des Pla- 
neten, welche im April und Mai 1^7'^ nahezu identiscli war mit der im März 
und April 1886. - - Ein y^anz besonderes Interesse hat in der Areographie die 
Entdeckung Schiapuieiiis aus dem Jahre 1877 erregt, nach welcher auf 
der Oberfläche des Planeten ausser den bekannten «Meeren* auf den «Kon* 
tinaiten* linienartige Zeichnungen vorkamen, die der Entdecker als ^Ktir 
nSle* bezeichnet hat. Diese Kanäle hat der Mailänder Astronom während 



*) Wg^ Klein, Handbuch der allgemeinen Himmelsbeschreibung, Bd. I, p. 139. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 243 — 



der Opposition 1881/82 yerdoppelt gesehen nnd ihre Exiatenz ▼ollstfindig 
beatStigen können. Deimiiig hat Behl oft Bilder gesehen, welche eine der- 
artige Konfiguration vermnten lassen, aber die italienischen Zeichnungen 
wÜhrend der Monate Oktober 1881 bis Februar 1882 geben denselben einen 
so bestimmten Charakter, eine so gerade Richtung und eine so gleich- 
massige Färbungf wie sie Denning niemals gesehen. Diese zarteren und 
▼erwiekeliereD Znehnungen erschienen ihm, selhat unter den günstigsten 
Umat&nden, als linienartige Schattierungen in deutlichen Abstufungen dttr 
Tönung und mit nnregehniissigen Unterbrechungen und Verstärkungen. 
Wenn sie in der von Schiaparelli gezeichneten Art existiert hätten, dann 
hätten sie leicht gesellen werden müssen, so oft die Sichtbaikeit eine gute 

gewesen, da diese Objekte mit dem SzöUigen Refraktor der Mailänder 
temwarte beobachtet worden eind, ala der Darchmesser dea Planeten nur 
13" betragen. 

Diese Schlüsse, zu denen Herr Denning auf Grund seiner Beobach- 
tungen gelangt ist, scheinen sehr überzeugender Art y.n ^ein, nichtsdesto- 
weiuger sind sie vollkommen irrig. Denn die von Schiapareiii beobachteten 
doppelten Kanäle auf dem Mars sind nicht allein keine Täuschungen, son- 
dern wurden auch genau um die Zeit ala Herr Denning beobachtete, in aller 
DeutUcbkeit gesehen, freilich unter einem viel gOnafc^eroi Himmel und 
mit einem sehr viel kraftvolleren Instrumente. 

Die Sternwarte zn Nizza, jene grossartige Schöpfung des Herrn Bischofs- 
heim, hat Dank der Vor/.üglichkeit ilirer Lage und Instrumente, sowie der 
Auimerksamkeit ihrer Astronomen, selbst bei der letztmaligen ungünstigen 
Opposition des Mara die Wahmebmung der Schiaparelliachen Kanäle be- 
stattet und damit auch die letzten Zweifel beseitigt, welche noch an der 
Realität der wunderbaren Formationen, die der Mailänder Aatronom entdeckt 
hat, bestehen mochten. 

Die Herren Perrotin und TboHon beschlossen, als Mars sich seiner 
Opposition näherte, die Krall ihres 14zölhgeu Refraktors an diesem Planeten 
SU Tcrauchen. Wegen des schlechten Wetters konnten die Beobachtungen 
jedoch erst gi^en Ende des März beginnen, doch wurden sie bis Mitte Juni 
forl^esetzt, so oft als die Luftbeschaffenheit dies gestattete. Hauptzweck 
dieser Bpobachtnngen war, die einfachen und doppelten Kanäle zu studieren, 
weh'hf lliir Schiapareiii auf dem Mars entdeckt hatte, die aber ausser ihm 
bis daiiin noch keines Menschen Auge jemals gesehen. Die ersten Ver- 
suche, welche die Beobachter zu Nizza machten, waren keineswegs er- 
muthigend. An mehreren Abenden wurde vergeblich beobachtet, alle 
Mühe war umsonst, die Bilder waren teils zu schlecht, teils war es die Neu- 
heit dieser Art von Beobachtungen, welche zu keinem Resultat führte. 
Die Nachforschung wurde infolge dessen sogar einmal ganz eingestellt, 
dann aber wieder aufgenommen und lülirten endUch zu prächtigen Resul- 
taten. Dies ist beiläufig sehr belehrend f&r solche Beobachter, die 'sich 
einem bis dahin Tor ihnen nicht kultivierten Gebiet zuwenden wollen; sie 
sollten nach den ersten Versuchen, auch wenn dieselben ganz entmuthigend 
ausfallen, nicht verzagen, Ausdauer und Erfalirung führen auf dem Gebiet 
der beobachtenden Astronomie zuletzt fast immer zu günstigen Resultaten. 

Am 15. April gelang es Herrn Perrotin zuerst, einen der Kanäle zu 

31 • 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 244 — 



erkennen, der westlich von der sogenannten Kaisersee, oder der gros?;ru 
Syrthe Schiaparellis, sich linizieht. Der«*elbe verbindet dieses Meer mit dem 
Sinus Sabaeus. Herr Tliollon sah ihn ebentiills sofort. Von diesem Ta^e 
an gelaug es nach und nach, eine grosse Anzahl dieser Kanäle zu erkennen 
und bis auf einige Details alles genau so zu bestätigen, wie es der Mai- 
lander Astronom angegeben. 

Die Kanäle, fnigt Hexr Perrotin, wie sie Schiaparelli beschrieben hat 
und Vrie wir sie teilweise sahen, bilden in den äquatorialen Teileu des 
Mars ein Netz von l^inieu, die längs grösster Kreise gezogen erschemeu. 
Sie durchschneiden die Zone der Kontinente in allen Richtungen und ver- 
binden die Meere beider Hemisphären mit einander, ebenso stehen die Ka- 
näle unter sich in Verbindung. Sie schneiden sich unter den yerscbiedensten 
Winkeln und erschien auf dem hellen Grunde der Planetenscheibe als 
graue Striche von mehr oder weniger dunkler Farbe. Verglit hen rnit dcni 
Durchmesser der Hpinnfaden im Gesichtsfeld des Fernrolnes ^< h einen sie 
auf der Planetenuberfläche einen Durchmesser von 2^ hin *i ' zu haben. 
Einige der TOn den Beobachten) in Nizza gesehenen Kanäle haben 50*^ — 60*^ 
Lange. M^rere davon wurden als Doppelkanäle erkannt, indem sie sich 
als zwei Linien zeigten, die ni aller Strenge einander parallel waren, in 
Abständen die nach Schiaparellis Schätzungen zwischen 6^ und 12** variieren. 

Die Herren Perrotin und Thoilon haben auf der Schiaparellischen 
Mar^karte von 1882 die von ihnen gesehenen Kanäle bezeichnet. Ihre Be< 
obaehtungea geschah«! in d&i Aboidstundmi zwischen 8^ und 10^ bei 
YergrSsserungen, die zwischen 450- und 560 fach wechselten. Sie untw- 
scheiden drei Regionen. Die erste liegt zwischen 290® und 350^ der Länge 
auf dem Mars. Am 15. April wurde bestimmt der Kanal AB (Phison) 
gesehen. In Momenten glaubte man auch eine feinere Linie CD zu sehen, 
die AB parallel war. Ebenso sah man F EA (Astaboraa bei Schiaparelli), 
HG nnd DK (Euphrates), diese beiden parallel und nicht divergierend, 
wie auf der Karte gezeichnet 

Am 19. und 21. Mai, als die nämliche R^on wieder zu einer pas- 
senden Zeit auf der Mitte der Marsscheibe erschien, sah man dieselben 
Kanäle, ausserdem aber noch FG, welcher den Kanal Phison unter rechtem 
Winkel schneidet. FG scheint^ nicht, wie die Karte zeigt, in F zu ent- 
stehen, sondern in einem dem Äquator näheren Punkte, fast iu der Breite 
des Sees Moeris, er. 

Zweite Region, zwischen 180^ und 260** der Länge. 

Am 23., 21. und 25. April zeigte sich LM (Stygio palus) A.V, LO 
und f>P fOyclo]nnn) al« einfache Kanäle. In Momenten glaubten die Be- 
obachter LO doppelt zu sehen, doch ohne Gewissheit hierüber erlangen zu 
können. Dieselben Kanäle wurden am 25., 2(5. und 31. Mai, sowie am 
1. Juni wieder gesehen. An den beiden ersten Tagen sah man auch 12 Q 
(Aethiopum) sowie Ii' Q', welche im Widersprach mit der Karte, eine grosse 
Linie parallel RQ bildet. Am 26. gelang es Herrn Perrotin, ein Stück 
des doppelten Kanals QO (Ennostos) zu sehen, das sich ?om Nordende 
des einfachen Kanals QU abzweigt. 

Am 1. Juni sah Herr Gautier, gleichzeitig mit den beiden genannten 
Beobaehtem, den Kanal LO, . 



— 245 — 



Seit den ersten Beobachtungen zu Nizzii erlitt der Kanal LN eine be- 
trächtliche Yeranderang; man sah ihn nur noch auf eine kleine Ausdehnung 
hin und allein an der Seite von N, Dieser Kanal findet sich nicht auf der 

■Schiaparellischen Karte von 1879, sondern erscheint erst auf derjenigen 

von 18R2. „Unsere Beobachtungen,** sa«,^; Herr Pprrotin, , bestätigen also 
durchuns die schon konstatierten Veränderungen, al)er sie zeigen anssprdem, 
dass solche Veränderungen sich in einem sehr kurzen Zeitraum voil- 
ziehm kSnnen." 

Dritte Region, zwischen 30*^ und 100^ Lange. 

Am 11. Mai erschienen die doppelten Kanäle 7?" .S(Nilus IT) und TU 
(Iridis) mit gro<^ser Klarheit. Herr Trepied sah sie ohne Anstrengung 
und obgleich er die Karte nicht kannte, so bemerkte er doch die beiden 
parallelen Linien« welche den dojipelten Kanal TU bildeteji, «ülort Herr 
ThoUon Termntete nur die Verdopplung. Bei dem Kanal li"S erschienen 
den Beobachtern in Nizza die beiden geraden Linien, welche den Teil 
ausmachen, schmäler als in der Zeichnung angegeben, dagegen erschienen 
die beiden Linien dps Teiles />> dunkler. Auch die Linie VZ wurde ge- 
sehen. Am 16. sali W'vv I^eirotin mit Oewissheit auch den doppelten 
gradlinigen Kanal XI (Janmnaj; dagegen konnte weder am 11. noch am 
16. der Kanal XZ (Ganges), der auf der Karte als doppelt angegeben 
wird, gesehen werden. Am 12. Jnni wurde der Kanal TT^ (Fortunae) 
sehr gut gesehen und dürfte derselbe auch doppelt sein. Während der 
ganzen Heobachtunrrszeit erschien der Meeresarm, der den Namen Nil 
erhalten hat, in seiner rranzen Ausdehnung, viel bestimmter (markierter) 
als er in der Karte dargestellt ist. 

Die samtlichen aufgeführten Kanäle sind zu wiederholten Malen imd 
•von mehrer«! Beobachtern gesehen worden in der Position wie sie Schia- 
parelli 1882 angegeben hai Ihr Aussehen ist wenig von dem verschieden, 
welches die Karte darstellt, nur erschienen einige, die als doppelt verzeichnet 
sind, dieses Mal einfach, was wohl der grösseren Entfernnnt^, in welcher 
Mars dieses Mal blieb, zuzuschreiben ist. Es scheint daher, sagt Herr 
Perrotin, in der Äquatorialgegend dieses Planeten ein Zustand der Dinge 
zu herrschen, der, wenn er nicht absolut permanent ist, sich doch nicht 
auf wesentliche Art verändert. 

Veränderungen auf dem Mars. „Während unserer Studien über 
die Kanäle,* fsihrt Herr Perrotin fort, , ereignete sich eine bemerkens- 
werte, wenngleich vorübergehende Veränderung in derjenigen Region, 
welche das Meer von Kaiser, die grosse Syrthe, bei Schiaparelli, bedeckt. 
Gelegentlich unserer ersten Beob«$htangen war dieser Teil der Mars- 
Oberfläche dunkel, wie alle Meere und merklich tibereinstimmend mit 
der Karte; als wir ihn jedoch am 21. Mai wiedersahen, hatte sich sein 
Aussehen total veriinderf. An diesem Tage war derjenige Teil der 
grossen Syrthe, welcher zwischen 10 und 55^ nörtil. Breite liegt, hinter 
einem leichten Schleier verborgen von ähnlicher Farbe wie die Kontinente, 
aber von weniger lebhaftem nnd milderem Lichte. Man würde dabei an 
Wolken oder Nebel, die in regelmässige Streifen, von NW nach SO ge- 
richtet, geordnet sind, denken können. In gewissen Momenten \>Tirden diese 
Wolken durchsichtig und liessen die Fortsetzung der Umrisse der grossen 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 246 — 



Syrthe erkennen. Am 22. Mai waren sie gleichmässiger yerteilt als tags 
vorher; man sah sie noch am 28.« 24. und 25.« alldn sie hatten nun an 

Intensität erheblich verloren. Sie waren rechtsseitig weit hin, westwärts und 
östlich ^ Olli Meere über die Kontinente ausgebreitet, denn von einem Tage 
zum andern, bisweilen auch im Verlaufe eines nnd desselben Abends, waren 
benachbarte dunkle Teile, z. H. der See Moeris im Osten und der Nil im 
Westen bald sichtbar, bald unsichtbar. Am 25. Mai sahen wir den iätiimus, 
welchen man anf der Karte bei 300® LSnge und 52® nördl. Breite erbfiekt 
nnd d^ bis dahin unsichtbar war. An demselben Tage konstatierten wir 
eine sehr ausgesprochene Verdunkelung der Kontinente in der unmittel- 
baren Nähe des Meeres. Während dieser merkwürdigen Erscheinungen 
wurde der südliche Teil der grossen Syrthe, welcher nicht von deii\N'olken 
erreicht war, dunkler und zeigte eine charakteriHtische bläulich-grüuiiche 
Ffirbnng.* 

«Sind nun," fragt Herr Perrotin, die Erscheinungen dieser Art wiik- 
lich erzeugt durch Wolken oder Nebel, die sich in der Atmosphäre des 
Mars befinden?" Er bejaht diese Antwort und jeder wird ihm darin bei- 
pflichten. Die Beobachter zu Nizza haben auch in der Nähe des weissen 
nördlichen Polarfieckes, zwischen 200-^ und 280® der Länge zwei oder drei 
belle Ponkte wahrgenommen, 8hn]ich denjenigen, die Herr Green 1877 aui 
Madeira nahe beim südlichen Polarileck bemerkt hat. 

Das sind in Kürze die Wahrnehmungen, welche 1886 auf der Stern- 
warte zu Nizza gelangen; sie liefern die vollkommenste Bestätigung der 
wunderbaren P]ntdecknngen Schiaparellis über die eigentümliche Konstitution 
der Marwoberfläche. Die Thatsache der doppelten Kanäle ist nicht mehr 
zn bestreiten, ein Tersnch der ErUarung derselboi aber könnte zunächst 
•nnr sehr vage Vermutungen zu Ta^ fördon. Jedenfalls scheint klar 
zu sein, dass die Wahmehniuiig jenes merkwürdigen Details hauptsächlich 
so ruhige und klare Lutt rt ordert, dass auch sehr mächtig*^ Tustramente 
in unseru Breiten nicht genügen, diesen Mangel zu kompensieren. 



Über den Tysnesmeteorit und drei andere in Skaüdiiianen 

niedergefallene Meteorsteine. 

Von Hans ReuRch iu Christiania. 
Nach dem Manoskript des Verf. übertragen von Otto M. Herrmann. 

(Schluss.) 

An den zuletzt aufgeführten Tagen (der Fall vom 14. Dezember fand 
in Amerika statt) ist also di<' Erde zu wiederholten Malen in dem Teile 
ihrer Bahn, den sie im Dezember durchläuft, von Meteoriten gf^trotten 
worden. Dieses Bombardement fand fünf Mal im Laufe von 2ü Jahren 
statt nnd steht ganz isoliert Ans den folgenden 19 Jahren kennt man im 
ganzen Dezember kdbien Meteoritfall, ebenso wenig aas den 48 Toraus- 
g^enden Jahren (nach 1744). Man muss am ehesten annehmen, dass in 
dem genannten Zeitraum ein langer Meteoritenstrom die Erdbahn an der SteUe 
passierte, welche die Erde am 13. und 14. Dezember eiuuimmi 



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r 



— 247 — 

Eine dirscr TLlinliche Reihe hat man am dem Monat Mu dar Jalm 
.1866—1674 mit iblgenden Falldatea: 

23. Mai 1865 22. Mai 1869 

22. , 1868 21, , 1871 

20. Mai 1874 

Von besonderem Interease sind die Falltage, die so eintrafen, daas man 

aus ihnen niit einiger Wahrscheinlichkeit für einzelne Meteorschwärme auf 
«ine bestimmte Unilanfszeit achliessen kann. Im Februar sind besonders 
folgende Fälle zu merken: 

19. Febr. 1785 Wittraess 19. Febr. I79fi Tasquinha 

18. , 1815 Duralla 18. . 1824 Irlciitsk * 

16. „ 1876 Judeögherry 16. , 1883 Alfianello. 

Man konnte sich hier di*^ Möglichkeit denl^f'n, dasa die Erde am 
19. Februar 1785 einen Meteoritenscbwarm traf, der mit einer Umlautszeit 
von ca. 3ü Jahreu 1815 wiederkehrte. Vom folgenden Zusammentreffen 
ist kein Fall bekannt, dagegen Ton dem nächsten 61 Jabre später (1876). 
Die Tage rttisken, wie man sieht, aurOck, der erste Fall am 19., der zweite 
am 18., den dritten sollte man, wenn er stattgefimden hatte, am 17. 
erwarten, fl^r vierte fand am 16. statt. 

Eine solche gradweise Vei^chiebung des Datums lässt sich ohne 
Schwierigkeit aln dadurch bedingt erklären, dass die Knoteniiuie einen ver- 
hfiltDiBm&sig raschen Rfickgang beaaas. Ahnlich mOsste es sich mit den 
drei anderen Füllen verhaltm; die Umlan&Keiteii müssten hier jedoch kOrzer 
aein, die Diff'erenz zwischen 1796 nnd 1824 ist 28, jene zwischen 1824 
und 1883 ist 59. 

Der 13. Oktober ist ein Tag, an welchem wiederholt Meteoriten- 
{Slle stattfanden: 



Schigailow 


. 1787 


Gera . . . 


. 1819 


Bokkeweld 


. 1888 


Borkut . . . 


. 1852 


Soko Baiya . 


, 1872 



Die Zahlen in den Parentiiesen geben die Differenz zwischen zwei an- 
grenzenden Jahreszahlen an. Wie man sieht, sind diese Zahlen annäherungs- 
weise Multipla von Ö'/j, nämlich 32^, (S'öVÜ) 19^,, (3'6V«) 13 {2 G^j^). 
Es ist deshalb Wahrscheinlichkeit vorhanden, dass diese fünf Meteorsteinfälle 
sich von demselben Schwärm herschreiben, der eine Umlaufszeit von sechs 
bis sieben Jahren besitzt. Der Meteoritenscbwarm muss ziemlich lang- 
gesfcreidii sein und nmss eine ziemHehe Zeit beanspraeh^ um zu passieren, 
damit die Srde ihn so oft, wie hier aufgezeichnet ist, treffen soll. Ist der 
Meteoritenstrom kurz, so ist natürlich wenig Aussicht vorhanden, dass die 
Errie gerade in fleni Durchschnittspunkt zwischen dem-' ^ifn und der Erd- 
bahn jedesmal, wenu der Strom passiert, eintreffe. Dies ^vird nur der Fall 
sein, wenn dessen Umlaufszeit gerade ein oder mehrere Jahre betrug. Da 
natttrlich nur äusserst selten, wenn flbeiiiaupt jemals, erwartet werden kann, 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 248 — 



dass dies eintreffe, kann man auch nicht verlangen, dass die Differenzen 
zwischen <lpn .r;ihreszahlen «rpnan MnUiphi 'Inr Umlauf«!zeiten sein s-nlVn 
Die Meteorsteine, welche bei Bokkeweltl lielen, zeichneu sich bekannt- 
lieh durch ihren reichen Gehalt an Kohle aus, wühreud die Steine der 
anderen Ffille, soweit Verfasser er&hren konnte, gewöhnliche steinartige 
Meteorite sind. 

Ein Umstand, der zu beachten wohl wert ist, ist der, diiss die Um- 
l:iiifszeit von sechs bis sieben Jahren bei mehreren Meteoritensystemen 
stattfindet Im Monat Mai, dem au Meteoriten reichsten, hat man zwei solche: 

9. Mai Drake Creek 1827 
8. , 9';, Uhr Vorm. Monte Müone 1846 



und 



(26) 

10. , Estherville 1879 



8. , Dyalpnr 1872 



11. Mai 8 — 4 Uhr Nachm. Ösel I jg^,^ 

13. r. Uhr Xachm. Bremervörde J * /«v 

12. » Mittags Bntsnra ) 1861 

14. , 1 Uhr Nachm, CaneUas f /|o\ 
12. , Kursk l 
14. , Nash Gonnty | 



1874 



Das letzte Sy?item ist vielleicht dop]>elt: in denselben Jahren sind, 
wie man sieht, zwei Fälle mit einem Zwischenraum von einem Tag 
emj^etroffen. 

