THE UNIVERSITY
OF ILLINOIS
LIBRARY
SIR
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SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde undFachastronomen
In Verbindung mit
Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von
Dr. H. H. Kritzinger
in Berlin NW 40
53. Band oder neue Folge 48. Band.
1920
Eduard Heinrich Mayer
Verlagsbuchhandlung
LEIPZIG
Inhaltsverzeichnis.
i. Biographisches.
Bauschinger, Julius. 25.
Elster, Julius. 143.
Repsold, Johann Adolf. 81.
Schwahn, Paul. 152.
S t r u v e , Hermann. 203.
2. Erde.
Polhöhenschwankungen, Zur Frage der täg-
lichen. 22.
3. Fixsterne.
rC-
^ a) Allgemeines.
^0 Bahnbestimmung des Doppelsternes f Urs.
^ mai. 13.
Farbenbestimmung der Fixsterne. 164.
Farben der Doppelsterne. 125.
Innerer Aufbau der Sterne. 95, 114, 135.
Messung der Sternstrahlung. 4.
R Coronae borealis und verwandte Sterne.
104.
Statistik der 6-Cephei-Sterne. 104.
b) Spektroskopisches.
Absolute Bewegung von Barnards Stern
und anderer Zwerg- und Riesensterne
vom Typus M. 158.
ß Ursae maj. 20/
Bewegungen im Raum von Sternen großer
Radialgeschwindigkeit 205.
Parallaxenbestimmung durch Spektral-
linien. 126.
Spektrum und Farbenindex. 147.
Spektren der Wolf-Rayet-Sterne. 15.
VVOrionis. 20.
4. Kometen.
Periodischen Kometen, Die im Jahre 1920
zu erwartenden. 19.
Komet Tempelo. 147.
Komet 1919 d. 19.
Komet 1919 e. 19.
5. Meteore und Sternschnuppen.
Ausgestaltung und Zentralisierung der inter-
nationalen Meteorbeobachtung. 67.
Farbenwechsel großer Meteore. 57.
Meteorbeobachtungen in den Jahren 1918
und 1919. 183.
Meteor, großes, vom 1. Juli 1920. 187.
Meteorstein, Der erste aus der Rheinprovinz
bekannt gewordene. 18.
6. Mond der Erde und Monde
der Planeten.
Aufsturzhypothese der Mondkrater. 189.
Mondphotometrie. 122.
Mondrillen, Irrtümlich verzeichnete. 81.
5824
VI
Jupitermonde. "94.
Jupitermond, Vom. 9," 161.
Saturnmond Rhea, Verfinsterungen. 57.
7. Nebelflecke und Sternhaufen.
Entfernung von Sternhaufen. 1 .
Kugelförmigen Sternhaufen und Spiralnebel
zu unserem Sternsystem, Stellung der. 56.
Parallaxe des Planetarischen Nebels N. G. C.
7662. 148.
Symmetrieachsen von Sternhaufen. 163.
8. Planeten.
Albedo der Planeten und ihrer Begleiter. 48.
Planetenatmosphäre. 82.
Venus. 19, 141.
Venus, Dämmerungserscheinungen auf. 123.
Jupiter. 93, 141.
Jupiter, Neues vom. 124.
Saturn. 94.
Saturn in der Opposition 1920. 163.
9. Planetenkonstellationen,
Finsternisse usw.
Konjunktionen, Die nächsten, von Jupiter
und Saturn. 181.
Totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919.
19, 183.
10. Sonne.
Sonnenfleckenperioden. 204.
Statistik der Sonnenflecken. 79, 100, 144.
11. Sternwarten, Instrumente
und Beobachtungsmethoden.
Argelanders Verfahren der Stufenschätzung
von Sternhelligkeiten. 7.
Aus den Jahresberichten der A. G. -Stern-
warten für 1918. 51.
Beobachtung der astronomischen Strahlen-
brechung am Horizont. 41. ,
Drehkuppel, Bau einer, mit einfachen Hilfs-
mitteln. 71, 91, 120.
Durchbiegung, Wirkung der, eines Spiegels
auf seine auflösende Kraft. 21.
Fernrohr-Triebwerke. 104.
Justierung der Aufstellung eines paral
tisch montierten Instrumentes. 37.
Leistungen eines Merzschen Schulter
rohres. 118.
Meridiankreise, Über. 138, 154.