Im MSnt hat man folgende F&lle zu merken; 

15. März St. Etienne de Lolm uud Valence 1806*) .„^ 

14. , Ctttro 1813 .yl 

15. , Lugano 1826 

16. , Kutlam 1SG3 

14. , 3*36 Uhr Nachm. Middlesborough 1881 ^ ^ 

Von anderen Systemen sind za merken: 

flO. Slobodka 1818 

10, Iwan 1841 

11. Bentham 1859 

12. Dundrum 1866 

3. Misburg 1726 



Ungefähr 7 Jahre. J 3. Plan 1753 ^^^^ 



(28) 

Juli ] 4. East Norton 1803 . . 

4. Crawford 1859 ^ ^ 

In 'liese Reihe könnte man vielleicht ;mch einen Fall vom 3. Juli 
15^)5 autiiehiiien. Die Differenz zwischen dieser Jahreszahl und 1725 ist 
160, d. i. 1 weniger als 23'7. Vom 4. Juli hat man ausser den zwei an- 
geführten noch einen Fall im Jahre 1842, der nicht in dieses System passt: 



*) Am 18. Min 1807 fimd m TimoehiB ein FaU statt 



L/iyiu<.Lu üy Google 



— 249 — 



übrigens stehen die angeföhrteu fünf Ffille ziemlich isoliert, indem keiner 
vom 1. und 2. und ebenso keiner vom 5., 6. und 7. bekannt ist Man 
Dins-^ ]upr weiter merken , d:i5?s die zwei Fälle in diesem Monat, vom 8., 
mit emem Zwischenranni von 41 Jiihren 1811 und 1852 stattfanden. Vom 
9. und 10. kennen wir keinen i uli. Vom 11. hat man einen aus dem 
Jahr 1868f vom 12. einen ans 1820, also mit einem Zwischenraum von 48 
Jahren. Am 13 fand 1788 tt.n Fall statt. Auf den 14. fallen zwei mit 
13 Jahren Zwischenraum, nämlich 1847 und 1860. Aus den erstoi 14 
Tilgen des Jnni ^ind also 13 Fälle notiert; wenn 7.we\ anscfenommen wer- 
den, so kommt der Rest in vier Gruppen, für welche die Diöeren/ zwischen 
den Jahreszahlen ein Mulupkmi von 7 oder doch sehr nahe daran ist*) 

o X X. i 2ß. Doltrowola 1864 .^-k 
8 Jahre. I w i 10-0 (8) 
1 . < 28. leniiiisilm 18/2 }J 

y 30. Nügoya 1880 

Die Falltage rücken hier fOr jeden Fall um zwei Tage vor; nur 
diese drei Fälle sind aus den lo Tagen zwischen dem 2o. Juni und dem 
2. Juli bekannt. 

8 Jahio I l- ^8™ „. (40) 

o lov. f 10. 6 TJhrVorm, Limerck 1818 
wln hlr \ 10. Carlstadt 1822 )l{ 

öeptember [ ^ ^ ^ ^aiitan. Wessely 1831 

Am 9. hat man einen Fall im Jahr 1829, der nicht zu diesem System 
gehört, vom 7. und 8. hat man keinen, ebenso nicht vom 11. und 12. 
September. Der 13. weist zwei mit 54 Jahren Zwischenraum, 1768 und 
1822, auf. 

Im November finden wir mehrere Fälle, welche auf zehnjährige Um- 
laufszeiten deuten köTmten. 



b. 


Nov. Bourbon Vendee 


1841 


5. 




4V'. TThr Nachm. Nulles 


1851 


11. 


n 


Loweli 


1846 


12. 


» 


4 Uhr Nachm. Trenzano 


1866 


29. 


m 


Gosenza 


1820 


30. 


n 


41/2 Uhr Nachm. Shalka 


1850 


30. 


n 


6 Uhr Nachm. Fnttehpore 


1822 


30. 


« 


4 , , Myhee Caunta 


1842 



Den letzten zwei Meteoren schltesst sich vielleicht das aus dem Jahre 



*) Für zwei flieser Gruppen fallen die Zahlen übrigens auch für eine Periode 

von uimelahr acht .laliren günstig aus: in die eine bekommt man dann auch die 
JahrensfUil 1788 mit herein. 

8. 1811 la. 1788 

8. 1852 ^"^^^ 12. 1820 

11. 1868 '^"^ 

Silin» I8M. Heft 11. 32 



üy Google 



— 250 — 



1852 (Busti) vom 2. Dezember an. - Zu merken ut mich Oangas de Onis 
ao. No?«mber 1866 und Indiana 2. Dezember 1876. 



Die letzten fünf Jahreszahlen passen, wie man sieht, <^ut zu einer 
Umlaufszeit von ungeföhr 12 Jahren, vielleicht kann man uucii das älteste 
(unsichere?} Datum mitnehmen, 131 ist 1 weniger ds 11*12. Wollte man 
TorauBsetKen, dass die Umlau&zeit anstatt 12 nur luilb so gross wäre, so 
würden wir noch den 18. Mai 1680, an welchem Tag in London ein Fall 
stattfand, mit in die üeihe heieinbdcommen. Die FaUtage rücken zurück. 



Die erste Differenz 162 ist 1 melir uls 7.23, die letzte 1 weniger 
als 2 . 23. Übersehen wir das Yorausgeheude, so finden wir, dass ein Teil 
der Meteoritenfälle sich in bestimmte Gruppen ordnet, deren einzelne Glieder 
sich natOrHch dadurch ausseichnen, dass sie eintrafen, als die Erde sich in 
einem bestimmten Teil ihrer Bahn befand. Für mehrere dieser Gruppen 
lassen sich mit einiger Sicherheit Umlaufnseiten nachweisen. Becht be- 
zeichnend ist es, dass diese Umlaufszeiten zumeist zwischen sechs und acht 
Jahren sind (die zwei Zeiten von 80 und 12 Jahren lassen sich auf die 
Weise, auf welche sie bestimmt sind, auch auf die mit sechs Jahren zurück- 
fthien). Fttnf bni acht Jahre hdxägt gerade die ümlaufinteit f&t die aller- 
meisten Kometen, doren Bückkehr beobachtet ist Das Studium der Fall- 
tage deutet so nicht allein darauf hin, dass zum mindesten ein Teil der 
Meteorsteine unser^mi Slonnensystem anp^ehort, d. h. aus Korpern besteht, 
welche die Sonne uinkreisen, sondern zeigt auch zugleich, dass einige der- 
selben neben eine bestimmte Gruppe von Himmelskörpern, die Kometen 
mit kurzer Umlaufszeit, gestellt werden müssen. Wir haben somit neben 
den früherm mn neues Moment, das die Meteorsteine in Terbindni^ mit 
den Kometen bringt. Die alteren sind: die Ähnlichkeit der Feuerkugeln 
mit den Sternschnuppen und die j2;rnsse (ieschwindi^^keit, die fiir mehrere 
Feuerkugeln nachgcT^äesen ist und auf Bahnen jüu derselben langgestreckten 
Form wie die der Kometen hindeutet. Die Äusserung des amerikanischen 
Stemschnuppenforschers Newton über einen Meteorstem: »dieser Stein war 
einst ein Stück eines Kometen* dürfte vielleidit ein nicht so grosses Parar 
doxon sein, als man früher hat annehmen wollen. 

IV. Zum Schluss kommen wir zu der Frage: FiTiden sieb an (Inn 
Meteorsteinen selbst Verhältnisse, welche für die Iii« ii(iu;keit der iuer vor- 
getragenen AuMchauung sprechen? Eine Folge davon, dass die Bahnen der 
Meteorsteine von derselben Art wie die dec Kometen sind, würde, wie 



12 Jahre. 
Mai 



(19. Nowgrod 1421 

19. Schleussingen 1562 

18. Walringen 1698 

117. Hampshire 1806 

17. Perth 1830 

17. Igast 1855 



(131) 
(146) 
(108) 
(24) 
(25) 




(162) 

(23) 
(47) 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 251 — 



früher hervorgehoben, die sein, dass sie in verhältnismässig kurzer Zeit — 
einmal in jedem Umlauf, wenn sie in der NShe der Somie waren — starker 
Erhitzung ausgesetast wurden; darauf fo^fte im kalten Weltenraum wieder 
eine Abkühlung. Der StSUdalsmeteoiit imd die ihm ähnlicihen zeigen, wie 

wir sahen, nine sogar bis zum Schmelzen gehende Erhitzung, die doch nicht 
so hinge dauerte, dass die Masse durch und durch geschmolzen ist. Auch 
andere Beispiele von Meteoriten, die direkte Zeichen von einer starken Er- 
hitzung zeigen, sind frfiher angeftlut worden. Die bei dem stoinaxti^eii 
lyieteoriten herrschende Bmchstttckstruktar, die Chondritstroktur) ist viel- 
leicht eine direkte Folge derselben Umstände. Wir sehen auf unserem 
Planeten, worauf man auch mit Bezug auf die Kometen aufmerksam ge- 
macht hat, dass die Folgen der jährlichen und täglichen Erwärmung und 
Abkühlung die Verwitterung sind, das allmähliche Zerbröckeln der Erdrinde, 
die Bildung T<m Schutt^ Geröllen, Grus, Sand und Gesteinsstaub. 

Die Vohältnisse an den Meteoriten sind wohl insofern anders, als auf 
ihnen Wasser und eine Atmosphäre fehlt, die hier auf der Erde die Yer^ 
Witterung vermitteln, aber auf der andcrfn Soite muss gerade wegen dieses 
Fehlens, besonders doch wegen der Balintrim der Unterschied zwischen 
Erintzüng und Abkühlung sehr bedeutend sein. Während auf der Erde 
die Temperaturuntenehiede ynM selten bis zu 50^ G. gdien, muss man 
sich mit Bezug auf die Meteorsteine Temperatnrwechsd TOn 1000*^ und 
mehr Torstellen. Es scheint deshalb eine nicht unberechtigte Vermutung 
zu sein, dass die bei den steinartigen Meteoriten vorherrschende Bruchstück- 
struktur diesem Temperaturwechsel ihre Entstehung verdankt. Dass die 
Bruchstücke dadurch abgerundet worden sein können, dass sie untereinander 
in gegenseitige Bewegung Tersetafc wurden, oder, wie vorher angedeutet, 
auf eine andere Weise, ist wohl denkbar. Bei den Kornett hat man genug 
Beispiele von Bewegung in deren Masse. Das, was das Studium des 
Tysnesmeteorlts theoretisch interessant macht, ist, ausser dass er die 
Chondritstruktiir als eine Bruchstückstruktur zeigt, rler Umstand, dass er 
Zeugen einer wiederholten Bruchstückbildung besitzt. Dies passt ja gut 
ffir einen Himmelskörper, der auf seinem Umlauf um die Sonne wiederholt 
in deren NShe kommt. 

Hierbei muss auch daran erinnert werden, dass die Gasarten, Kohlen- 
saure, Kohlenoxyd und Wasserstoff, die man aus den Meteoriten hat aus- 
treiben können, dieselben spelvtroskopischen Linien wie die Kometen ze^en, 
wenn sie sich der Soune uühem. 

Der hi«r mitgeteilte Versuch zur Erklärung rorschiedener Verhältnisse 
in der Struktur der Meteorite wird natürlich weiterer Prüfung bedürfen. 
Man hat dabei nicht nötig, andere Momente hereinzuziehen, als das, was 
man mit Wahrscheinlichkeit über die Bahn dieser Himmelskörper annehmen 
darf. Insbesondere braucht man nicht vulkanische und andere Prozesse 
auf ehemaligen grossen Himmelskugelu, die in Stücke gegangen seien, 
Yorausousetzen. 

Man hat als Stfltse für die Anschauung, dass die Meteorite ui^prüng- 
lich Körpern Ton bedeutraden Dimensionen zugehört haben, angeftihrt, dass 
die Bildung von so grossen Kristalliudividuen, wie einzehie der Eisen- 
meteohte aufweisen, nur als auf solchen vor sich gegangen gedacht werden 

82* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 252 — 



könne. Die Berechtigung dieser Schlüsse kann wohl bezweifelt werden. 
Wir wissen zwar, dass auf der Erde — die hier zu den grossen Himmels- 
körpern zu rccliiioii ist — einige Mineralien durch langsames Wachstum 
grosse Kritstalle bilden; aber daraus kann man nicht schliessen, dass grosse 
Krietal]mdividaeii nicht auf einen ganz kleinen Himmelskörper entsteben 
könnten. Bloss der Umstand, dass auf einem solchen die Schwerkraft von 
einer verhältnismässig T««chwindenden Grösse ist, macht die Verhältnisse 
dort zu ^nm linderen, als auf einem gros.sen Himmelskörper. Man moss 
sich gerade denken, dass, wenn die Schwerkraft nur eine unwetientliche 
Rolle spielt, die Kräfte, welche die Anordnung der Moleküle in den Kristallen 
bedingen, in ganz anderem Masse zn ihrem Rechte kommen können. 

Üie Kleinheit der meteorischen Massen hat vielleicht auch für die 
Leichtigkeit Bedeutung, mit der sie zerbröckeln und womit die enstandenen 
Teile verschoben werd^^n. Die Bestandteile der Meteorite, die uns auf der 
Erde zu den verhiiltnismässig schweren zu gehören scheinen, können ja 
gewissermassen als gewichtslos betrachtet werden, so lange sie einem Him- 
melskörper ai^hören, der viellacbt nicht emmal einen Meter im Quer- 
schnitt besitzt Man kann sieb unter anderem denken, dass die durch 
Temperaturveränderung geweckten elektrischen Kräfte eine weit grössere 
Rolle spif'lf'n können, als wir nach den Verbältnissen auf der Side uns 
vorzusteiien geneigt sein dürften. 



tber die Trennbarkeit der Doppelsteme in Femrohren Ton 

Terschiedener GrOsse. 

Von Oberlehrer E. Hoft 

Mebr&cb schon ist der Versuch unternommen worden, die Minimal» 

distanzen, bis zu welchen die Komponenten eines Doppelstemsystems ver- 
mittelst Fernrohren von verschiedener Oßriung deutlich getrennt zu werden 
vermr)<i;pn, als Fnnktion der Ob)ektivöfFnnrt<? in »^iner Gleichung darzustellen. 
Indessen leisteten die bisher von verschiedenen Autoren fllr den be- 
sprochenen Zweck auigestellten Formeln der Erl'ahrung nicht hinreichend 
Genüge, um auf allgemeine GfUtigkeit und praktische Verwendbarkeit, etwa 
btt der Beurteilung eines Instrumentes, begründeten Anspruch erheben zu 
dürfen. Im Augiisthefbe dieser Zeitschrift wird die Frage nach der Mini- 
maldistanz auf eine besser zutreffende Art behandelt, und namentlich ist 
es als verdienstlich zu be'/.eichiieii, dass der Eiiithi.ss der verschiedenen 
Lichtintensitäten der Komponenten eines Sternpaares, der bei unserem Gegen- 
stande eine wichtige Rolle spielt, von dem Verfasser des Artikels, Herrn 
Dr. J. Mache, die richtige Würdigung erfährt Trotzdem abor ist die Ab- 
handlung nicht in allen Punkten ganzlich einwurfsfrei, denn wenn auch 
gegen die Ableitung und die Anwendung des mit // bezeidineten Faktors 
nichts einzuwenden ist, so k-mn dock die HerJeitnn«^ der mit d bezeichneten 
Grösse, der , absoluten Alinimaidistauz" nicht unbedingte Billigung finden. 

Es liegt nfimlieh in dar Natur der und leuchtet daher ohne 

weiteres ein, dass beim Übergänge von kleinen zu immer grosseren Instru- 




ui'^ni^L.ü Ly Google 



— 258 — 



menten die horrortaFetende Leistmigsfähigkeit eme diirchans kontinuier- 
lich gesteigerte sein muss. Es ist deshsdb nicht statthaft, durch Annahme 
))e,-^timmt«r Durchmessergrössen die Objektive in gesonderte Klassen so zu 
teilen, (Uis.s beim Erreichen bestimmter Durchmesser plötzlirli Mudere Kon- 
stanten für die J^eiytun«^.sfahigkeit in Aiis])nich genoninieii werden. 

JEa musa terneriim bedenklich erscheinen, bei der Herleitung von For- 
mebif die als allgemein gültige anges^en werden soUen, und deren Resul- 
tate durchweg f(ir alle Beobachter zutreffen sollen, die äussersten Leistungen 
der bes^onders schar&ichtigen Augen eines Heis zum Ausgangspunkte zu 
wählen. Denn wenn selbst Heis nur mitunter die Sternpaare € und 5 
Lyrae, welche eine Distanz von 207" haben, getrennt sah, so ist dies eine 
Leistung, die nur ein notorisch gutes Gesichtaorgan unter den günstigsten 
inneren (physiologischen) und Susseren (meteorologischen) Umständen zu 
YoUbnngen vermochte. Diese Grösse Ton 207" nun als eine fttr die Be- 
obachte allgemein zutreffende aufeufassen und sie der Herleitung weiterer 
Fnl'jcruüQTen zu Grunde zu legen, ist wohl nicht stuttluift. Für die meisten 
Augen erscheinen * und 5 Lyrae nur als ein einziger Stern, der bei scharf- 
sichtigeren höchstens ein wenig in die Länge gezogen ist. Es erscheint 
daher angemessener, bei der Herleitung einer Sesbesüglichen Formel die 
durchschnittliche Leistung eines normalen Auges zum Ausgangspunkte zu 
wählen, und man wird nicht fehl gehen, wenn man in diesem Sinne die 
absolute Mininialdistanz f(\r das unbewaffnete Auge zu 800" oder 5* fest- 
stellt. Diese Grosse ist die durch Erfuhrung am meisten bestätigte und 
die allgemein angenommeiu\ unter anderen geht beispielsweise Müdler bei 
der Beurteünng'der Leistmigsfähigkeit dar Fernrohre ebenfalls von dies» 
Zadil aus. 

Die Resultate einer allgemein gültigen Formel müssen sich weiterhin 
den Ergebnissen der im Lauf' der Zeit bezüglich der Leistungsfähigkeit 
der Fernrohre gemachten Erfahrungen eng anschliessen, im anderen Falle 
können Zuverlässigkeit und praktische Verwendbarkeit nicht ohne weiteres 
zugestanden werden. Betrachten wir in diesem Sinne die auf S. 181 dieses 
Jahrganges angeführten Zahlen, so kann man sich nicht enthaltm, dahin 
zu urteilen, dass die Leistungsfähigkeit der Instrumente von kleiner Öffnung 
viel zu günsitig dargestellt ist. Ein Fernrohr von einem Zoll Öffnung kann 
wohl nicht einen Doppelstern von 5 "-75 Distajiz, also etwa den Doppel- 
stem Castor trennen, auch wenn man die Lichtintensität der beiden Kom- 
ponenten etwa durch Einschalten eines schwachen Blendglases entsprediend 
vermindert Femer wird schwerlich ein zweizöUiges Femrohr Doppelsteme 
von 2 "'88 Distanz aidnosen, wie es die Tabelle S. 181 verlangt. Dagegen 
sind die Instrumente von grosser Öffnmig entschieden zu ungünstig be- 
urteilt, denn ein achtzölliges Fernrohr muss unter entsprechend günstigen 
Umständen Doppelsteme von 0""33 leicht imd deutlich trennen, die Tabelle 
verlangt als absolute Minimaldistanz nur 0'''48, die Anforderung ist also 
eine zu geringe. 

Wenn wir nunmehr dazu übergehen, eine neue Gleichung zwischen 
der absoluten Minimaldistanz und der Öffnung des Objektives aufzusteHen, 
so wollen wir vorher noch erwähnen, dass bezüglich der Anforderungen, 
welche die bisher gesammelten Erfahrungen an die zu entwickelnde l'Ormel 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 254 — 



sieilkn, die in Dr. H. J. 'Skm's Dnrchmiuteruiig des HimmelB auf S. 26 
sDgeftllirteii Zahlen gelten sollen. Diese mSssen demnach aus der Glei- 
chung sich ergeben, indera man in dieselbe die Teradiiedmen Werte des 

Objektivdurchmessers einsetzt 

Alle die angeführten Mängel werden nun einfach und leicht be- 
seitigt , und zugleich wird der Erfahrung vollständig Genüge geleistet 
dnidi die Foimel: 

. 20- 

worin d wie oben die absolute Minimaldistanz, und a die beliebige Apertur 
der Instnmiente in Pariser Zollen ausdrficki Um das Zntrefffmde dieser 

Gleichung des näheren darthun zu können, führen Mrir zunächst in die. 
Formel der Reihe nacli für <i die Grössen 1, 1*/^, 1*/^, 1*/^, 2 n. B. w. ein, 
wir erhalten ^^^a^^j^" folgende Tabelle: 

a 
1 

2 

3 

Zunäclist werden nun hierdurch alle för d sich ei^ebenden Werte ans 
einer nnd derselben KoTistanten, der Grosse 20" berj^pleitet, und es ist 
daher die Leistungslahigkeit der Instrumente von immer grösserer Offnnng 
nach unserer Tabelle eine gesetzmäßig und küntiimierlich gesteigerte, die 
mgleich in demselben Yerhaltnisse wächst, wie dies bezüglich der licht- 
starke der astronomischen Instnimente der Fall ist. 

Ob unsere Formel den Resultaten der Erfahrung entspricht, muss der 
Vergleich mit den an dem oben erwähnten Orte zusammengestellten Er- 
gebnissen lehren. Danach mnss ein achtzölliges ())tjektiv Doppelsterne, 
deren liauptsteni nicht heller als sechäter Grösse ist, bis zu Distanzeii vou 
0**38 deutlich trennen. Dawea sah mit einem sechazdlligen Refraktor 
yCoronae doppelt, als die Distanz kaum 0";5 betrug, und Winnecke ver- 
mochte mit einem Fernrohre von derselben ()ffuung den näheren Begleiter 
von i-Cancri zu erblicken, weh h r 0 "-7 vom Zentralstern • iitfernt ist. Es 
muss somit die Annahme berfiiitigt erscheinen, dass unter nicht \m- 
günstigen Verhältnissen ein sechszuUiges Objektiv im aligemeinen Doppel- 
steme von 0**6 zq trennen im stände sein mnss. Ein guter ftin&5lJiger 
Achromat soll Doppelsteme Ton 1" Distanz leicht trennen, und ein vier- 
zOlliges Femrohr soll|Ursae majoris, dessen Distanz beträgt, deutlich 
darstelh^n. Ein dreizÖlliges Objektiv mnss r und 5 Lyrae anflögen, lie 
Komponenten von « stehen '3"'l und die von 5 nm 2 ".33 von euiünsler 
entfernt Für die Auflösung des Doppelsternes Castor, dessen Distanz 5"'(> 



d 


a 


d 


20" 


3 


2"-22 


12"-8 




l"-63 


8 '"9 


4 


1"'25 


6-5 


5 


0-88 


5-0 


6 


0**56 


4'-0 


7 


0-41 


3" -2 


8 


0-31 


2"-6 


9 


0-25 


2-22 


10 


0-20 



cy Google 



— 255 — 



betragt, wird S. 488 in daneelben Werke eine 70malige YergrÖesemiig, 

also ein zweizölliges Objektiv verlangt Der Vergleich mit den oben an- 
geführten Ergebnissf n unserer Formel zeigt sofort, dass dieselben den That- 
«arhr'Ti dpT Erfuhruug auf das engste sich anschliessen. Auch die von 
anderen Autureu angegebenen PrUfiingsobjekte bestätigen die Behauptung, 
dasB unsere Zahlen aurehweg mü den praküedi eipiobten Ldatungen der 
aBtronomisehen Fernrohre TÖllig im Einklänge stehen. Bezflglieh der Tor- 
teilhaftesten Yergrosserung, die bei solcherlei Untersuchungen anzuwenden 
ist, mnss die Angabe des Herrn Dr. Mache, dass unter den zur Zeit mass- 
gebenden Verhältnissen, die mit einem Okular von ^/j Zoll erreichte, die 
durchweg geeignetste sei, bestätigt werden. 

Aber nicht nnr innerhalb der bisher besprochenen Gienxen ist die hier 
aofgestdlte Gleichnng fftr die absolnte MinimaldistaiDs sutreffend, nie gilt 
auch flir das unbewaffnete Auge. Lassen wir nSmlich die allgemein an- 
erkannte Annahme gelten, dass der Durchmesser der PupOle im Dunkeln 
etwa 7 nun oder rund Zoll betrüg, betrachten wir demgemäss das 
Auge als ein Fernrohr von ^/^ Zoll Üifnung, und setzen wir in unserer 
Formel die Zahl a ein, so erhalten wir fiir 3 die Ordsse 320* od^ 

rund 5', also dieijemge Distanz, die wie oben schon bemerkt, durchweg als 
die Grenze der Trennbarkeit für ein normales Auge anzuseih^ ist Die 
gerinr^o Abweichnng von 20" kann nicht in Betracht kommen, wenn wir 
berücksichtigen, dass die Annahme des Pupillendurchmessers zu ^/^ Zoll 
mit einiger Unsicherheit behaftet ist. Dieses Resultat lässt zugleich 
erkennen, dass die Leistungsfähigkeit d^ Auges in der Trennung Ton nahe 
stehenden Lichtpunkten beeinflusst wird, wenn bei der Beobachtung dnreb 
die Einwirkung anderer Lichtquellen sich der Durchmesser der Pupille 
merkbar veriiiulort. 

Der Umstand, dass die liier entwickelte Formel tur die absolute 
Minimaldistanz sich innerhalb weiter Grenzen als zutreflend erweist, lässt 
vermuten, dass sie auch für die Fernrohre von grösserer ÖfiBinng ihre An- 
wendbarkeit bewahren wird, zur Zeit liegen indessen noch nicht die erforder- 
licben Dat«n vor, um die Richtigkeit dieser Ansicht erproben zu können. 

Ist die Objektivöffnung in Zentimetern gegeben, und stellt a^ dieselbe 
in dieser Masseinheit dar, so ergibt die Umrechnung unserer Formel für 
diesen FaU die Gleichung: 

Mit Hülfe der gegebenen Gleicliungen lässt .sich nun auch leicht die Frage 
beantworten, welche Objektivöfiimng erforderlich ist, um eine bestinnnte 
absolute Minimaldistanz noch deutlich trennen zu können. Sind nämlich 
a resp. die in Pariser Zollen bezüglich in Zentimetern gesuchten Durch- 
messergr()ssen, welche zur Trennung einer gegebenen absoluten Minimal- 
distanz d erforderlich sind, so ergeben sich a und leicht aus den Formeln: 

Es dürfte nuimiehr wohl behauptet werden, das« mit diesen beiden 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 256 — 



sich ergfinzenden Abhandlungen, nfimlich der auf S. 178 dieser Zeitschrift 

gegebenen und der vorliegenden die Frage nach der Minimaldistaiiz, die 
ein Fernrohr deutlich darstellen muss, ihre Beantwortnnn^ gefunden hat. 
Ein Fernrohr von ))eliebij^er Öffnung muss daher Doppolsteme von dor 
hier gelorderten Miiiinialdistanz, die je nach Luge der Umstände durch 
Kombination mit dem Faktor entsprechend modüifiziert wird, leicht und 
deutlich darstellen. Im anderen Falle muss das Urteil Qber die Leistungs- 
iShigkeit des Instrumentes ungünstig und abföUig lauten. 

Mit diesen Ausft\hrungen soll nun aher selbstverständlich nicht gesagt 
sein, dass die berochnoton Miuimaldistanzen unter allen Umständen und 
für jeden Beobachter /utreli'en nittssten, die Formel ist vielmehr den all- 
gemeinen Erfahrungen und den durchschnittlichen Verhältnissen augepasat. 
Das scharfe Auge des kundigen Beobachters wird oft die vorstehend ge- 
gebenen Trennungsgrenzen zu überschreiten im stände sein, und es wäre 
leicht, hierfür Beispiele anzuführen. Ein weniger scharfsichtiges Auge wird 
■dagegen, besonders wenn zudem noch der betreffende Beobachter nicht 
hinreichende Übung in solcherlei feinen Untersuchungen besitzt, die optische 
Kraft des Instrumentes nicht auszunutzen vermögen und die angegebenen 
Minimaldistanzen nicht erreichen. In bezug auf Yerschiedene Beobachter 
und Instrumente ist daher die in der Formel anzuwendende Konstante, die 
wir oben zu 20" ansetzten, als variabel aufzufassen, und es kann ein jeder, 
der sich mit diesem Gegenstande beschäftirrt, dnrrh einirii^e mit Aufmerksam- 
keit und au geeigneten Objekten nnTinstellende Versuche, die für sein Ob- 
jektiv und die für die Befähigung seines Auges passende Grösse der Kon- 
stanten leicht ermitteln. Instrument und Beobachter sind um so leistungs- 
fSLhiger, je mehr die Grösse von 20" Terringert werden muss, uro den 
^Ergebnissen soi^fsamer Untersndiungen Genüge zu leisten. 



Einige Bejaerkangen aber die Temperatur der Planeten. 

Yon C. ChriBtiansen. 

Der Verfasser geht von der Annahme aus, dass die Erde im Tempe- 
Tatui^leicbgewichte ist, indem die Wärme, die von der Sonne empfangen 
wird, wieder nusj^estralilt wird. Die Eigenwärme der Erde koriunt dabei 
fast nicht in Betracht; ihr Einfluss auf die Temperatur der Erdoberfläche 
kann daher vernachlässigt werden. Nun empfangt eine Fläche von 1 qcm 
in der Minute von der Sonne eine WSrmemenge, die gleich 2*5 cal. gesetzt 
werden kann. Davon kommen nach Langley 36*8 ^^Z,) auf das Licht. Nach 
1o\hu:r ist die Albedo der Venus 0*623, die des Mars 0 267. Wird die 
AWmio der Erde gleich dem Mittel von beiden oder gleich 0 445 gesetzt, 
und nimmt man noch an, dass man zu diesem Verlust einen kleinen Betrag 
mit Rücksicht auf die Zurückwerfung der ultraroten Strahlen hinzufügt, so 
wird die von der Erde absorbierte Wfirme gleich 2'0 cal. Nennt man nun 
t die mittlere Temperatur der Erde, so hat man nach Stefan: 

0-728. 10 — '«»(273 H-0* = ^r» 



— 267 — 



oder t gleich 15^. Naeh Dore ist aber die nuMJere Temperatur der Erdo 

14*6**. Bei dieser Beredbnui^ der Erdtemperatur ist vorausgesetzt, dass 
die Erde mit einem Körper vergleichbar ist, dessen Oberfläche überall ein 
gleiches Ausstrahlungsvermogen besitzt, und die Temyteratnr des Himmels 
— 278*^' ist. Diese AnnahmPTi scheinen im^olem nicht g;uiz unberechtigt, 
als mau dadurch zu emem riciitigen Werte der Erdtem^eratur geiülirt wird. 

Wendet man in derselben Weise das Stefon'sche Gksetz znr Bestimmmig 
der mittlere Temperatur an verschiedenen Orten der Erde an, so erhält 
man Resultate, die mit wirklichen Verhältnissen Ähnlichkeit haben, wie die 
folgende Tabelle der mittleren Temperatur zeigt 



1 


Sommer 


Winter 






Berechn. 


r>ove 


Bereofan. 




B«>Mlin. 


Bot« 


Äquator . . 


29-50 




29-5« 




, 

29-5<' 


26*5 


\l9endekraiB . 


36 


25-9 


9 


20*8 


^4 


234 


46<^ Bnite . 


32 


15-8 


— 26 


81 


7-6 


9'5 


Polarkrds . . 


20 


3-4 


— 96 


— 15-9 


—.18-5 


— 6-3 


Pol ... . 


16 


— 6-6 


— 278 


— 26-3 


— 80 


— 16-6 



Die Jahresmittel stimmen einigerma.ssen mit der hh tahrung, die Sommer- 
und Wintermitiel dagegen nicht, was leicht verstäudiiuh ist, da bei dieser 
Berecbnni^ nur auf den Stand der Sonne, mebt auf die AusgLeieliui^ 
du^ Strdmnng von Wasser und Luft Raeksacht genommen ist 

In gleicher Weise kann man versuchen, die Temperatur an der Ober- 
fläche der i'ihrigen Planeten zu finden. Es sei der mittlere Abs^tand zweier 
Planeten von der Sonne und a^^ ihre absoluten Temperaturen 7\ und 
Tj, es verhalten sich dann die Wärmemengen, die sie von der Sonne em- 
pfangen, wie a^:a^; ihre WSrmeTerluste aber wie Tj^^:T^*; folglich bab^ 

Die absoluten Temperaturen der Planeten verhalten sich somit um- 
gekehrt wie die Quadratwurzeln aus ihrem Mitteiabstand von der Sonne. 
Dadurch erhält man die in der folgenden Tabelle unter angegebenen 
Temperaturen. Etwas andere und gewiss bessere Resultate erhält maji, 
wenn auf die yerschiedenen Albedinen der Planetisn RQeksidit graiommen 
wird. Mit Benutzung der Resultate Ton Zöllner findet man die unter 
angegebenen Werte. 

Merkur Venns ISrde Ham. JDopiter . Satqm.^ Uranus Neptun 
<, = 189 65 15 —40 —147 ^180 — 207 —221* 
t^^210 57 15 .^84 —150 — 180 -n-209 ~221» 

Fflr Yoius und Mars seUeint 'es wabrsdieinlidi'iEa'sein, dass die oben an- 
g^ebenen Werte 67 und — 34® nicht fem von der Wahrheit liegen« 
Yeniis sclieint ja mit einer sehr dicken Wolkenschicht umgeben zu sein, 
die Atmosphäre des Mars ist dagegen sehr rein. Man kann annehmen, 
' dass dort das Wasser des Meeres grösstenteils in Eis übergegangen ist, 

Siriaa 1886. U«ft IL 38 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 258 



und das Festland bedeckt, imgcfahr wie es Her auf der Erde in GrSnland 
der Fall ist. Die Meere sind dadurch selir reich an Salzen geworden und 
gefrieren deshal)> nicht, nehmen aber einen verhältnismässig kleinen Raum 
ein. Die rote Farbe der Kontinente rührt vielleicht von kosmischem 
Staube her oder von einer Vegetation von roter Farbe, wie sie sich auf 
den Sehneefiddani der Erde bisweilen fiDdet. Inwieweit die YerhiltiaiBse 
anf den aiuaeren Planeten durch Eigenwarme modifiziert wird, laast sich 
nicht entadieiden. 



Yermischte Nachrichten. 

Ein neuer Komet wurzle von Herrn Finlay in der Capstadt am 26. 
September entdeckt. Er war schwach, rund 1* im Durchmesser und nicht 
heller als ein Stern 11. Grösse. September 26 8'' mittl. Zeit von Green- 
wich stand er in 17*^ 2"' Rektaszension nnd 26^ 4* südl. Deklination, seine 
tSgliche Bewegung betrug in Rektaszension + 2" 20' in Deklination — 4'. 

BeoliacMiingen des Kometen Fabry. Am Kap der guten Hofibmig 

ist der Komet Fabry, als er bald nach dem Durchgange durch seine 
Sonnennahe am 6. April sich nach dem südlichen Himmel begab, wahrend 
des Monates Mai beobachtet worden und an einigen Abenden sind Bilder 
von demselben gewonnen worden, wie sie bisher von ihm noch nicht be- 
schrieben sind. — Am 2. Mai war der Komet ein sehr auffallendes Objekt; 
der Kopf ziemlich hell, 15' im Durchmesser mit einem Schweif, der sich 
bis etwa Vj^^ ausbreitete und gegen 9^ vom Kerne zu rerfolgen war. 
Im Femrohre zeigte er einen hellen, stark kondensierten Kern, nmpehen 
von einer breiten, aber weniger hellen Koma, und machte den Eindruck 
einer hellen Kugel, die umgeben war von einem weniger leuchtenden Gase, 
das von seiner ganzen Peripherie ausströmte, und nachdem es sich eine 
Strecke zur Sonne hinbegeben, Tollst&odig nmb<^ und nadi der entgegen- 
gesetzten Richtung strömte, wobei es sich n.lW}tw|ift>> Terbreiterte; man sah 
einen verlängerten abgestumpften Kegel ungemein verdünnter, gasiger 
Materie mit einer Kugel dichterer Materie in seiner Längenachse, die in 
geringem Abstände von seinem schmalen Ende stand. Ein sehr kleiner 
Stern, etwa 8. Grösse wurde durch die Koma gesehen. Der Kern lag 
exzentrisch in der Koma und die streifige oder haarf5rmige Beschaffenheit der 
lefcztttren war sehr deutlich. — Am 4. Mai erschien der Kern von rötlich branner 
Farbe, umgeben mit einer blassen, gelben Koma von hyperbolischer Gestalt 
mit spitzem Scheitel, die sich nach der Seite stark ausbreitete. Der Teil 
unmittelbar hinter dem Kern war verhältnismässig dunkel. Am 11. Mai 
war der Kern noch sehr hell und von dunkelroter Farbe, welche ein unter« 
scheidender Gharakterzug - dieses Kometen war. Am 14. lihi war der Komet 
dem blossen Auge unsichtbar, der Kern noch stark verdichtet: eine Ände- 
rung war nicht zu entdecken; er war nur, bei sehr hellem Mondschein, 
(Mn sehr massiges Objekt 

Die photometrischen Grössen der helleren Fixsterne sind von Prof. 
Pickering zusaimneugestelit worden. Das nachstehende Verzeichnis enthält 
eine Anzahl der hellsten Sterne: 

V 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 259 — 



a Garns mi^oris 

a Argus 
a Centauri 
f( Rootis 
u Aurigae 
ß Ononis 
a Lyrae 
Can. Min. 
Eridani 
Orionis 
Centauri 
Cm eis 
Taiiri 
AquUae 
a Scorpü 
a Virginis 
ß Gemin. 
Pis. Ana. 
Leoius 
Crucis 
Cygni 
Can. Maj. 
Gemin. 
y Orionis 
a Qmia 



a 

a 
a 

a 

a 
a 



a 
a 

ß 

a 

f 
a 



Hiemach ist a Bootis 



Grosse 

— 1-4 

— 0-8 

— Ol 
+ 0-1 

0-2 
0'2 
0*4 
06 
0-6 
0-8 
0-8 

0- 9 

1- 0 
10. 
11 
1-2 
1-2 
1*8 
1-4 
1-5 
1-6 
1-6 
1-6 
1-8 
1-8 

oder 



ß 
n 



GhrOsse 

Orionis 1*8 

Crucis 1*8 

Orionis 18 

Tauri 1-9 

Urs. Maj. 1-9 

Scorpü 1-9 

ß Argüs 1-9 
e Urs. Maj. , 1*9 

a TVs Maj. 2*0 

a Persei 2*0 

V Argüs 2 0 

ß Aurigae 2*0 

e Argüs 2*0 

8 Can. Maj. 2-0 

8 Scorpü 2'1 

Centauri 2*1 

Tri. Aus. 2-1 

PaToniB 2*1 

Andrem. 2*1 

Urs. Min. 21 

Gemin. 2*1 

ß Tan. Maj. 2*2 

a Hydrae 2*2 

a Ärietis 2*2 \ 

i Urs. MtQ. 2-2 

a Centauri sehr nahe ein Normalstem 



a 



a 
a 



1. Grösse. Die Helligkeit von a Argüs und a CSanis sind negativ, weil der 
Ausgangspunkt der Grössensksla schon bei einem etwas helleren Stern als 
« Bootis liegt. Würde man Sirius als den Ausgangspunkt der Skala 
nehmen und = 1. Grosse setzen, so würde a Bootis bereits 2 5 Grösse, 
a Taiui 3'4 Grösse sein. 

Herr Prof. Pickering hat während seiner Beohachtungen mit dem 
Meridianphotometer auch mehrere Planeten photometrisch untersucht Er 
findet die folgenden Grössenklassen für dieselben in mittlerer Opposition: 
Mars —1-29, Vesta -?-6.47, Jupiter —1-28, 3. Jupitermond 4*68, 
Saturn 1-67, Uranus 5-56, Neptun 7-96. 

Drei neue Veränderliche sind von Herrn T. E. Espin angegeben wor- 
den. Der erste schwankte in seiner Helligkeit zwischen 6*8 und 8' 2 Grc^e. 
Er kommt hei Aigeknder als Stern 8 6 Gbdsse vor tmd sein Ort am 
Himmel ist: 

1885,0: Bektassension 1%^ 82» 52- Deklination 4-8^ 43*5'. 

Der zweite zeigte lachtveränderungen zwischen 7 7. und 9. Grösse. Er 
steht in ReHas/ension 20^ 5" 58» Deklination -4-47*^ 28 9'. Der dritte 
ist ein roter Stern in Kektaszension 19^' 16*» 88", Deklination +17^ 
26'4', dessen Licht zwischen 8*8 und 9"5 Grösse wechselt. 

Der Ringnebel in der Leyer ist von Herrn K v. Gothard photo- 

33* 



cy Google 



— 260 — 



graphisch angenommen worden. Dermlbe echreibt in Na 2749 der Astr. 

Nachr.: ^Die AiifliBhme zeigt den bekannten Nebd sehr deutlich, die 
Konturen sind recht scharf, die Intensität des Ringes ist iingleichmiissig; 
sie hat zwei Miniraa, so dafis der King aussieht, als ob er aus zwei Klam- 
mern zusammengesetzt wäre, sie machen aber den Eindruck, als ob sie 
q)iralartig übereinander gewunden wären. Die inneren Konturen sind 
weniger scharf; in der Mitte ist ein mnder (yielleieht ringförmiger) Kern 
sichtbar; er ist nur etwas schwächer, als der bekannte kleine Stern dicht 
bei dem Nebel. Da ich von ('irom Kern oder einem helleren Stern in 
der Mitt<e des Nebels keine Erwähnung finde — ))ei der sehr vollkom- 
menen Beschreibung des Nebels von Prof. H. C. Vogel (Puhl, des Astro- 
physikal. Observator. zu Potsdam No. 14, Bd. IV, pag. 35) ist im Gegen- 
teil gesagt: i^Das lonere des Ringes erscheint im Wienor Refraktor ganz 
gleichförmig mit schwäch« leuchtendem Nebel ausgefüllt* — , muss ich 
annehmen, da.ss ich einen mir ehemisch wirkenden Kern gefunden habe. 
Es wäre wihischenswert, wenn Untersuchungen mit grossen Apparaten an- 
gestellt würden, ob der Kern sich seit 1883 gebildet hat oder ob er nur 
chemisch wirksam ist. — Eine zweite Aufnahme am 21. September zeigt 
den Kein ebenso dentUch." i 

Nach Bekanntwerden dieser Mitteilung habe ich am Abend' des 2. Oktbr. 

am 6 zölligen Refraktor den fraglichen Nebel eingestellt. " Die Luft war, 
wegen ziehender Wolken nur minutenlang klar, doch genügend, um das 
Objekt gut ins Auge zu fassen. Mir schien der Nebel nicht anders wie 
ich ihn stets kannte. Der kleine St€m in der Nähe wax gut zu sehen, 
aber im Innern des mit seinem Nebel erfüllten llinges konnte ich nichts 
Ton einem Kern wahrnehmen, ebensowenig ein Bütbeobachter. 

Dr. Klfliii. 

Abermaliges Aufleuchten eines neuen Sterns im Nebelfleck der Andro- 
meda. Nachd<an im vergangenen Jahre plötzlich ein neuer Stern in dem 

merkwürdigen Nebel der Andromeda Mschienen und nach wenigen Monaten 
wieder verschwunden war, deuchte es nicht wahrscheinlich, dass ein solches 
an und ftir sich sehr selt^n^x^ Ereignis sich nach etwas melir als Jahres- 
frist in dem nämlichen Nebt- lilecke wiederholen werde. Dennoch scheint dieser 
Fall eingetreten zu sein. Am 2C. September bemerkten Baron v. Podmaniczky, 
seine Gemahlin und Dr. Kdvefiligethy auf der Privatstemwarte des Ba- 
rons zu Kis Kartal in Ungarn, dass im südöstlichen Teile des genannten 
Nebels sich ein feiner Lichtpunkt zeige, der jedoch noch nicht völlig stern- 
ähnlich erschien. Zngleich stellte sich der Nebr^l '^tark verkürzt dar. Im 
Spektroskop zeigte sich das Spektrum des Nebels, .s^-iuer zentralen Verdich- 
tung und dasjenige des Stempunktes. Am folgenden Abend war der Kern 
noch schärfer begrenzt und von geringerer Ausdehnung; der neue Lichta 
punkt näherte sich der St^form und die Nebelspitzen erschienen noch 
mehr verkürzt. Sept. 29 war der neue Stern bereits viel intensiver und 
sein Spektrum hob sich besonders stark von demjenigen des alten Nebel- 
kerns a.b. Septbr. 30 erschien der Stern rötlich, Oktober 1 war er noch 
besser zu sehen, er stand südöstlich vom Nebelkem. 

Jetzt machte Dr. v. Kövesligethy seine Wahrnehmungen in den Astro- 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 261 — 



iioamselwii Nttoiiriebfoii' bekftn&tif '^vockirdi ne- gegen-' dö» 8. -Iiis 10; Okt den 
meisten Beobachtern erst zu Gesicht kamen. Hier in Köln hat bis 10. Ok- 
tober das Wetter keine Beobachtung gestattet. Dr. v. Kövesligethy schmbt 
mir nun über seine Wahrnehmungen vom 2. — 8. Oktober Folgendes: 

,2. Oktober, 10 Uhr abends. Auffallend ist heute das durchaus ver- 
Miderte Aussehen des Nebels. Die Verdichtung ist nicht mehr wie bisher 
.TOn der Nebelmaterie getrennt, sondern bildet mit dieser em ausgedehntp, 
•fiist gleichförmiges helles Peld. Der Stern ist bedeutend leiditer za seh^ 
auch wurden heute bereits photometrische Messm^n Torgenommm. Im 
Spektrum f-rT?» nnt man keine Einzelheiten. 

3. Oktober, 9 Uhr 40 Min. Der Stern ist noch deutlicher geworden 
und das Spektrum im Kot-Orauge intensiver ak das des jNebelkerus. 

4. Olrtober, 9 Uhr 50 Min. Der Nebel etsobeint heute sehr verkfinst 
und nur auf den zentralen Teil reduziert. Die Verdichtung und ebenso der 
Stern sind heute entschieden heller. Der Stern erscheint nur zeitweise 
isoliert, meist als sehr kleine Scheibe, die, w^eniLTHt^ns' scheinbar, mit dem 
Nebel zuriamjiienhäugt. Im Spektnun noch iniuier kern Detail. 

5. Oktober, 10 Uhr 25 Min. Keine bemerkbare Veränderung seit 
gestexn. Mondschein störend. 

8, Oktober, 8 Uhr 30 Min. Der Himmel bedeckt sich mit einem 
dunstformigen Nebelschleier. Unter solchen Umständen kann über den 
Nebel selbst nichts p:esa{?t werden. Der Stern im Nebel ist aber auf den 
ersten Blick deutlich und entschieden heüei; geworden, auch das Spektrum 
deutlich sichtbar. Mondschein." 

Die Helligkeitszonahme des Sterns wid ebenso die Wirklichkeit der 
Erscheinung selbst unterliegt nach diesen Beobachtungen wohl keinem Zweifel 
mehr. Dr. Kövesligethy bemerkt am Schlosse seiner Zuschrift noch: „Ein 
Umstand scheint mir noch Interesse zu verdienen, nämlich die verschiedene 
Ausdehnung des Nebels. Während im vorigen Jahre das Auftauchen der 
Nova eine beständige Verkürzung des Nebels nach bich zog, was meines 
Wissens blöee als' optische firscheihimg fuifgieiasst iirarde/z sich jetast 
entschieden periodische Kontraktionen des Nebels." 

Sollte sich dies letztere bestätigen, was mir aber sehr fraglich er* 
scheint, so würden allerdings unsere bisherigen Ansichten über die Natur 
und Weltstellung des kosmischen Nebels eine wesentUche Änderung er- 
leiden müssen. 

Herr Bartfey in Budapest- schrieibt in No. 2751 der «Artr. Nachr.*, 
dass ihm der Stern am 6. Oktober 9. Grösse und am 8. Oktober sogwr 
8. Grösse erschienen sei Höchst wahrscheinlich beruht aber diese Angabe 
auf einen Irrtum, denn in Kiel war Oktober 5. und 11. Nichts auffalliges 
am Andromedunebel zu sehen, ebenso wenig in Bonn. Oktober 14. konnte 
ich den Nebel hier einstellen. Ich glaube sehr nahe dem alten Kern ein 
äusserst feines Sternchen als kleinstes Pünktchen gesehen sn haben, doch 
war es nnr blickweise sichtbar. Oktober 18. und 19. konnte dagegen keine 
Spnr eines Sterns an dem fraglichen Orte erkannt werden. Dr. Klein. 



_ 262 — 



Soeben erschienen: 

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Br. Hermanii J. Klein in K$ln. 



~v? V^- y,^ — «i5^ « y v jiyit v '■<iWJ^ 




Planetenkonstellationen 1687. Januar 2. 9^ Sonne in der Erdnähe. Januar 
2. 14^ Unuras in Quadratur mit der Sonne. Januar 5. 12^ Neptun mit dem 
Moüde in Konjunktion in Rsktaszension. T umar 6. 121» Merkur im niedersieigendeu 
Knot-en. Januar 8. 18 1^ Venus in der Sonueuleme. Januar 9. 3^ Saturn in Oppoeition 
mit der Sonne. Januar 9. 12 1» Satom mit dem Monde in Konjnnkbion in Reltanen- 
gion. Januar lö. 8^ Uranus mit dem Monile in Konjunktion in Rcktaszension, .Tanaar 
16. 10 b Mars im JPerihel. Januar 16. 16 Jupiter mit dem Monde in Koi\junktion in 
RektaeBennon. Januar 16. 17 >> Merkur im Aphel. Januar 22. 21 Merkur mit dem 
Monde in Konjunktion in Roktaazension. .Taimiir '21. Ti^ Jupiter in Quadratur mit 
der Sonne. Januar 24. 21^ Venus mit dem Monde iu Konjunktion in Rektaszeusion. 
Januar 25. 12 ^ Man mit dem Monde in Konjunktion in RektaaMmion. Januar 
31. ISii Venus in grOister sQdL beUoientrischer Breite. 



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— 263 — 



Stellong der Jupitemonde im Januar 1887 um 17^ mittL Gbreenw. Zeit 
Phasen der Verfinsternixgen. 

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— 264 — 



Plaaetenstellung im Januai* 1887. 



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Jupiter. 






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11 46 12-4 1 


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20 


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13 


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—12 0 38*7 


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43 



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8 
18 

28 



8 
18 

28 



4 
16 
28 



Saturn. 
7 22 4Ö-31 -i-21 Ö4 214 
7 19 18-84 22 2 18-6 
7 lö 59*67 H-22 9 81*7 

Uranus. 



12 46 5512 
12 47 2*59 
12 46 49*29 

3 33 31 01 
3 32 60^59 
3 82 88-71 



— 4 16 48-2 
4 VI IS'8 

— 4 tö 86^8 

Neptun. 
-i-17 23 47-4 
17 88 {k7 
+17 21 88.0 



12 12 

U 8» 

10 4Ü 

17 86. 

18 87; 
16 \7 

3 34) 

7 W 

7 8 





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III 


Mondphasen. 


Juuuar 






14-1 


Eriiti» Viertel * ' 




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26-9 


Yolkaond 


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11 


19 




Mond in Erdnäbft 




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4 


15 6 


Letztes Viertel 




23 


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54-7 


Neumond 




27 


20 




Mond in T'iil"«Tm 




31 




20U 


Krateti Viertel 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1887. 



Monat 


Stern 


Gftitese 


Eintritt 


Austritt 






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^lanuar 4. 


H Waltisch 


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42-6 


10 


41-4 ^ 


5. 


f Stier 


4 


6 


:;4-5 


7 


31-9 


6. 






4 


28 8 


6 


15-7 


6. 




4-2 


9 


2 2 


10 


14-8 


6. 




4-J 


9 


III 


10 


6-3 


6. ) ff 


10 


13 


24'2 


14 


11-2 


12. i /) trr. Löwe 


4-0 


12 


38-3 


13 


. 36-7 


26. 


a Wassermann 


4-9 . 


4 


181 


5 


25-7 


30. 




.? 


10 


22->^ 


U 


6-B 



Verfinsterungen der Jupitermonde .'887. (Eintiitt in Ueu Schatten.) 



1. Motf«ir 



Januar 1. 


17»' 


26i" 


141» 


Januar 4. 


15h 


88"i 


21-3» 


«. 


1» 


ly 


34 7 


11. 


18 


11 


44-9 


10. 


13 


47 


58-1 


18. 


20 


46 


lÄl 


15. 


21 


12 


52-5 










27. 


15 


41 


H-y 










24. 


17 


34 


29-5 










Sl. 


19 


27 


42-4 











2. Äfond. 



Lage und Grösse des Saturnringes inach iiessel). 
Januar ö. (irosbp Arlise der Kifigellii>8e: 46'53"; kleine Achüe 18 67". 

Erlidhun-r^winkel der Erde über der Ringebene: 23<* S9'8' «OdL 
Milil. IC Sobiefe der Ekliptak Jan. 20. 28'» 27' 14 19 " 
Scheinb. , , , , , 23« 27' 5-39'' 
Haibmesser der Sonne , , 16' Id'O'*' ' ~" 

Parallaxe , , 8*99* 

(Allo Zeltangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 



Iteoflk von H«Me * Beok»r In L«ipsig. 



cy Google 



Neue Folge Band XIV. 



Heft 12. 




Zeitschrift für populäre Astrouomiet 

Zeitnlorgin für iDe Flwiuide ud Fördanr d«r Himmdstand«. 



Herau8|?egel>en unter Mitwirkimp 

JherTorrageiider Fachmännor und astronoiiiis^eher Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN iu Köln. 



Inhalt: Die rrivautcrnwiirt« au Ueidelber«. S. 205. — Da* Privatobservatorium de» Uom 
Twby in Loavuin. 8. 251. — Die totale Sonnenfinaternis vom 29, An^uat t»d6. S. Md. — Drei Meteor- 
beobaohtnngen. B. 271. — l)i<< Spanuthtclie HypotbeM aber die KutHtehuag der Mondgebilde. S. 272. 
— T)ie nrne Olaiitohraelserei fttr opticcbe Zwecke in Jena. S. 274. — Ungedrackte wisMUlMhaftliohe 
KorreHpiHideni cwitchen Jobann Kepler und Herwart von Hohenburg 1599. 8. 278. - TModMlit« Nach- 
richten: Die zeitweisen Andemngen in der Brechbarkeit der Spektrallioien der Protuberanten und der 
('tiriiiiii}«pbftre. 8. 281 — Der tod Mr. tMnlay entdeckt« Komet. S. 282. — Bedeckung de« Aldebaran 
durch den Mond, Hyginus .V, Meecier eto. S 282. — Alphonaua, Hyginua A, Cjrrillug und die dunkltn 
Punkte im Mar« Nectaria. !S. 28i). — Weiteres Uber die Leistnngaffthigkeit eines ."SzAliigea Refraktom 
▼on Reinfelder A Hertel. S. 284. — Der Hingnebel in dor Lsyer. 8. 886. — Inaant«. 8. 886. — 
Planetenkonstellationen Februar 1887. S. 286. ^ Btellnag i«t IvpiUacBBonde im Fatenw 1886. 8.887. — 
PI»D*taiiBtaUaDg im F«bni» 1887. 8. 888. 



Die Sternwarte iai Eigentum des prukt. Arztes Dr. F. Woll" in lleidel- 
beiff. Sie liegt inmitten eines CMenkomplexes, der allerseits freie Ans- 
si( lit gestattet. Durch einen Flügel ist sie mit dem Wohnhause in direkter 
Verbindung. Der Turm erhebt sich am Ende dieses Seitenbaues frei zu 
einer Höhe von 12 5 m vom Erdboden bis zum drehbaren Teil, der selbst 
2"6 m hoch ist und hat nu Beobachtungsraum einen inneren Durchmesser 
von ö m. Der Uetraktor steht auf einem völlig isolierten Pfeiler, der sich 
koniscli ans einem Betonklotz bis zu einer Höhe Ton 10*3 m erhebt Der 
Pfeiler iSsst im Erdgesehoss und im ersten Stock noch so viel Platz, dass 
diese Räume als Instmmentenzimmer nnd photo^pbiaches Atelier benutzt 
werden können. 

Der drehbare Teil des Turmes ist von Eisen, hat Trommelform mit 
stumpfkonischem Dach und läuft mit acht ilädern von 0*35 m Durchmesser 
auf einem in das Steingesims des Turmes eingebleiten eisten Ringe. Dieser 
steht nach innen etwas vor, so dass acht horizontal stehende Rollen an 
ihm, Ton der Seite und von unten fassend, hingleiten können. Sie ver- 
hindern ein Heraushüpfen der Ku|)]>el bei .starkem Sturm und f^'eben ihr 
eine ^^enaue Führung beim L)rehen. Das Bewegen der Ku])[»el wird wie 
gewöhnlich durch Zalmkrauz und Zahnrad bewirkt und letzteres durch eine 
endlose Schraube, welche die Kurbel tiägt, gedreht. 

Sbiofl 1886. a«ft ». 34 



DeKember 1886. 



»» 



iWiaaen und Krkennen sind die Freude und die 
Berechtigung der Menaohhelt." Ko( 




Die Privat-Steniwarte zu Heidelberg. 



(Hirrzu Tafel XIl.) 



• L>iyui^LU Oy Google 



— 266 — 



Die Bewegimg ist sehr schnell, imd das Drehen geschieht mit einer 
Hand. Die eiserne Wandnng der Tromniol ist innen in einem Abstand 
von 0*1 m von einer hölzernen verklt idet, die ein Feuchtwerden dps Innen- 
ranmes verhiudeiL Aus <]fleichem (Triuifle ist das Dach noch mit Segt^itnch 
ausgeschlagen. Ein Doppelladen deckt den Spalt des Daches und kann 
durch einen leichten Zug an dnem Strick geöffnet werden. Durch ge- 
eignete Vorrichtung ist der Laden gegen jedes Zuklappen gesichert. Er 
reicht ein Stück über das Zenith hinaus und hat über 1 m Lichtweite. 
Ebenso >)reit ist da.s die Fortsetzung dee Spaltes bildende Fenster im Torti- 
kalen Teile der Trommel. 

Ein zweites Fenster steht dem ersteren gegenüber, so dass man bei 
Beobachtungen unter 45 die Kuppel nur halb zu drehen braucht. 

Der Eintritt in die Kuppel geschieht durch die auf der Abbildung 
sichtbaren Treppe von der Plattform aus. Zu dieser gelangt man durch die 
Wt>ndf'ltreppe des kleinen Tnrmes. der sich vollständig von der Erde aus 
vor dem grossen erlieht. Im Hauptturm betindet sich keine Treppe, SO 
dass die Unannehmlichkeit einer Fallthüre vermieden ist. 

Die Plattform dient zu freien Beobachtungen mit dem 4sEölligen Re- 
flektor und den kleinem Instrumenten, die auf den Steinpfeilern postiert 
werden können. Ganz vom auf der Plattform kann man auf einem Pfeüör 
das- T'^niversiilinstrument henierken. nn dem die rpfrcdmässiiren Zeitbestim- 
niiingen ausnütührt werden. Dieses Instniment bleibt stets an seinem Ort 
und wird durch ein kleines Häuschen gegen ilie Witterung geschützt. Dem 
Zeitdienst dient eine gute Pendeluhr mit Quecksilberkompensation aus Lenz- 
kirch. Sie befindet sich im Arbeitszimmer unter der Plattform. 

Im Stockwerk unter dem Beobachtungsraum der Trommel ist das 
photograplnsche Dvnikelzinimer. 

Das ilauptinstnimeiit der Sternwarte, unter der Kuppel auf dem Pfeiler 
postiert, ist ein Aciuatorial ujit Objektiv yon Reinfelder & Hertel, mit Mon- 
tiemng von Sendtner in München. Das Objektiv ist der berOhmte firOher 
von Prof. Winnecke benutzte eZoller. (cfr. Sirius 1877 pag. 187 u. 260.) 
Die Brennweite betrügt 97 Zoll. 

Die Montierung ist von Sendtner musterhaft ausgeführt. Sie ist eine 
Verbindung von deutscher und englischer Konstruktion. Alle Klemmen 
imd Feinbewegujigen geschelien natürlich vom Okidar aus. Ebenso die 
Ablesung des Dekliuationskreises. Den Eektaszensionskreis liest man stehend 
vom Fussboden aus ab. Die Polhdhe ist nach der Cookesehen Metiiode 
ganz l)eliebig verstellbar. 

Der :JÜliniege Suchei . \ i»n Reinfelder & Hertel, erhält durch eine Lampe 
in jeder Lat^e <l!is Lieht tür sein Fadenkreuz. Das Licht passiert^ quer den 
Sucher, geht dann m iLrii Refraktor, beleuchtet dessen Fäden und veriässt 
diesen, iiiu quer durchdringend, um durch Reflexion auf die Stelle des 
Deklinationskreises zu gelangen, die gerade abgelesen wird. Die Uhr hat 
die Grubbsche Konstruktion. Ihr Gang hat sicli nach einer exakten Be- 
obachtungsreihe als ein sehr guter gezeigt, und es konnte mit Erfolg durch 
das Instrument photographiert werden, ohne die Feinbev^^ungen zu Hüte 
zu nehinen. 

Die ücwjchtschnur läuft über ein Stiftenrad, das durch Absteigen des 



i^iym^-LU Oy VjOOQle 



— 267 — 



Treibgewichtes gedreht wird, während ein aufsteigendes kleines Gewicht 
die Schnur spannt Beide Gewichte laufen im Innern der Saale und des 
Pfeilers, so dass man nie durch sie gestört wird 

Die Deklinationsfeinbewegung ist elieiil'iills ueui Instrumente eigen- 
tümlich und wird in vorzüglicher Weise duich konische liäder und Schraube 
ohne Ende bewirkt. Zum Schlnas sei bemerkt > dass die Manemrbdt der 
Sternwarte von F. Müller in Heiddberg, die Drehtromtnel Yon der Wagen- 
&bnk Fuchs in Heidelberg ausgeflihrt wurde. — H. 



Das PriTatobservatonnm des Herrn Terby in LouTain. 

Für die Leser des Sirius" wird es vielleicht nicht ohne Interesse sein, 
wenn ich in 1' ^L^ ridem eine kurze Beschreibung der seit ungeföhr l^j 
.lahrrn vollendeten Privntstennvarte des Herrn Dr. F. Terby in Lonvain 
(lielgien) irel»e. deren Besichtigung mir von dem Besitzer, Ende September 
d. J., bereitwilligst gestattet wurde. 

Herr Dr. F. Torby hat einen Teil des rechtwinkeligen, nach der 
Gartenseite hin vorspringenden, Hinterbaues seines geräumigen Wohnhauses 
ftbr die Aufnahme eines 8 zölligen Grubbschen Refraktors umbauen lassen. 
Vm die solide Aufstellung des Instrumentes -/n ermöglichen, wurde, isoliert von 
den Umfassungsmauern, ein durch beide Stockwerke des Hinterbaues gehender, 
gut fundamentierter Backsteinpfeiler errichtet Dieser Pfeiler ist nicht aus 
roUem Mauerwerk ausgeführt. Üh* besteht dem Boden zunächst aus zwei 
sich rechtwinkelig durchschneideaden, den Diagonalen des Gebäudes ent- 
sprechenden Mauern, welche nach oben hin verjüngt, zu einer runden Säule 
7AisaiTinien gezogen sind. Auf dem Pfeiler lie<xt ein evlindrischer schwerer 
Steinbiock zur Aufnalinir- der gnsseisernen Standsiiule des Refraktors. 

Der Raum, welcher für Aufstellung und Gebrauch des Reiraktors zur 
. Verfügung steht, ist quadratisch. Er hat eine Seitenlänge yon 5*500 m 
bei ca. 3 m Höhe und ist mit einer Drehkuppel Ton 5 m Durchmesser 
überdeckt, welche auf Kugeln rollend, direkt mit der Hand (ohne Ver- 
mittelnnirr eines Zaiinkranzt's) leicht lirwct^l werden kann. 

Die Kuppel, iiusserlich mit Zinkidatten überdeckt, besteht ans einem 
eiserneu Rahmen und ist mit einer doppehvaudigen Hol/bekleidung ver- 
sehen. Seitlich, auf der Kuppel selbst, ist ein bfischeUoriniger Blitzableiter 
angebracht, wie man solche in Belgien häufig sieht. Die Beobachtengs- 
Öffnung ist mit hölzernen balancierten Klappen zugedeckt, welche je nad» 
Bedarf, If idit geöft'net werden können. Der liölzerne Fn^sboden des Be- 
obarhtunicsiaunies berührt den Mittelpfeiler nicht, sondern ist durch eine 
15 mm breite Spalte von demselben getrennt. Diese Spalte ist mit einem 
weichen Filzrtz^ überd^kt. 

Man gelangt in den Beobachtungsraum direkt von dem Arbeitszimmer 
des Herrn Dr. Terby aus, welches gleichfalls in dem llinterbuu lie-rt. 

Der in dem Kuppelbau aufgestellte Refraktor ist von H. Grubb in 
Dublin »rebaut und hat ein Ol.jtdctiv von acht Zoll (engl.) freier Otihung. 

Das Instrument und besondt^rs noch die Montierung, macht enien äusserst 
soliden und stabilen Kindruck. Es ist mit Uhrwerk und mit allen Zu- 

34* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 268 — 



thaten van^en, wie sie die heutige beobaditende Astaronomie Terkngb 
Ich glaube hiw dne genaue Beschreibung der Grubbschen Konstruklioii 

ttbero;ehcn 7U können, da sie manchem Leser wohl bekannt ist und in Lehr- 
büchern oft beschrieben wurde, so z. B. in dem vortrefFliVhon W'prke von 
V. Konkoly , Praktische Anleitung zur Anstellung von aHtruauaiisthen Be- 
obachtungen etc. Ich möchte jedoch auf eine Einrichtung aufmerksam machen, 
welche mir sehr praktisch scheint und welche bei deutschen Instrumenten 
nur selten angebracht ist. Das Objektiv ist nämlich durch ein Metall- 
rohr, 2— 2^ Mal so lang als der Durchmesser desselben und von 2 — 3 mm 
Stärke, weklies mit dem Hauptrohr verschraubt ist, gegen zufallige Be- 
schädigungen ^escliützt. Auch nach dem Gebrauch deü Fernrohres wird 
dieses Rolir nicht abgenommen, sondern mit einer dicht schliesseudeu 
Schntzkappe verschlossen. Der grosse 14 zollige Refraktor der Sternwarte 
zu BrüHsel mit Merzschem Objektiv und Gookscher Monüerung hat eine 
ahnliche Schutzvorrichtung. 

Da während meines Besuches da>i Wetter sich günstig gestaltete, so 
hatte ich in den Abendstunden Gelegenlieit, mich durch Augenschein zu 
überzeugen, dass die optischen Eigenschaften des Grubbschen Refraktors, 
seinem eleganten Äussern nicht nachstdien. 

Es wurden von Herrn Dr. Terhy der Reihe nach folgende schwierige 
Doppelsteme eingestellt und zwar: 

(a = 15t'18'H-30»43) 1} der Krone (5 2 u. 5-7) Dist. 0-6" Pos-W. 93H. 

Beide Sterne erschienen vollkommen rund und durch einen feinen Zwischen- 
raum deutlich getrennt. 

(a = 20»»37'4-3P49') ^ des Hercules - 3 n Disfc. l^'S P08.-W. 97^ 

(a = 20" 53 H- 3*' 50) 
' edes Füllens (2*2787) .4 1 "-26 Pos.-W, 286« (5 7 u. 6 2 Gr.) 

1/, -C 10--8 , 76« (7-1 Gr.) 

Dieser iuteressante Stäche Stein bietet in einem 8 Zöller einen pracht- 
vollen Anblick. 

Meinem Wunsche gemäss wurden femer « u. 5 der Leyer ein- 
gestellt, da ich diese Gelegenheit benutzen wollte, die zwischen beiden 
Doppelstemen in guten Teleskopen sichtbaren lichtsehwachen Sternchen 
zu sehen. 

Der Refraktor zeigte zwischen beiden Stemgruppen deutlich drei 
Stemchm, einen vierten Stern sah ich gelegentlieh aufglimmen. 
Es wurden ferner noch beobachtet: 

Der Sternhaufen im Hercules; derselbe erschien TollstSndig auf- 
gelöst, ein prachtvoller, überwältigender Anblick. 

Der Ringnebei der J^eyer. Zum ersten Mal sah ich, dass dersellie 
von einem schwachen Stern begleitet wird. (Im umkehrenden Fernrohr 
südlich folgend.) 

Der Dumbellnebel des Fuchses. Deutlieh konnte ich eükennen, 
wie die Nebeknassen mit einzelnen schwachen Sternchen gleichsam &ber- 
säet sind. 

Der Andromedanebel. Es mag nicht ohne Interesse sein, hier /u 
erwähnen, dass Dr. Terby und ich (am ;J0. Septbr.) von dem neuerdings 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 269 — 



entdeckten Stern keine Spur sahen. Der im verflosseneu Jahre erschienene 
Siem war Terschwtindmi; der Kern des Nebels hell leuchtend. 

Leider gestattete mir die voj^erllckte Zeit nicht, länger zu verweilen. 
Ich schied mit der Überzeugung, dass ein so trefl'liches Instrument in der 
Hand des Herrn Dr. Terby, eines fleissigen und geübten Beobachters, der 
beobachtenden Astronomie in Zukunft grosse Dienste leisten wird. 

Aachen, Oktober Ihbü. C. Faawels. 



Die totale Sonnenfinsternis Yom 29. Angnst 1886.*) 

Zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis am 29. August hatte 
sich eine aus englischen Forschem bestehende Expedition, wacher sieh 
Herr Tacchini aus Rom angeschlossen hatte, nach den kleinen Antillen 

begeben und auf Grenada wie auf benachbarten Inseln vier verschiedene 
Punkt»" l)esct/t. Nachdeui bereits Telegramme Ober f^ünstige Ertolge dieser 
Expedition kurz berichtet, hat jüngst der Korrespondent der »Times" diesem 
Blatte einen ausfAhrlieheren Bmcht erstattet, dem wir, nach einem Ab- 
drucke desselben in der .Natnre*^, das Nachstdiende entoehmen. 

Herr Tacchini hat sich eingehend mit der Beobachtung der Protube- 
ranzen besehiirtii^t, die er wälirend der Finsternis mit dem sechszölligen 
Ferniolir und nach derselben in o^ew (ihnlii her Weise mit dem Spektroskop 
beobachtet hat Er fand, dass die Protuberanzen, die er unter diesen beiden 
Umstanden und mittelst so Terschiedener Methoden gesehen, nicht dieselben 
giJwesen. Es fiel ihm auf, dass die währeud der. Finsternis gesehenen 
Protuberanzen denselben Charakter hatten, wie die sogenannten , weissen* 
Protuberauzen. die er 1883 während der Sonnenfinsfcrnis mit' der Karo- 
linen-Insel gesehen. Sie erschienen um so weisser und matter, je grösser 
ihr Abstand von der Photospliäre war. Diese Beobachtungen sind sehr 
sorgfältig von Herrn Tacchini und Herrn Lockyer geprüft worden, und 
das Resultat war, dass Beide diese neuen Erscheinungen einem Hinabsinken 
von relativ kühler Materie zuschreiben. Die \\'iclitigkeit dieses Resultates 
für die Öonnenlliroric kann kaum überschätzt werden. 

Herr Taccliini i.ind ferner, dass die Protnberanzen, welche während 
der Totalität und nach der gewöhn iiclien Methode gesehen wurden, eine 
sehr verschiedene Ausdelinung hatten, so dass letztere nur fÖr einen Teil 
der ganzen Erscheinung gehalten werden dürfen. Man fand z. B., dass 
die metalli ] «11 Protuberanzen, die man nach der Totalitat gesehen, nur 
die zentralen Teile derjenigen Protuberanzen waren, die man während der 
Totalität beol^arhtet hat, denn der nur während der Totalität siehtbare Teil 
bildete einen weissli(dien Mantel um ein stärker glühendes Zentrum. 

Eine andere wichtige Beobachtung war, dass das Aufblitzen heller 
Linien, das man während der Sonnenfinsternis beobachtet, und das Herr 
Voung der Anwesenheit einer diu inen Schicht zuschreibt, welche all' die 
Däm})fe enthalten soll, deren Absorption die Fraunhoferschen Linien gibt, 
mir herrührt von der starken Abnahme rlcr Intpnsität des von der Erd- 
atmosphäre reflektierten Lichtes, wodurch es möglich wurde, das Spektrum 

*) Nature 1886, Vol, XXXiV, p. 497, 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 270 — 



der höheren Regionen in dem Moment zu sehen, ^o die niedrigste Schieht 

der Korona durch den Mond verdeckt war. 

Die Hypothese den lierrn Lockyer, dass die unteren Teile der Sonuen- 
atmo^phäre au8 verschiedenen Öcliiciiten nnt wegen ihrer Temperaturunter- 
schiede verschiedenen Spektren bestehe, hat Herr Thurner einer Prüfung 
nntensogen und in gleicherweise bestätigt gefunden, wie dies bereits 1882 
der Fall gewesen, wo die Linien der veraehiedenen untersten Schichten der 
Sonnenhülle so auf einander folgten, wie es die Hypothese vorhergesagt. 

K:ipit;in l)ar^^'^n hatte die Aiif'L'nV"' übemominen zu prüfen, ob die 
Korona photographiscb wirksam i i l.r fertigte während des Fortschreitens 
der Verfinsterung eine Reihe von Sonnenphotographien uud prüfte dauu, 
ob die Bilder, welche nach Einigen Ton dem Leuchten nnserer Atmosphäre, 
nach Anderen von der Korona herrühren, würklich der Korona gleichen, 
die bei der Totalität auftritt. Kapitän Darwins üntersuchmig scheint 
darüber keinen Zweifel zu lassen, dass die Wirknn«? nur von dem At- 
mospbärenlicht herrührt, und dass die Korona nichts mit derselben zu 
thun hat. 

Über die Veiaache, neue photographiscfae Metiioden zur Beobachtung 
der Sonnenfinsternis anzuwenden, lassen sieh noch keine Angaben machen. 

Nach der alten Methode sind 20 Photographien der Korona und fünf 
Photot^rupliieii ih-r Photosj>häre und des unteren Ab5?ehnittes der Korona 
erhalten. Auch vom Sonnenspektrum wurden Photographien gewonnen. 
Aber bisher .sind diese Photographien noch nicht entwickelt, und erst später 
wild sich zeigen, was sie Positives lehren. 

Eine neue Methode zur Beobachtung der Sonnenscheibe und ihrer An- 
hange ist diesmal probiert worden, und zwar mit Erfolg. Zehn Minuten 
vor der Totnlitiit wird ein J^eobachter nn Dunkeln gehalten, und im Mo- 
ment der Totalitrit lässt man ihn durili eine kleine Öffnung blicken, wäh- 
rend eine dunkle Scheibe in etwa 40 Fuss Entfernung den Mond und die 
helleren unteren TeUe der Sonnenatmosphäre verdeckt. Des Auge ist dann 
sehr befähigt, schwache Strahlen, die sich Über den Band der Scheibe 
erstrecken, zu erkennen, und ihre Lage wie ihre Ausdehnung zu notieren. 
Man hat so auf Grenada Sonnenausstrahlungen erkannt, die weit über die 
Oren/en sieh erstrei kteii. die man j;ewöhnlich ?ieht. Der Wasserdunst und 
die beginnende Wolken irildung mögen der Grund gewe.sen sein, dass mau 
die von Herrn Newcomb 1878 beobachtete Ausdehnung der Sonnenhfllle 
am Äquator nicht gesehen. Auch auf Fantöme- Island und in Pri<My« 
Point sind gute Beobachtungen und Messungen gemacht worden. 

Professor Thorpe hat eine hinreichende Anzahl von Messnngen der 
Lichtintensität der Korona angestellt, so dass man nach ihrer Kednktiou 
wichtige Aufschlüsse über das Licht der Sonneaatnunsphäre erwarten darf. 

Der Berichterstatter hebt zum Schlüsse hervor, diiss seine Skizze der 
gewonnenen Resultate nur eine ganz allgemeine ist. Erst wenn die Be- 
obachtungen im Einzelnen publiziert nnd von den Sachverständigen dis- 
kutiert sein werden, wird man das wisseuschafbliche Fazit dieser Expedition 
ziehen können.'*'} 

*) Naiurw. Bimdschau p. 44. 



L>iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 271 — 



Drei Met^orbeobachtiuigeü. 

Bei der diesjahri<];pn Augustorsc lieimin^ wurde von mir ein sehr auf- 
fiillij^es Meteor beobachtet, welches mit zwcii andern, g'anz besondere Auf- 
schlüsse gebenden, in früheren Jalireu geseheueu, der Krwähiiuug wert ist. 

Die erste Beobachtung üetnd vor längeren Jahren in Trier zur Zeit 
des Augustschwazmes statt, Ich befand mich gegen Abend 10 Uhr in der 
Simerustrasse, deren Bichtong südwärts gegen die quer gelegene St. 
Gangolplis-Klrche ausjjeht. Eine niclit besonders »grosse orelbliehe Stern- 
schnuppe tiel senkrecht herab und traf diesseits der Firste aut das hohe 
äteile Kirchendach, ohne Glanz oder Farbe wesentlich zu ändern und ohne 
im Stnunengerfiusch Temehmbares GerSoseh zu Terursachen. Am An&chlag* 
punkt aber verschwand sie nicht, sondern rollte auf der stdlen Bchiefer- 
fläche, allmählich schwächer werdend, herab und blieb, noch dnige Sekunden 
leuchtend, in der Dachrinne lieji^en. Die Erscheinung war von vielen, in 
dem schönen Abend sicli ert;ehenden IJiii wohnern, gesehen und besprochen 
worden, al)er Niemanden tiel es ein, am andern Morgen in der allerdings 
schwer zugänglichen Dachrinne nachzusehen. Ich selbst konnte w^en des 
Schulbesuchs auch nicht hinaul^ prägte mir aber alle Einzelheiten der Er- 
scheinung tief ins Gedächtnis. 

Di*^ /weite Heobachtur^, in Iserlohn, fand im Jahre statt, 
wiederum /.ur Zeit (h's Augustschw armes. Es war um die Zeit \on Sonnen- 
untergang, die Däninierunsr aber noch nicht eingetreten, als ich ein helles 
Meteor von nicht auöailiger Grösse am klaren Himmel in etwa 40 Ghrad 
Erhebung erblickte. Es war mir nur ein kurzes Stück seines Weges sieht« 
bar gewesen und erlosch mitten im grr)ssten Glänze plötzlich, ohne eine 
sichtbare Spur zu hinterlassen. Da die Krschpinung bis hierlier nichts 
besonderes an sich hatte, als ilire Siehbarkeit am hellen, volkt'indig klaren 
Himmel, so hemmte ich nicht einmal meine Schritte imd ging ruhig weiter. 
Da aber, zwischen dem vierten und fünften Schritt, Temabm ich aus der 
Höhe ein zischendes Geräusch, ähnlich wie beim Abbrennen von Feuer- 
werkskörpem. Die Strasse war von niedem Gartenmauern eingefassfc, in 
der Nähe kein Mensch zu sehen, die ganze Umgebung feierlich still, so 
dass eine Täuschung über die Ursache des Geräusches aus*j;eschIossen ist. 
Aus der Zwischenzeit zwi.scheu Erlöschen und Hören von ca. zwei Sekunden 
ergibt sich (Schallgeschwindigkeit 342 m bei 15 Grad) die Entfernung des 
Meteors von mir 684 m direkt, 525 m horizontal und 440 m senkrecht 
über der Erde. 

Endlich die dritte Beobachtung fand wiederum in Trier am 15. Au- 
gust d. .T. statt, abends 7'^ , Uhr. Neben einem Baume hervorkommend, 
in südwe.stiicher iiichtun«^, erschien ein helles Meteor von fast Vollmond- 
grösse mit reinweissem Licht. Die Erhebung beti'ug beim Erlöschen nur 
ea. 14 Grad über dem Horizont, wie aus Messungen an Objekten der Um- 
gebung sofort festgestellt werden konnte. Einen Schweif konnte ich in 
unmittelbarer Nähe des Meteors auf dem mir nur sichtbaren Stück der 
Bahn von etwa drei Durchraesseni nicht erblicken. Dafnr })eobachtete 
ich deutlich, dass die Mas^ nach dem plötzlichen Erlöschen in i^'orm eines 



L^iy u^L-ü Ly Google 



I 

— 272 — 



grauen Raaches ihren Weg noch eine knnse Strecke fortsetzte! Diese Be- 
obaehtiiiig, die wohl neu sein dürfte, beweist, daas das Meteor bis nahe 

zur Oberfläche gelautet ist. T)«r Übergani? ans dem weissen Licht in die 
graue, ein kurzes Stück sichtbar»' Wolke crsclii» >n genau so, wie man ihn 
beim Verbrennen von Magnesiumpulver sehen kann. 

Das Meteor ist mehnach graben wordm, unter wdem Ton sehr za> 
yerlSssigen Person«) in einer andern Strasse der Stadt, leider auch zu kurz, 
um eine Ortsbestimmnng zu fim^lichen. Weitere in der Umgegend an> 
gestellte Xiichforscbimf^en liaben ergeben, dass Knaben bei Heiligkreuz, 
nur 1' . km vom Staiidjiunkte des Beobachters, glaubten, das Meteor sei 
in unmittelbarer Niihe niedergegangen und habe sich beim Verlöschen 
«blumenstraussartig* ausgebreitet. Von Gerfinsch wird nichts berichtete 
Aber die obige Beobachtung nachschiessender Massen wird nidit nur be- 
stätigt, sondern offenbar aus grösserer Nahe am Schanplatsse des Nieder- 
ganges Oberaus sprechend geschildert 

Trier, September 18Ö6. Dr. Meydenbaner. 

Die Spanuthsche Hypotliese über die Entstehung der 

Mondgebilde. 

Man hat sich bisher vielfach Mühe gejxehen. die Ringgebirge aut dem 
Moude zu erklären, die Ursache zu ergründen, warum alle diese Bildungen 
stets Kreisform besitzen. Zwei hervorragende Hypothesen sind es, nach 
welchen Erklärungen gegeben werden. Nasmyth nnd Carpenter treten ent- 
schieden tür die Vnlkantlieorie ein, Meydenliauer und die ({ebrüder Thiersch 
haben zu beweisen ^'•esucht, dass die Mondgebirge wahrselieiiilicli dureh 
de)i Fall kocniigclif-r KTirper entstanden sind. Nun bietet Herr Öpanuth 
neuerdings eine weitere Hypothese, die nach seiner Meinung die Physiog- 
nomie unseres Trabanten genügend erklärt. Mit dieser letzten und neuesten 
Theorie sich zn befassen, ist unsere Aufgabe. 

Der Herr Verfasser des .Artikels , Hypothese über die Entstehung der 
Mondgebilde " in Heft 4 des , Sirius* glaubt die Ursa<'he für die Bildung 
der Gebirge als Kingwfillp in drehenden, wirbelnden Strömungen der einst 
tVnri flüssigen Mondoberfliiclie zu finden und hält dafür, dass Schlacken, von 
iluu als Schollen bezeichnet, das Material zur Bildung der Wälle gegeben 
hatten. Er setzt also eine Bewegung voraus, deren Analogie er in der 
Bewegung des Eises in Flüssen tind< t. Bewegung, Strömung muss in der 
flüssigen Mondniasse gewe.sen sein, damit die Tem})eraturunterschiede der- 
selV»cn am A(|u:it(>r und an den Prdon ausgegbeben wurden. Mu.sste diese 
aber drelitinle Bewegung gewesen sein? Ich niüchte dafür halten, dass 
solches giii nicht eintreten konnte; sondern die heissen und weniger heissea 
Ströme Tom Äquator und den Polen dürften eher eine Richtung nach 
Norden und Süden gehabt haben, ähnlich wie unsere W inde, die von und 
zu dem Äquator wehen ™ natürlich mit entsprechender Ablenkung. Es 
mögen wnb! Wirbel vorgekonmien sein, aber diese so liiiutig, ja regehnnssig 
auftreten /u las^- n. dass damit die Entstehung von Schlut kenrmgwälien 
erklärt werden kiuuite, halte itdi für zu weit gehend. 



— 278 — 



Mit der Widerlegung der Möglichkeit solcher häufigen Wirbel wäre 
eigentlich schon die ganze neue Theorie Uber den Haufen geworfen. Den- 
noch wollen wir sehen, wie sich Herr Spanuth die EntwidkeHmg der frag- 
lichen Gebilde weiter gedacht hat. Abgesehen davon; dass er annimmt, 

mit begchlpiiTiiü-tem Temperaturfall seien anch die SchollenVr'inze schneller 
rotiert — ob sie sich dabei infolge der Zentrifnj^alkraft zu grüssenn Um- 
fange erweiterten, sagt er nicht — lässt er sie alle den Polen zuwandern, 
den stilleren und kälteren G^enden; dabei dient immer das Bild yon dem 
Treibeke als Beispiel, das allerdings im Norden und Süden gerade so gut 
im Wasser schwimmt, als es am Äquator der Fall sein würde, wenn dort 
Eis wärt' Aber ich möchte daran erinnern, zu bedenken, dass die flüssige 
Moiidniasse nicht überall gleiehflüssig gewesen seir wird. Wenn sich in 
den Aqiuitorialzonen Schlackeugebirge bilden kouaten, so war die Tempe- 
ratur gewiss nicht mehr die liöchste; an den Folen sank dieselbe jedenfalls 
noch bedeutend tiefer, und deshalb kann aiuh die Maase nur noch balb- 
flüssig, zähe gewesen sein; dann aber ist eine Bew^ung ungeheurer 
Schollenkränze, wie sie doch angenommen werden, bis in die Polargegenden 
undenkbar. Da aber nichtsdestoweniger die Nord- und besonders die Süd- 
hemisphäre des Mondes mit Xiinggebirgen übersäet ist, so ist hiermit 
wiederum ein Beweis geliefert, dass die „SchoUeniheorie'' verfehlt sein dürfte. 

In der Abhandlung will jedoch bewiesen werden, dass die Erstlinge 
der Schollenkränze vollkommen gebildet waren , während die am Äquator 
verbliebenen, also let/t^n Erzeugnisse, mehr der Zerstörnng ausgesetzt 
waren, 2:nnial da sie, ^uimehin nicht regelmässig" formiert gewesen seien. 
Auch diese letzte Voraussetzung wird nicht näher begründet; es wird jedoch 
zum Beweise des Behaupteten auf den Mond selbst verwiesent der im Sfiden 
die regelmässigen und in der Aquatorialzone die unr^elmSssigen Gebilde 
haben soll. Nun aber ergeht die Frage an jed«i, der nur einmal einen 
Blick auf unsem Trabanten geworfen hat: Wo sind nnr- gelmassigere For- 
men, wo zeigen sich häutigere Ineinander- imd Überemanderschiebungen, 
Halbbildungen, als gerade auf der südlichen Hemisphäre I Und dem gegen- 
über: Welches Binggebirge ist schöner, regelmässiger und symmetiischer 
gebildet als Gopemäus,^ die Krater um den Hyginus, der Theophilus etc.^ 
die doch alle um den Acjuator herum liegen! Gerade «He Beweisführung, 
die der Hypothese nüt/.litli sein soll, beweist, dass die Theorie hinfällig 
ist. Wenn die Behauptungen auf den Bildungsgang der Erde übertragen 
werden, so haftet ihnen natürlicli derselbe Fehler an, wie bei Erklärung 
der Vorgänge auf dem Monde. 

Das Eigentümlichste an der ganzen Theorie und zugleich das Über- 
raschendste ist die I^rklärung der Zentralberge: „Die vorkommenden Zentral- 
berfje lassen sich dadurch entstanden denken, dass von zu hfuh fjetürmten 
Kraiizniassen Teile ins Innere der Kränze hinalirollteii und sich da an- 
häutien.'^ Kurz, fürwahrl Aber auch gut? „Die vorkommenden Zentral- 
berge ^ heisst es, als ob solche nur etwa hie und da vorkamen und nicht 
häufig genug vertreten wären 1 Und Massen, die, ihren Halt verlierend, 
den Wall herunterrollten — -rutschten, wäre vielleicht besser ausgedrückt 
— sollten sieli zn eiiiem Berge, zn mehreren Bensen mit mehreren Gipfeln 
aufgetürmt haben! Sollte der Herr Verfasser nicht an Copernikua, Tycho 

Siiias 1886. Heft 12. 3g 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 274 — 



oder ii^end ein beliebiges andere Gebirge gedachi haben? SoUiie er von 
dem Zentralberg des Petavins geh&rt haben, dass die Sonne soweüen 
-zwischen den lose aufeinandersttasenden Felsen dvurcbscheinea kann? — Aber, 

um dennoch auf die Sache einzugehen, musste niclit bei einem solchen 
Rutsch, wie schon oft auf der Erde bei Bergrutschen zu beobachten war, 
die Ebene innerhalb des Walles verschüttet, wenigstens mit iScliutttrümmem 
bedeckt werden? Konnten überhaupt grössere Massen — zu Hügeln selbst 
— anfgetüimt werden? Nach meinem Dafürhalten mnssten sieh Trümmor 
am Band innerhalb des Walles anhäufen und nach der Mitte zu vielleicht 
\inter einem Winkel von 40^ verflaclieii. Bei Copernikus ist 7.. K eine 
Erklärung nach der neuen Theorie eine Unmöglichkeit: denn sein Wall 
fallt nach innen wie nach aussen in regelmässigen Terrassen ab, was einen 
Rutsch zur Bildung des Zentrulgcbirges aossdiHesst. Übrigens sind die 
meist glatten, ebenen Wallflachen oder nm den Zentralberg li^enden 
Flächwringe, sowie die sehr häufig ohne Zentralberg sichtbaren, steil nach 
innen abfallenden Wando der Wälle redende Zungen, tUr die Unmöglichkeit 
derarti<^er Hntsteliungsweise. 

Ein in-, Über- und Aufeuianderschieben der ,Öcholienkränze* au- 
snnehmen, wie man doch müsste, wenn die Theorie aufrecht erhalten wer- 
den sollte, ist aber einfach unzulässig, da aber derartige Bildungen vor-V 
konmien, können sie eben nicht nach obiger Hypothese erklärt werden; 
rotierende Wälle niüssten beim Zusammen stoss zerschellt oder doeli in 
einer Weifte deformiert worden sein, dass die Kreisform schwerlich zu er- 
Ivenuen wäre. 

Es «wundert mich, dass in der Abhandlung die Meydenbauerschen Ver- 
suche als nicht «allzuglfiddiehe* beseicbnet werden. Gerade sie dtlrften 
glückliche sein, trotz der gegenteiligen Meinung des Herrn Verfassers« 

Müssen denn die kosmischen Massen von so geringer Dichte gewesen sein? 
Sind es vielleicht nnsere beute fallenden Meteorite? In der . Pliysiotrnoraie 
des Mondes" von den Gebrüdern Thiersch ist die angc!J:ritleiie Theorie so 
YoUständig ausgebaut^ begründet und der Wirklichkeit aiigepush>t, dass jeder 
objektive Beobachter die Möglichkeit, ja Wahrscheinlichkeit des darin Be- 
haupteten anerkennen wird. 

Es kann für eine Wissenschaft nur von Vorteil sein, weim neue An- 
sichten ]nitt!;eteiit. L)ingp von nenon Gesichtsponkten uns l»etraebtct werden; 
dann aber uiusä diis der Öitentlichkeit Mitgeteilte auch das W erk reiliicher 
Überlegung, fleissiger Ausarbeitung bis ins kleinste Detail sein. Die neue 
Hypothese macht durchaus nicht den Emdruck einer solchen tief durch- 
dachten Arbeit und dürfte daher vor der Hand wertlos sein, zumal 
da sie auf äusserst problematischen und willkürlichen Voraussetzungen auf- . 
gebaut ist. Pli. Fauth. 



Die neue Glasschmelzerei für optische Zweclve in Jena. 

Die l']ry.eugung optisch fehlerfreien Glases zur Herstellung von Re- 
fraktoren, ist, nach vielen und kostspieligen Heniühungen, zwsir ge<rfnw;irtii^ 
zu einer grössern Vollkommenheit gebracht worden, allein vom Standpunkte 



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— 275 — 



der theoretischen Anforderungen bleibt nt)ch vieles zu wünschen übrig. 
Besonders wenn ee aieh um sehr grosse ObjekÜTe handelt, sind die jetzt 
eisengten Glasarten noch sehr wmk davon entfernt, berechtigten Anforde- 
rungen zu genügen. So kommen z. B. in dem Grubbschen 27 zölligen Re- 
fraktor flcr \\^ierier Sternwarte relative FokusdifFerenzen von 34 mm im 
sichtbaren Teile dps Spektrums vor und wenn trotzdem die Leistungen 
eines so grossen Instrumentes befriedigen, so liegt der Hauptgrund au der 
durch Erfahrung gewonnenen Oesehicklichkeit des Optikus. Von yer- 
echiedenen Seiten ist das Problem der Herstellung optisch besseren Glases 
wiederholt angegriffen worden, besonders aber ist vid. dairttber geschrieben 
Avorden und ninticht'r hat gelehrt klingende Worte zusammengestellt und 
mit wichtig tiiuenurr Miene Vorschläge gemacht, der von den wirklichen 
Schwierigkeiten der praktischen Herstellung offenbar keine Ahnung besitzt. 

WShrend solche nnfrnchtbare Diskussionen sich in der Öffentlichkeit breit 
machten, arbeiteten ganz im Stillen mehrere Männer daran, wirkliche 
Leistungen zu eiräelen und besonders die deutsehen Optiker in ihren Roh- 
glasbezügen vom Anslande uuabhän'j^iirf zu machen. Dank dieser Be- 
mühungen ist geilen wärt ii; mit Unter8tützuug der K^l. Preussischen Stuats- 
regierung eine Glasschmelzerei für optische (und audere wissenschaitliche) 
Zwecke in Jena entstanden, deren Leistungen die hdchste Anerkennung 
verdienen. Aus der uns zur Verfügung gestellten bezüglichen Schrift soll 
hitfr über die Genesis des Unternehmens das Erforderliche mil^eteilt wer- 
den. Es heis.st dort: 

,Das industrielle Unternehmen, welches hiermit zuerst in die Öffentlich- 
keit tritt, ist hervorgegangen aus einer wisseuschaltiichen Untersuchung 
Uber die Abhängigkeit der optischen Eigenschaften der amorph erstarrenden 
Schmelzverbindungen von ihror chemischen ZusammensetKung, welche seitens 
der Herren Dr. AbV)f und Dr. Schott in der Absicht unternommen wurde, 
die chemisch-physikalischen Grnndlan;i n der Darstellung optischen (ilasäes 
ans Licht zu bringen. Diese Arbeit wurde im Januar 1881 bepfonnen und 
auf Grund eines verabredeten Planes in der Art gemeinsam betrieben, 
dass Dr. Schott in seiner damaligen Heimat, Witten i./W., die betreffen- 
den Vorsuehs-Schmelzungen ausfbhrie, während die optische Untersuchung 
der erhaltenen Schmelzproben mittelst spektrometrischer Messung in 
Jena dnrch Prof. Abbe, bezüglich dessen Assistenten Uenm Dr. Biedel be- 
wirkt wurde. 

Die Sclunelzimgen wurden in diesem Stadium in ganz kleinem Mass- 
atab (nicht mehr als 20 bis 60 Gramm Masse) uu.sgefül^ und waren allein 
auf das Ziel gerichtet, mdgUchst alle chemischen Elemente, welche in 
irgend einer Form in amorphe Schmelzrerbindungen eintreten können, hin- 
sichtlich Iii res l aiidus^es ant ßrechungsvermögen und Dispersion dieser Ver- 
bindungen (jfenau zu studieren. 

Auf diesem Wege hatten sich bis gegen Schluss jenes Jahres hin eine 
Beihe tou Thatsachen in Betreff der spezifischen optischen Wirkung ge- 
wisser Stoffe ergeben, welche Aussicht erdffheten auf Glasarten von neuen, 
für manche Anwendungen vorteilhafteren optischen Eigenschaften, als das 
gebräuchliche Trown- und Flintglas darbietet. 

Um diese Ergebnisse lUr die praktische Optik so weit als möglich 

36» 



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— 276 — 



nutzbar zu macHen, wurde die Fortsetzung der Arbeit beechloesen , und 

zwar mit dem neuen Programm: nuf die gewonnenen chemisch-optischen 
• Grundlagen hin planiuässi^ Olasflüsse zu kombinieren, welche in den 
optischen Eigeuachaften den verschiedenen De^sideraten der Optik thunlichst 
genügen und dabei nach ihrer sonstigen physikaHscben Beschaffenheit — 
USrfce, UnTerSnderlichkeit, Farblosigkeit — eine regelmassige Verwendung^ 
in 1 r Praxis zulassen möchten. Zu diesem Behufe Terlegte Dr. Schott im 
Frühjahr 1882 seinen AVohnsitz nach Jena, wo nun ein hesonrleres T^abora- 
torium mit allen für öchmelzarbeit« n erforderlichen Hilfsmitteln in einem 
tür den Zweck eigens gemieteten Gebäude eingerichtet wurde. Mit Hilfe 
von Gas-^bmelKdfen imd durch Motor betriebenem GeblSse konnten hier 
Schmelzversnche in dem erforderlichen grosseren Massstab — bis zu Quanti* 
taten von ca. 10 Kilo — ausgeführt werden. 

Unter ]\Iitwirkung eines jüngeren rbemikers für die analytisch -clu^- 
mischen Untersuchungen, welche mit den synthetischen Arbeiten lluini in 
Üand gehen mussteu, und eines stäudigen Arbeitsgehilfen wurden die Ver- 
suche in diesem Laboratorium bis gegen Ende des Jahres 1883 fortgeführt 
und dabei hauptsächlich zwei sdbtrl^ndige Aufgaben verfolgt, welche durch 
die Bedürfnisse der praktischen Optik als Direktiven für die Arb^t von 
selbst an die Hand <i;e^fben waren. 

Die er.ste Aulgabe lu trat flie l)ar.vt«'lhni<f voti Crown- und Flintgias- 
Paareu mit möglichst proportional gehender Dispersion in den ver- 
schiedene AbsehiDitten des Spektrums — zum Zwecke der Erm^Uchimg 
eines vollkommneren Grades der Achromasie, als das bisher benutzte 
optische Glas zu erreichen gestattet, also zur Beseitigung oder Vermin- 
derung der starken sekundären Farbenabweichunjr. w«d( lie di^ Silicat- 
Gläser, wegen des disprojiKitirtnalcn Ganges der Farlienzerstrenung im 
(■rown und im Fiint, bei allen achromatischen Kombinationen bekanntlick 
übrig lassen. 

Die zweite Aufgabe, der nicht mindere Wichtigkeit beigelegt wurde« 
obwohl der Gegenstand derselben bisher kaum als ein Bedürhüs der Optik 

in wi^iteren Kreisen zum Bewusü^tsrin nrekommen ist, bt'/o<:r sich auf die 
Erzielung einer ijjrüsseren Man ni^l'al ti ^'"keit m der Ab.'^tntnniLC der beiden 
hauptsächlichsten Konstanten, des Brechuugsexponenten und der mittleren 
Dispersion, beim optischen Glase. 

Die bis dabin allein in Anwendung gebrachten Silikat-Glaser zeigen^ 
der Einförmigkeit ihrer chemischen Konstitution entsprechend, das Bild 
einer einfachen Reihe, in welcher, vom leichtesten <^rown bis zum schwersten 
Fünf fortsjchreitend, die Dispersion immer zti nimmt in dem M;isse nls der 
Brechungsexponeil t zunimmt — bis auf ganz geringe, praktisch last gleich- 
gültige Abweichungen. 

Die theoretische Bearbeitung dioptrischer Aufgaben stellt aber ausser 
Zweifel, dass die Ausitihrung solcher Konstruktionen, bei welchen vielerlei 
Bedingungen gleichzeitig zu erfüllen sind, eine wesentliche Erleichter\i!\»^ 
erfahren würde, wenn dem 0]>tiker rjlasarten zur Auswahl ständen, in. 
welchen die Dispersicm bei gleichem Brechungsindex oder der Breihuiigs- 
index bei gleichbleibender Di.spersion einer erheblichen Abstufung fähig ist. 
In ROcksidht hierauf mnsste es also als ein Fortschritt erscheinen — wenn 



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— 277 — 



auch die Verwirklichung desselben in der Praxis erst allmählich zu erwarten 
steht, weil hierzu eine wesentliche Weiterbildung der theoretischen und 

rechnerischen Unterlagen fQr die Ausführung der Konstrukticmen nnent- 
. ■ behrlich sein wird — duHs die pliuirnässige Verwendung einer j^öaseren 
Zahl von chemischen Elementen zur Darstellung von Olasflüsseu die Mög- 
lichkeit l)ietet, Abstufungen der erwähnten Art herbeizuführen, also die 
MamiigiiilUgkeit der verfügbaren Glasarten, welche bisher wesentlich linearen 
Charakters war, wenigstens an einigen Stellen nach zwei Dimensionen 
auszudehnen. 

Indem die Herren Dr. Abbe und Dr. Schott sich vorbehalten, die 
wissenschaitlichen Ergebnisse dieser Arbeiten, welche die chemisch-optisclien 
Grimdlagen für die Darstellung der verschiedenen Glasurten enthalten, 
demnächst im Zusammenhang zu veröfieutlicheu, sei hier nur bemerkt, dass 
diese Ergebnisse im wesentUchen bis znm Herbst des Jahres 1888 fest- 
gestellt waren, und dass die ganze Untersuchung als eine wissenschaftliehe 
Vorarbeit für die rationelle Darstellung des optischen Glases auch damals 
schon 7.nm Abschluss würde gebracht worden sein, wenn nicht um diese 
Zeit seitens mehrerer hervorragender Gelehrten die Anregung geworden 
wäre, die Einführung der erlangten Resultat« in die Praxis alsbald selbst 
in die Hand zu nehmen und in unmittelbarem Anschluss an die Toran- 
gehende Laboratoriumsarbeit die fabrikationsmSssige Herstellung optisdien 
(j^lases zu versuchen. 

Infolge dessen wurde in Genieinsehaft mit den Herren Dr. Carl Zeiss 
und Dr. Rod. Zeiss in Jena — welche diese Arbeiten schon von Beginn 
an auf das wirksauiste unterstützt hatten — die Errichtung einer Glas- 
schmelzerei mit aUen Einrichtungen zu fabrikationsmSssigem Betrieb in 
Jena unternommen, um in dieser, nac hdem sie im Herbst des Jahres 1884 
betriebstahig hergestellt war, die Produktion des optischen Glases — und 
zwar sowohl der bisher gebräuchlichen Olasarten wie der neu dargestellten 
Kombination — im grossen vor/.ubereiten. 

Die Durchführung der ertorderlicheu sehr kostspieligen Versuche im 
fabrikatorischen Massstab wurde aber ermöglicht durch eine wiederholte 
sehr namhafte Subvention aus Mitteln des pireussischen Staates. 

Nach Überwindung grosser und zahlreicher Schwierigkeiten, wie sie 
imtnrgemäss den Zutritt zu einem Gebiet der Technik hemmen müssen, auf 
welchem eineiTi neuen Unternehmen die Erfahrungen der Vorgänger völlig 
verschlossen bleiben und alles aus eigenen Krät"ten erlernt werden muss, 
ist diese in Jena errichtete Produktions-Stätte ftir optisches Glas nunmehr 
durch einen längeren internen Betrieb genügend gekräftigt, und hat auch 
schon ihre technische Leistungsfähigkeit seit nahezu einem Jahre im Ver- 
kehr mit den meisten optisdien Werkstätten Deutschlands hinreichend er- 
probt, um jetzt in die öffentliche Konkurrenz eintreten zu können. 

Die Jenaenser Glasscbmelzerei bietet zum ersten Male den Optikern 
Glasarten« welche bei annähernd gleicher relatiTer Dispersion überhaupt 
beträchtliche Unterschiede in den Verhältnissen der partiellen Dispersion 
zeigen und solche, welche annähernd proportionale Dispersion bei beträcht- 
li< lier \'ersc]nedenheit der mittleren relativen Dispersion ge- 
^vähren, die also achromatische Objektive ohne sekundäres Spektrum (d.h. 



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^ 278 — 



genaue Yereinigiiug von drei Tenchiedenen Farben des Spektrums) ermog»- 
üchen. Allerdings bleibt auch dann noch eine kleine Abweichung des 

Blau übrig, wenn das Kot mit zwei mittleren Farben zusammentrifft oder 
des Rot, wenn Blau mit den mittleren Farben übereinstimmt, das tius dieser 
Abweicbiin^ entspringende tertiäre Spektrum iat Jedoch praktisch gering 
gegenüber dem sekundären Spektrum. 



Ungedruckte wissenschaftliehe Korrespondenz zwischen Johann 
Kepler und Herwart Ton Hohenburg 1599. 

Unter diesm Titel hat Herr G. Ansehüts eine interessante Sehiift 
veröffentlicht, die sowohl an und fttr sich wie auch als Etg&axang der Frisch- 

sehen Ausgaben von Keplers sämtlichen Werken wichtig ist. Über den 
Inhalt ilieser Schrift hat Herr Anschütz in der Kliv^sensiizniif]^ der Kgl. 
bc'ihniischen Gesellschaft der Wisson^ichiittcn sich eingehend verbreitet und 
entnehmen wir diesem Vortrage das Nacbtoigende: 

Der Herausgeber der ,Opp. Omnia Kepler!*, der k. wfiittembeigische 
Oberstudienrath Chr. t. Frisch (f 39. März 1881), spzieht an ▼«whiedenen 
Stellen die V^ermutunj^ aus, Kepler müsse im A^xz, Mai und Juli 1599 
Hrif't'e an den bayrischen Kan/lrr TTcrwart vott HnhfiibnrcT c^oschrielK'n 
haben. Seine Beniühuiifrf". »liest- Brieie aulzutiuden, waren jedoch erfolglos, 
so dass er sie als verloren bezeichnete. 

Als ich nun den Cod. lat. 1607 der Afünchner k. Staatsbibliothek 
durchsah, fand ich drei umfangreiche Originalbriefe Keplers an Herwart 
Tom Jahre 1599. Eim' weitere Untersuchung zeigte zweifellos, dass gerade 
diese?« di»» gesuchton Briefe seien. 

Der erste derselben, datiert vom 9. und 10. April stellt .sich in seiner 
ersten Zeile schon als Antwort auf llerwarts Brief vom 10. März dar. Der 
zweite, datiert: Graz, den 30. Mai, ist die Antwort auf Ana Schreiben Her- 
wärts vom 16. Mai. Der dritte endlich, vom 6. August, ist ebenfalls nach 
Einleitung und Inhalt die Erwiderung auf Herwärts Brief vom 20. Juli 
An diesen sdiliesst sich dann unmitelbar der kurze Brief Herwärts vom 
29. Au^Uiit an. 

Diese grosse Lücke im Briet Wechsel Keplers ist somit ganz ausgeiiillt, 
und die Yermutungen Frisch s bestätigen sich in bezi^ auf die Zeit der 
Abfossung der drei Briefe. Es erübrigt noch Frisch Tor dem Yorwuife 

der Ungenauigkeit z« schützen. Der handschriftliche, noch vorhandene 
Zettelkatah)g der Manuskripte in München, welchen Frisch benützte, weil 
der r^odruckte Katalog erst nach Reiner Bearbeitung dieses Zeitahsehnittes 
er.sihien, enthält eine Lücke, indeui der cod. lat, 1607 aus Versehen bei 
^Kepler* nicht erwähnt ist, wohl aber cod. lat. 1G08, den auch Frisch 
benützte. 

Die mir zur vollständigen Erlantening der Briefe noch fehlenden drei 
Schreiben Herwärts vom 10, März, IG. Mai und 20. Juli 1599, welche 
sich im 9. Bande der in Pnlkowa auf bewalirten Manuskripte Keplers be- 
hndeu, und von denen Frisch nur wenige Stellen mitteilt, holte ich durch 



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die Güte des Herm Geheimrats und Direktors der dortigeo Stemwartet 
Otto von Struve, zu erhalteni 

Die Briefe sind viel reichhaltiger, als Frisch vermutet zu haben scheint» 
uud durften zu den längsten ziihlen, welche wir von Kepler besitzen. 

Icli erwähne zuerst die chronologischen Fragen. Herwärts Brietwecbsel 
mit Kepler begann überhaupt damit, daas Herwart ihm 1597 durch P. 
Christoph Grien berger S. J., Professor der Mathematik ia Graz (Opp. 0. 1, 
60.; cf. IV^, 73.)f eine Frage über Lucanns (Pharsalial, 639 ssq.) vorlegen 
Hess. Kepler wurde bald in einen so lebhaften Briefwechsel über solche 
Gegenstände verwickelt, dass er vergehlicht; Anstrengun«]fen machte, sich 
loszuwinden (O. 0. iV, 80; 84,), und am 2y. August an Maestlin schrieb 
(O. 0, IV, 72.): ,est Monachii .... Herwartus, qui solet hujusmodi stu- 
diose quaerere, qui profecto immambus me laboribus »cmciaret, ad ea 
oinnia perfioieuda adigens, quae Grusius monuisset* Aber alles half nichts. 
Die oben erwälinte FrRfife kommt noch im zweiten der neuen Briefe vor: 
und ein indessen neu hinzugekommenes Thema: „de die natali Octaviani* 
gibt Kepler Gelegenheit, seine Kenntnisse in den Klassikern, in denen er 
eine bedeutende ^lesenheit zeigt, sowie seine Kenntnis des Altertoms zu 
▼erwertra. Auch die Astrologie wird sn Hilfe genommen, um aus den 
betreffenden Stellen der Klassiker und den Berechnungen der „Nativitat* 
Tag und Stunde der Ge1)nrt zu 1)estimnien. Vielleicht gab diese er- 
zwungene Beachättigung die Veranlassung zu Keplers chronologischeiL 
Schritten ab. 

Ich Ta^asse dieses Thema, um zn Wichtigerem zu eÜBiL 

Die Frage «de declinatione magnetis* ward zuerst von Herwart am 

10. Müj-z 1598 angeregt. Ausser Keplers Antwort hierauf findet sich in 
den bisher bekannten Quellen nnr weniges für 1590. Ich kann dagegen 
festtitellen, dass Ke])]er in diesem Jahre in hervorragender Weise dafür 
interessiert war. Hervorgerufen wurde dieses Interesse durch die 1598 
erschienene .Historia navigationis in Arctum* von Gerard Tan Teer. Kepler 
erwShnt dieselbe schon im ersten P S. des ersten Briefes, indem er zu- 
gleich Angaben über die magnetische Deklination in Portugal sich von 
Herwart erbittet, welcher Bittt- dirser (»nt-j^raeli. Schon hier spricht Kejder 
die Hypothese ans: ,l)ie Magnetnadel zeige auf jenen Punkt der Krde, 
welcher bei Erschaitung der Erde ihr Pol war*; und später auch: „die 
magnetische Kraft sei derselben Art (ex eorura geuere), wie die Schwer- 
kraft.* Die Beobachtungen, welche in dem erwähnten Büdhlein mthalten 
sind, geben ihm durch die folgenden Briefe (II und Hl) reichlich Gelegen- 
heit, diese Frage eingehend zu studieren, und er gesteht im zweiten Briefe: 
„totus in hac materia versor, si forte certi quid constitni possit."" Kepler 
setzte diese Studien noch einige Zeit fort; aber ihr geringer Erfolg erhellt 
aus einer Note zu seinem: „Somnium astronomicum", wo er an der Mög- 
lichkeit Terzweifelt, den magnetischen Nordpol zu bestimmen. 

Dasselbe Büchlein gab auch Anhiss zur Erörterung der Frage »de 
parallaxi physica" (von der Strahlenbrechung). Herwart hatte darüber an 
verschiedene Astronomen 'geschrieben. Kepler verficht .''eine Ansicht, welche 
viel Richtiges enthiiit, zeigt aber dabei noch etwas aitertünüiche Ansichten 
über die Atmosphäre. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



Ich komme nun zu den astronomischen Erörterungen. 

Im „Prognosticon* für 1599 hatte Kepler im Anhang sehr kühn eine 
^Undliche Verbessemiig der Berechnung der Finsternisse in Anssirlit ge- 
stellt, ja behauptet, er habe schon ein ^besonder Traktätl" gest hi leben. 
An Maestlin schreibt er jedoch: , magna sum usus immodestia, si prodeat 
hoc prognosticum in Germaniam. Audacfcer poUiceor, ocitendere me pOGse 
tractatum integrum de ea (de echpsi 0 anni 1597 sc); qualis vero trae- 
tatusr* Nullus adhuc, si verum fatear,'* Es mag ihm daher etwas un- 
angenehm fjeweseti s^in, als sich Herwart schon am 2. Jan. 1590 an ihn 
um nähere Erklärungen wandte. In Hern sich entspinnenden Briefwechsel 
nimmt der erste der neuen Briefe die zweite Stelle ein. Auch dieser ent- 
fafilt noch Entsdraldigungen: Itaque de mea temeritate, jaefcandi in publicum, 
quae priTatim yIx bene flommavi, malim me tibi excusare, juvenilem ar- 
dorem incusans, quam rationem reddere/ Indessen hatte Kepler einen 
Kückzn^ auf Tycho Brahe gefunden, den er auch antrat. Daher fflp^te er 
als P. S. einen Auszug aus einem fhdefe Tychos an Maestlin bei, den er 
mit Noten begleitet. Indem er dann mi übrigen ziemUch glücklich auf 
die von Herwart namhaft gemachten Schwierigkeiten antwortet, und Midlich 
die Sache sehr geschickt auf mehr allgemeine Erörterungen ablenkt, 
zieht er sich ans der Verlegenheit Einige andere Terwandte Themate 
tibeigehe ich. 

Bei allen Lobsprücheu. weiche Kejder Tvcho Brahe reichlichst spendet, 
kann er doch nicht umhin, au verschiedenen Stellen auf die geringere 
Wahrscheinlichkeit der Hypothesen Tjchos hinzuweisen. Er bekennt sich 
auch offen als begeisterten Anhänger des Kopemikus. 

Veranlassung zu diesen Erklanmi:- n bot das Buch des Reimarus 
Ursus: „de hYpothesibus", über welches Herwart am Iß \T;ti seine An- 
sicht zu erfahren wllnscht. Ursus luitte nämlich emen linet Keplers, 
welchen dieser einige Jahre vorher an ihn gerichtet hatte, und der in der 
Tbat einer Lobeshrmne ähnlich sieht gleichsam als Rechtfertigung seinem 
Pamphlet wider Tycho TOrgedruckt. Kepler fühlt daher vor vAleok das 
Bedtirftiis, sich wegen dieses Briefes zu entschuldigen. Dann ergreift er 
für Tycho Partei gegen Ursus, und widerlegt dessen Behauptungen, 
stellenweise in sehr gereiztem Tone. Doch Vimt er in andern Stficken 
auch den Kenntnissen desselben Gerechtigkeit widerfahren. Die ganze 
Ausananderseteung ist sehr belehrend üb» Ursprung und Gegenstand 
des Streites. 

Ich muss nun eine der schwierigsten Fragen in der Beurteilung Kep- 
lers berühren, nämlicli seine Ansichten über Astrologie. Kepler hat näm- 
lich der Mode der Zeit reichlich Rechnung getragen. Seine eigentliche 
Besinnung kommt jedoch hie und da Vertrauten gegenüber zum Vorschein. 
So schreibt er an Maestlin: „Quamvis, si Bens culibet animali dedit in- 
strumenta vitae conservandae, quae invidia est, si eodem consilio Astronorao 
adjungit astrologiam?" Und in der 7. These seines «Tertius interveniens" 
lesen wir: ,Es ist wohl diese Astrologia ein nüiTis^ches Töcht erlin, aber, 
lieher (tott, wo wolt ihr Mutter, die hochvernünftige Antrunomie bleiben, 

wann sie diese ihre närrische Tochter nit hette Und seind sonsten 

der Matbematicomm salaria so seltsam und so gering, dass die Mutter 



— 281 — 



gewi.^slich Hnnjjer leyden müsste, wann die Tocliter iiiclits or\viirl;»p,'* 
Schreibt Kepler selbst so von den unsinnigen Kativiläten und Horoskopen, 
80 sdieint es mir auch andereraäts zu weit gegangen, wenn man rundweg 
Kepler jeden Glauben' an die Astrologie abspricht, und die Behauptung 
aufstellt, ex habe nur einer feineren Mystik gehuldigt. Die richÜLi^p Mitte 
hat hier wiederum Fris^oh. der ausgezeichnete Kenner der Werke Keplers, 
"getroffen; seine Ansicht, welcher er in der Einleitimg zu den astroloji^ischen 
Schriiten Keplers Äusdnick verleiht, fand ich in diesen neuen Brieten, die 
sehr Tiel hieher gehöriges Material enthalten, im Ganzen und im Ein- 
zelnen bestitagt Ich werde an den betreffenden Stellen in den Koten 
darauf hinweisen. 

üm seine astrolopn sehen Ansichten gegen die Angi'iffe Herwärts zu 
vertheidigen, arbeitete Kepler besonders darauf hin, einen bestimmten, auf 
geometrische imd stereometrische (irund lagen gestütüten Beweis für den 
mgen Znenmmenhang zwischen Astrolügie und Musik aufzustellen. Dies 
f&hrte ihn bald dahin, auch die Beziehungen zwischen den Elementen der 
Planetenbahnen und den musikidischen Harmonieen zu imtersuchen, und 
in diesen Studien, welche sich im rliitten Briefe finden, hahen wir den 
ersten Keim eines seiner berühmtesten \\ Crke. der ,Harmonia mnndi", vor 
uns. Frisch bezeichnete den Brief an Maestiin vom 29. August 1599 als: 
„primordia huius disputationis subtilis et abstrusae* (0. 0. 1, 197.); allein 
schon am 6. August schrieb Kepler an Herwart: „Äddo nunc et alliud 
non minus jucundum O^U'j(}r;ua^ qnod interea, dum nnntius it, redii, iuTeni: 
idque ideo, ut festem habeani nieorum laborum et prouiotorem, si forte 
öitä decedam ante tempus." Dann bespricht er den Gegenstand. In seiner 
Antwort muntert ihn Herwart auf fortzufahren, bezeichnet ihm die Mängel, 
welche zu verbessern seien, und gibt ihm neue Ideen." 



YermiBehte Nachrichten. 

Die zeitwetsen Änüerunyen in der Brechbarkeit der Spektrallinien 
der PratiilMranzen und der Chromosphäre sind von E. L. Trouvelot ge- 
nauer studiert worden.*) Schon den ersten Beobachtern der Sonnen- 
protubraranzen am Spektroskop sind diese gelegentlichen Ursprünge nnd 
Torsionen der hellen Protuber;inzHTiien aufgefallen. Trouvelot hat die Er- 
sclieiüunfj 12 .lahre lang verfolgt und kommt zu dem Ergebnisse, dass man 
es hierbei mit zwei ganz verschiedeneu Eracheimmgen zu thun habe. Ent- 
weder sind jene Yersäiiebungen, welche sich besonders schön an der Linie 
C, aber auch (und zwar mit wechselnder Intensität) an den anderen ('hro- 
mosphärenlinien zu zeigen pfl^en, nur scheinbare und hervoi^emfen durch 
das znnilllge Heraui^greifen einzelner Teile :ins dem Bilde einer an der be- 
treöenden Stelle des Soiinenrandes gerade aulslfi senden Protuberanz; erhält 
man also erst bei weitem Spalte den vollen Aiiblick derselben. Diese Er- 
scheinung ist die gewöhnliche und alltS^ch am Sonnenrande zu beobachten. Sie 
hat üaeai Grund in mehr oder weniger senkrecht zumVisionsradius aufsteigenden 



*) BqU. Aair. T. 8 p. 9 u. Ü. 

Silin 18M. H«ft 1«. 36 



L/iyiu<.Lu üy Google 



Gasmaasen. In der Richtung des Visionsradius bewegte Gasströme werden 
dagegen reelle Venchiebtmgeii einzelner Linienteile gemäss don Doppler^ 
sehen Prinzipe verursachen. Da sich die Teile jener mehr horizontalen 
Eruptionssüulen mit verschiedenen (Geschwindigkeiten bewegen, so erhält 
man neben der SjM'l<trallinie ein ganzes. zn>^ammenhaTTgendes Bild aus den 
ein/einen vcrsclu/heiit n Teilen derselben, welches ehier im Profil gesehenen 
Protuberan/ nicht uuähulich ausiallon kann. Hierbei ist die Spaitbreite 
ohne Einfluss, die scheinbare Protnberanz projiziert sich yollstSndig aof 
das Spektrum. Bei einem schräg zum Yisionsradius gerichteten Eruptions^ 
strahl müssen natürlich beide Arten von Protuberanzerscheinungen zu 
stände kommen. Fm zu entscheiden, mit welcher xon beiden man es m 
thun hat, emptiehlt sich die vom Verfasser schon seit Jahren benutzte ¥au- 
richtung, welche es durcli Umkehren des Spektroskops während der lie- 
obachtnng gestattet, das scheinbare Sonnenbild bald auf das minder brech- 
bare, bald auf da^^ brechbarere Ende des Spektrums (es wurde immer mit 
tangentilem Spalt beobachtet) zu bringen. Die Erscheinungen der erst^ 
Art müssen dabei imverändert bleiben, die der zweiten sich mit umkehren 
(in hezug auf den Sonnenrnnd^. Dass man es bei den Phänomenen der 
zweiten Art wirkUch mit eititacheu Konsequenzen von Bewegungen in der 
Lichtquelle zu thun habe, wurde Ton Trouvelot mittelst eines von Trepied 
konstruierten Apparates konstatiert, der gestattete, die Beobachtungen an 
der C- und /^-Linie gleichzeitig zu machen. Die von der Theorie ftir die 
hon}>Hc]iteten Verschiebungen geforderten Geschwindit^keiten (bis zu 2600 km 
in der Sekunde) konnten wenigstens annähernd au senkrecht aufsteigenden 
Protuberunzen direkt beobachtet werden. (Beibl.) 

Der von Mr. Finlay entdeckte Komet scheint nach Rechnungen von 
Professor L. Boss identisch mit Komet 1844, I (de Vico's Komet) zu sein. 
Mr. J. Bitchie jr. telegraphierte mittelst des Science Observer Code folgende 
erste Elemente, die ans Beobachtungen September 26, 29 und Oktober 1 
erhalten sind. 

Perihel = 1886 Novbr. 20*99 m. Zt GreenwicK 
Länge des , 352« 51' 

„ Knotens — 51 26 

Neigung SS 3 19 

log. Periheldistan/ = 0'0587 

Bedeckung des Aldebaran durch den Mond, Hyginus iV, Massier etc. 

Die gestrige Passage des Mondes vor Aldebaran (Oktober 16.) ist hier der- 
artig erfolgt, dass der Stern d^ Mondrand auf einer längeren Strecke un- 
mittelbar gestreift hat. Die Luft war rein, aber ein heftiger Wind brachte 
ein so starkes Wallen hervor, dass ich nur die schwächste Vergrössenmg 
(30fnch) anwendcM konnte. Als der Stern in der Gpfrend NO. von Philo- 
laus dem Mondruiide sich näherte, war sein Glanz entschieden schwächer 
als in weiterer Entleniuug, die Ursache mag in dem stärkeren Jiicht des 
Mondes liegen. 

Zwischen PhUolaus und Anaxagoras ragten über den Mondrand von 
jenseits zwei hohe Spitzen herüber, die durch eine Vertiefung ji* trennt 
waren. Als der Stern in Kontakt mit der ersten (östlichsten) Spitze kam, 



m. A. 1886. 



— 283 — 



nahm sein Glanx ziemlich schnell, aber nicht plötzlich, noch mehr ab und 
der sichtbare Punkt, als welcher (h»ch der Stern im Glase erscheint, war ohne 
AugentäuschuDg ganz l)esti!iiiiit nur noch halb zu sehen, ein Lichtstrabi 
davon blitzte einmal nach der Moud^eite hin ab. Nachdem die Spitze dann 
passiert war, erschien Aldebaran wieder ganz — und dasselbe wiederholte 
sich einige Minuten später als er um die zweite Spitze passierte ^ wo er 
ganz wie vorher auf die halbe Grosse reduziert wurde, um dann nachher 
gleich die volle Grössp wieder zu erlangen, sobald die Spitze passiert war. 

Da icli einmal vom Monde spreche, so will ich bemerken, dass ich 
Hyginus A' nur ein paarmal als tiache Einsenkuug oder Vertiefung, kaum 
oder nicht mit einem Walle umgeben, habe erkennen können und dass 
mir im Östlichen Teile der Rille «ne Unterbrechimg aufgefallen ist, die 
nicht früher von mir bemerkt wurde. 

Messier sah ich bisweilen ganz gleich gross und wenig — bisweilen 
den westliehen kleiner und stark elliptisch. An der südlichen Grenze des 
Schweifes habe ich einmal vier, Otters zwei udei drei ganz kleiue Krater- 
höhlen gesehen, in 2-, d^j^-^ 5-, G'/gfacher Durchmesser- (des östl. Messier) 
entfemung von diesem. 

Im Birt sah ich zweimal am nördl. Innenraude einen ungemein hell 
glänzenden, blendenden Punkt, von dem ich zu andern Zeiten unter ähn^ 
lieber Beleuchtting- nichts wahrnehmen konnte. 

In dem schwarzen Fleck, westlich von FTy^^nniisi. tritt ein wallähidicher 
Ring, wie mir scheint, jetzt deutlicher hervor als trüber — auch der uord- 
hordwestliche dunkle fleck hat bei ganz früher oder spSter Beleuchtung 
einen solchen flachen King im Innern. 

Auch ich habe Ende September im Andromedanebel zweimal eine 
Verdirhtnnf;^ tresehen. da der Nel>el aber schon sehr hoch steht und der 
ungünstigen Luit wegen ]iai)e ieh ihn spater nicht mehr beobachtet. Der 
heile Punkt fiel mir allerdings auf, aber ich habe schon trüber, als ich noch 
in Peru war, solche Verdichtungen in demselben gesehen und sie für 
acddentielle gehalten. j. c. Hil%er in Barcelona. 

Alphonsus, Hyginus Cyrillus und die dunklen Punkte im Mare 

NectariS. Gestern Abend, als die Lichtgrenze etwas östlich von St ad ins 
und Nicollet passierte, hatte ich Gele<jenheit mit dem 10'/., zölligen Merz- 
Kefraktor unseres Observatoriums einige Gegenden des Mondes unter- 
suchen zu können. 

In erster Linie hatte ich das Vergnügen, das Innere des Alphonsus 
studieren zu können, der am besten mit der Schmidtschen Karte Uberein- 
stimmte, denn sowohl bei Neison als Lohrmann ist viel zu wenig Detail 
angegeben. 

In , Sirius* 1882 Heft 9 befindet sich unter Fig. I Herrn Ür. Klein's 
TOizttgUdxe feine Darstellung vom üstlichen Innern des Alphonsus. Die 
Übereinstimmung dieser Karte mit dem Monde ist wunderbar. — Äusserst 

deutlich erschien mir der Kraterkegel .1 inmitten des dunklen Dreiecks. 

Er warf einen ziemlich dürfti^üen Schäften. Die zwei arulern Höhenpnnkte 
/)' und C waren auch leicht sichtbar. Die Rille r r läuft quer durch den 
niedrigen Hügelring, und dieser liügelzug ist, wie die Karte von Dr. Klein 
auch angibt, in Slid und Nord mit dem Ostwaile des Alphonsus verbunden. 

86* 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 284 — 



Der Uüf^elkreis lanfb Uber den sclimalen dunklen Siarich »s hin und ver- 
bindet .sich mit dem schroffen Hauptwalle des Alphonsu^. 

In Neisons Karte findet sich noch ein ähnlicher dunkler Fh ck. Dieser 
hat in der Mitte «'inen s<»hr kleinen Krater. Das betreffende Objekt li^;t 
nahe tlfiu iuiH-r.Mi \\'»'^t\v;ill des Alphonsus. 

Nalie dem ►SLklvvaile liegt auch ein ovaler dunkler Fleck mit einem 
noch mehr augenfälligen Krater im Zentrum. Diese zwei Formationen 
gleichen den dunklen Punkten im Mare Neetaris. 

Hyginus iS' war trotz der entfernten Lichtgrenze gut sichtbar, und hatte 
die Form einer lä)i<i:li( lu ii Vertiefung mit matts( hwarzem Schatten erfüllt. 

In „L'Astroiiomie* lö85 No. 11 lerikt HiTr Gaiidibert die Aufmerk- 
samkeit der Mondforscher auf einen kleineu dunklen Fleck im südlichen 
Innern de» Cyrillus, der zwei kleine gleichförmige, nahe an einander 
liegende Krater enth&lt. Herr Gaudibert sah diese Krater zum ersten Mal 
am 19. Juni 1885 und bemerkte gleich, dass der eine dieser Krater in der 
Sc'hmidtschen Karte fehlte, obgleich in der Xähc ein noch klciiicror Berg 
sich befindet, der in der SchnHdts(;hen Kurte richtig plaziert ist. Herr 
Gaudibert Iragt, wie konnte es kommen, dass Schmidt diesen Krater (Iber- 
sehen konnte zur Zeit seiner Aufnahme, wenn er das noch kleinere Objekt 
gesehen und gezeichnet hat? — Hat er es vergessen oder ist es nach 
seiner Zeit entstanden? 

Ich kann Herrn Oaudiberts Beobachtung bestätigeu, es liegen wirklich 
dort zwei kleine, ganz ähnliche Krater in einem kleinen grauen Fleck, von 
denen nur der eine sich in der Schmidtschen Karte befindet. Von dem 
SSW.- Wall des Cyrillus, quer über den Boden bis an den grossen hellen 
Krater zeigte sich ein heller verschwommener Lichtstreif, ähnlich dem 
S ' V if des Messier, Ich habe diesen nie frOher gesehen und finde nichts 
ül)er dieses Schweifgebilde, weder bei Schröter noch Lohrmann, Schmidt 
oder Neisnn. Kann ein anderer Mondbeobachter etwas über diesen Licht- 
streif niittrileii? 

Was die beiden dunklen Punkte im Alare Neetaris angeht, so wurden 
diese sehr gut gesehen. Der sfidlichste war leicht zu erkennen, und der 
zentrale helle, mit etwas S(.'hatten erfüllte Krater, der recht tief erschien, 
hatte eine eiförmige in den Boden gedrückte Gestalt. Der nördliche Fleck 
und Krater ebenst», aber viel kleiner. Von dem feinen Detail, wovon die 
Rode im letzten .Sirius"* war, wurde nichts gesehen, dazu war wohl auch 
die iiichtgrenze zu weit entferjii. 

Die Beobachtung wurde angestellt von 6^ bis 8*^ ab^ds und die an- 
gewandte Vergrössermig war 226 fach bei ziemlich gOnstigra Loftumstanden. 
Bei günstiger Gelegenheit, weim Herrn Dr. Klein's dunkle Punkte nahe 
dei- Tii( litirren/e 1ie<jfen und der Mond litdier strdit, werde ich versuchen, 
mit (U*m lit' i.,zöiligen h'etraktor eine Zeichnung dieser üegend herzustellen. 

Kopenhagen, Oktober 1886. Victor Nielsen. 

Weiteres über die Leistungsfähigkeit eines 5 zölligen Refraktors von 
Reinfelder & Hertel. In der englisdien astronomischen Zeitschrift «the 

Observatory* No. 113 (August) habe ich gelesen, dass Mr. KIrk nicht im 
stände war, (^^yi^Tn* nnt'znlösen mit seinem (>' ., /.ölligen With-Hrowning-Re- 
Üektur. Die l'rage wurde von verschiedenen iSeiteu diskutiert in den 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



r — 28d — 



folgenden No. 114 und 115 des «Obseryatory". In letzterer habe ich auch 
etwas Über die Frage der Trennung gesdirieben, denn ich habe keine 

'Schwiprip;keit diesen Stem anfznlösen. Dr. F. Terby schreibt in No. 114 
über die Leistungsfähigkeit seines neuen 8zülligen Grubb- Refraktors, und 
nennt nebst andern sowohl dCygui als CHerculis als Probeobjekt für die 
auflösende Kraft sdnes Fernrohrs. leh sehe mit meinem Beinfelder & 
Heirtelschen 5 Zoller beide Sterne aa%el5st, und sogar f Hercnlis bei 216- 
facher VergrÖBserung; bei 144facher Vergrösserung in Kontakt. 

In bezu<7 auf den Mond hatte ich viele Gelegenheit zu konstatieren, 
dafis mein Objektiv Vorzügliches leistet. Vor einiger Zeit erschien im 
,.E. M." eine Zeichnung von ^Öeminus*' mit seinen Killen, gezeichnet von 
Mr. Gwyn Elger au seinem 8'/,zölligeu Calver- Reflektor, mit dem H«t 
Elger seine feinen Mondbeobachtungen machte. Ich hatte bei einer fol- 
genden Lunation keine Schwierigkeit^ die zwei Rillen zu sehen und in ihren 
ganzen Verlauf zu verfolgen. In der Schmidtsclien Karte sind diese Rillen 
gezeichnet, Neison dagep^en hat sie nicht und erwähnt auch keine davon. 
Tn Herrn Dr. Klein's vorzüglicher , Durchmusterung wird nur die eine 
Hille erwähnt — über die zwei kleinen Zentralgebirge sagt Herr Dr. Klein, 
dass sie schwierig zu sehen sind. Die damus günstige Idbration (De- 
znnber 1885) half mir wohl auch etwas, als ich aUe diese Schwierigkeiten 
ohne Mühe überwandt. Über die Rillen erwähnt Herr Elger, es scheint, 
dass sie nie frt^her in England gesehen worden sind. Schmidt erwähnt 
diese Rillen am 12. Februar 1865. Stadius habe ich gleichzeitig im 
April d. J. mit Herrn Elger gesehen. In meiner Skizze ist ebensoviel 
Detail. Mit dem lO^/^zQlligfen Refraktor unseres Observatoriums sah ich 
gestern Abend im Stadins, der aus der Nacht getreten war, auch nicht 
mehr Detail als in meinem 5 zölligen Reinfelder & Hertel zu sehen war. 
Bei diesen und früheren Gelegenheiten habe ich «^^elornt, dass «in öZoIla, 
wenn er gut ist, sozusagen alles auf dem Monde zeigt 

Copenha^^en, Oktolier lS8f>. Victor Nielsen. 

Der Ringnebel in der Leyer. Herr Eugen y. Gothard bemerkt in 
No. 2749 der Astron. Nachrichten^ dass er September 1. und 21. den 
Ringnebel in der Leyer ])li()t()gra^»hisch aufgenommen habe und auf det 
Photographie im Innern des Ringes in der Mitte ein runder Kern sichtbar 
sei, der nur wenig schwächer erscheine als der bekannte kleine Stern dicht 
bei dem Nebel. Da, wie auch Herr Gothard bemerkt, bis jetzt das Innere 
des Ringnebels als sternfrei beschrieben wird, so ist anzunehmen, dass der 
Kern auf der Photographie nur ein chemisch wirkender, kein am Fem- 
rohre sichtbarer ist. 

Nach Bekanntwerden der v. Gothardschen Wahrnehmung habe ich 
den ersten hellen Abend benutzt, um am 6 Zoller nach dem Nebel zu 
sehen. Okiolier 2. 8** war der HinnueJ zwischen \\'()lken auf Minuten 
zieniiich klar. Der erwähnte kleine Stern beim Nebel war sehr gut sicht- 
bar, im Ringnebel selbst konnte ich indessen nichts von einem Kern wahr- 
nehmen, vielmehr erschien das Innere recht gleichförmig von feinem Nebel 
erfüllt Diese Wahrnehmung wurde Ton einem Mitbeobachter bestätigt. 

Dr. Kldn. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 286 — * • 

Mehrere grössere und kleinere Refraktore 

von ausgezeichneter Leistung, mit oder ohne Stativ, 
«ind preiswürdig m verkaulen. Wogen näherer Auskunft wollen 
sich Reflektanten an mich wenden. 

Dr. Hermann J. Klein in Köln 




Der Unterzeichnete teilt den 

Verebrl. Abonnenten des „Sirius ^ 

mit, duss noch frühere Jahrgänge der interessanten nnd allgemein l)t'lie})ten 
Zeitschrift , Sirius", Band IV bis X (.Jiihrg. isTtl- -1S81), zu bedeutend 
erraässigtem Preise in kleinerer Anzahl vorrätig sind. Band IV, V, VI 
(Jahigaug 1876 — 78) wenn zusammen genommen 

nur IS Hark» 

Einzelne Bände 6 Mark. 

Band VII, VIll, LX, X (Jahrgang 1879 — 82) wenn zusammen genomnicu 

nur Mark, 

Einzelne Bände 6 Mark. 

Band XI. XII, XUi, XIV (Jalimiuirr 1883- 8fi) k 10 Mjirk. 
Eiubauddccken dazu kosten pro Band nur 75 FfeniUg. 

Ich bitte verelirl. Interessenten baldigst bestellen zu wollen. Nach 
Verkauf obiger zurückgestellter Bände tritt der alte Ladeujireis wieder miijraft. 
Jede Buch- und Kunsthandlung nimmt Aufträge entgegen. 

Hocbachtungevoll Verlagshandlimr. 
Winig, Novbr, 1886. Karl Scholtze. 

PlaaetenkontteOationen 1887. Februar 1. 20^ Neptun mit dem Hönde in Kon- 
junktion in Rskta^vienfioTi. Februar 5. 19 h Saturn mit dem Monde in Konjunktiou 
in Rektaszension. Februar 6. 2^ Merkur in grutüter südL heliozentrischer Breite. 
Februar 6. 7^ Merkur in oberer Konjunktion mit der Sonne. Februar 1.0^ Mond- 
fijuternia. Februar 9. 12 Yenus mit Mara in Konj. inRekt, Yvam 84'8ttdL Februar 
11. 10^ Uramu mit dem Monde in Eoiynnk^ion in B«kta«iemioQ. Februar 13. 
Jupiter mit dem Monde in Konjunktioji in Rektaszendon. Febr^ii^r lo. Neptun 
in Quadratur mit der Sonne. Februar 22. 0*» Sonnenfinsternis. Februar 2'^ Merkur 
mit Mars in Konj. in Kekt., Merkur 32' nördl. Februiir 2H. 16h Mars uut dem Monde 
in Konjunktion in RekiatszenHion. Februar 23. 16 Merkur mit dem Monde in Kon* 
junktion in RektaaEenBion. Februar 24. 6*^ Veniis mit dem Monde in Konjunktion 
in Rektaraenaoo. Februar 25. 2^ Man im aufsteigenden Knoten. 



L.iyui<.LU Oy VjOOQle 



— 287 — 



Stellimg der Jnpitermonde im Februar 1887 um 15^ mittl. Greeiiw. Zeit 

Phasen der Verflnsterangen. 

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(1 
* 




n. 



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IV. 



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Ktine VerüuBtHruntt 
dieses Mondes. 



Tag 



Ost 



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•8 -2 4-0 1* 


2 1 




4- -8 0 -2 






3 , 




4- 1* O 2- -8 






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•4 1« O 


3« 


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•4 30* 1" 2- 










■4 3- 1 2- O 






8 




%3 -4 -2 O f 






9 




■3 -4 O 2 




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10 


Ol- 


O •32'4 






11 




2- C 1 


•3 -4 




12 




1-2 O 


8. *4 




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O 3- 1. 2. 


' "4. 




14 


02^' 


8* -1 O 


4- 




15 




•3 -2 O 1* 


4- 




16 




•8 -1 O -2 


4. 




17 


10 -3 4-2' 


18 




2- 4- O l 


•3 




19 




4- ■12- ü 


8- 




20 




•4 Q 3:' -2 






21 


*• 3- 1 20- 


22 




•4 -8 -2 0 1. 






23 




•4 'S 1 0 "2 






24 




•4 Ol* 2- 




dm 


25 




•4 2- 0 


•8 




26 


1 


•2 1- ö* 


3- 




27 


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0 ■18' '2 


•4 




28 






a" 





Ly Google 



— 288 — 



Planetenstellung im Februar 1887. 



Berlin. 
Mittag 



Geoceutr. 
Kektaaxeuaioii 
h. ni. a. 



Geosentr. 
Deklination 

o ' " 

Merkur. 



Kulmina- 
Uon 
Ii m 



h 


21 Ii 1172 


—18 11 481 


0 


13 


lÜ 


21 4S 14 2ft 


lü 13 43-6 


0 


28 


1^ 


22 2i 0-17 


11 4Ü 10-2 


0 


43 


20 


22 ü2 49'H2 


2 32 21-1 


0 


58 


2ü 


2a 2a 1414 


3 2Ü 26-5 


1 


a 


2& 


23 4a 49-5;^ 


— 0 5ü -"^O-fi 


1 


14 






Venus. 






5 


22 11 5-22 


—12 H 2fi:ß 


1 


Iii 




22 4Ü 43-03 


9 äl 22:8 


1 


20 


IL. 


2a a 57-38 


2 ai 48-4 


1 


23 


2Q 


23 2fi .'i2-H9 


5 1 18:8 


1 


22 




2a Iii 84-;5r> 


2 22 29-6 


1 

1 


'Ui 


28 


0 a fiifia 


— 0 M lüifi 


1 


31 






Mars. 






•> 


22 2ä 8 H0 


—10 52 59-2 


1 


24: 


11) 


22 aa n3-72 


a 2ü 46-4 


1 


la 


lü 


22 Ü4 34-66 


I 52 31:1 


1 


Ii 


2Q 


m ^ t&l 


ß 24: 38-4 


1 


9 


2ä 


2a 23 33-43 


4 50 34-4 


1 


4 


28 


23 32 9-H3 


- 3 ü3 M:ä 


1 


0 




Jupiter. 






2 


14 lÄ 10-16 


—12 ä LLl 


12 


6 


U 


U Ifi 5-53 


12 U 39 0 


m 


28 


21 


14 15 47-92 


—12 7 56-9 


IL 


IS 



Berlin. | 
MitUg 



OeoB«ntr. 
Kektagzonsiüu 

h. m. B. 



GeoBentr. 
Deklination 



Kulmina- 
tion 



12 

21 

7 

12 
22 



ti 
12 

25 





Saturn. 






I 13 2:hä 


4-22 lü 56-5 


10 


i 


1 lü 37 00 


22 21 IM 


ä 


22 


I & 50-64 


: H-22 2ä 21:2 


8 


41 




Uranus. 






12 ifi 16 08 


— 4 11 365 


Ih 


32 


12 ib. 24-71 


i 5 53-3 


14 


bl 


12 ü 17 41 


- 3 58 32-1 


Ii 


Iii 




Neptun. 






3 32 25-21 


+17 21 blih 


6 


ai 


3 32 36-83 


11 23 iaJ2 


ü 


ü 


3 32 55 78 


2i MA 


ä 





m 



Februar 


t 


23 


7-9 1 




a 


1 


- 




Ii 


Ii 






22 


10 


33-X 


n 


2i 


2 


— ' 

f 



Mondphasen. 

Vollmopd 

Mond in Grdnähe 



Stembedeckungen durch den Mond iilr Berlin linden im Monat Februar 1887 

nicht statt. 

Verfinsterungen der Jupitermonde 1887. (Eintritt in den Schatten.) 



Februar 



L Mond. 



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Februar 



5. 
12. 

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2. Mond. 

15h 9m 



12 

20 



43 
12 



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Lage und Grösse des Saturnringes (nach Bessel). 
Februar 9. Grosse Achse der Ringellipse: 45-69" ; kleine Achse 1S-8H". 

Erhöhungswinkel der Erde Über der Ringebene: 24'* ^0-6* .südl. 
Mittlere Schiefe der EkUptik Febr. iL 23" 211 U-17" 
Scheinb. , , , , , 23" 221 2:381: 
Halbmesser der Sonne , , Ifil 13:911 

Parallaxe , , H-97" 

(AUe Zeitaugabon nach mitUoror Iterlluer Zeit.) 



Druuk vuu IIl-sio ± Hucker in Leipsig. 




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Siriusbeilage no. 2 iiU6). 




T«»1«c T. KkA SohoUse, Lciinig. Dnick t. Hern * BMk«r, IttUptig. 

Der ackMllige Eefiraktor der Kann'sclieiL Myatstemwaxte 

m Zflrietu 



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Siriusbeilage No. 3 (1886). 




Der astropliotographische Apparat der Ciebr. Heniy 
auf dem Pariser Observatorium. 



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SiRIUSHElLAGE No. 5 (1886). 




Kr.u ciiiht -gr, R beuleld, Leipzig 



Aus dem Wiener asLronomisclicn T^rival Obsemtoriuiii 
des k.k. Hofralhes Leop. Kiirzmayer. 



— 
d-torium 



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jSlRIUSTAFEL 6. (I886). 




Jupiter 1883-84, gcz v. A.mcco. 



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ßlRIU STAPEL N9 7. (1886). 

ff 




„Copernicus" 

1885 1. December 5^ früh 

gez. V. Victor Nielsen. 



„Hercules** 

1885. 24 Nov. 11*^ abds. 
gez.v Victor Nielsen 





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iMnja-N('J)el ISSO. hrlir. 
nach Olli) Slruve. 



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/SlKIUSTAFKL N9 ß (l8«()). 



Nonnen n ri;k. 




188!. Apr, ; jST'- 8^ 421* 1885 Appil 15,8^♦4'!>- 8^51 '.885 April 16,91' 27 T - 9 3 St» 



Jupiter. 



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«JiRIUSWEL N9 9. (I886). i 

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In Schweden niedergefallene Medeorsteine . 

VaHag v K»fl Scholue,Leipzi9. LitK. u Dmtk v H.AmoM, Utpzif 



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iSlRlUSTAFEL N910 (l886l. 




Siernspectra der lOasse III, nach Duner. 

Verlag y. K9rl Schelfe», Leipzig Lith.v H-'^iickv. H. Xmcid, Leipü^ 



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