Photographisch-photometrische Methode
zur Bestimmung von Sternhelligkeiten.
55.
positions-Differenzenmikrometer. 74.
Spiegelprismen, Verwendung von, bei iVte-
ridiankreismessungen. 45.
Schrauben wert des Fadenmikrometers. 121.
Ulugh-Bek-Sternwarte in Samarkand, Die
ersten Ausgrabungen der. 169.
Zentralstelle, deutsche, für Erdbebenfor-
schung. 104.
12. Veränderliche und Neue
Sterne.
Änderungen im Spektrum von 20 Cephei-
Veränderlichen. 204.
Künstliche Lichtkurven. 58.
Neuer Stern im Schwan (Nova Cygni 1920).
201.
Nova Sagittae. 58.
Räumliche Verteilung der Neuen Sterne.
163.
W Ursae maj. 82.
13. Vermischtes.
Astronomische Lesefrüchte, Sonderbare.
185.
Aufforderung. 122.
Bücherschau. 23, 59, 84, 107, 127, 148,
167, 188, 207.
Doppelmaiers Himmelsatlas. 198.
Entstehung fokaler photographischer Stern-
bilder und die Erhellung der Atmosphäre
in der Nachbarschaft heller Gestirne. 26.
Ergebnissen, Aus den, des physikalisch-
meteorologischen Observatoriums Davos.
77.
Flut und Ebbe. 61, 85, 109, 129, 149.
V
Helligkeitsunterschiede, Die kleinsten auf
photographischem Wege noch zu er-
kennenden. 76.
Kosmos und Kristall. 59.
Meinungsaustausch. 23, 83, 106, 165, 206.
Nordische Astronomische Zeitschrift. 126,
164.
Sternkataloge, Fundamentale. 195.
Strindberg als Astronom. 2.
Telephonisches Zeitsigna! der Hamburger
Sternwarte in Bergedorf. 205.
Vereinigung zur Verbreitung astronomischer
Kenntnisse (V. A. K-)- 187.
Vermischte Beobachtungsnachrichten. 105,
165.
Zodiakallichtes, Beobachtungen des. 102.
Zonenzeit an Bord. 22.
14. Angelegenheiten der
Ingedelia.
Allgemeines. 24, 60, 128, 148, 168, 188, 208.
Generalversammlungsbericht. 173.
Tätigkeitsbericht der Sonnengruppe. 16.
15. Tafeln.
f. Der 65 cm-Refraktor der Babels-
berger Sternwarte. — Jupiter 1919
Mai 18.
Ii. Aufnahmen des Oriongürtels.
III. Karte der Umgebung von RR Ge-
minorum.
IV. Karte der Umgebung von U Pegasi.
V. Über den Bau einer Drehkuppel mit
einfachsten Hilfsmitteln.
VI. Mondaufnahme zu photometrischen
Zwecken.
VII. Jupiter 1920 März 3.
VIII. Jupiter 1920 Febr. 17, 18, 29;
März 26.
IX. Die totale Sonnenfinsternis vom
29. Mai 1919.
X. Künstliche Mondkrater.
XI. Kupfertafel aus Doppelmaiers Him-
melsatlas.
Band 53 1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
I 1 QOCi »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
Januar l^ZU. Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Über die Entfernung von Sternhaufen. S. 1. — Strindberg als Astronom.
Von Detlev Odenius. S. 2. — Die Messung der Sternstrahlung S. 4. — Argelanders
Verfahren der Stufenschätzung von Sternhelligkeiten. S. 7 — Bahnbestimmung des
Doppelsterns £ Ursae majoris. S. 13 — Spektren der Wolf- Ray et- Sterne. S. 15. —
Tätigkeitsbericht der Gruppe für die Beobachtung der Sonne. S. 16. — Der erste aus
der Rheinprovinz bekanntgewordene Meteorstein. S. 18. — Rundschau. S. 19. —
Meinungsaustausch. S. 23. — Bücherschau. S. 23.
Über die Entfernu
Die Frage nach der Stellung der Stern-
haufen gegenüber dem Fixstern-
system hat noch keine endgültige Ant-
wort gefunden. Gehören sie zu unserer
Milchstraßeninsel oder stehen sie außer-
halb derselben? Eine Entscheidung
könnte die Kenntnis der Entfernung
jener Gebilde anbahnen, und man wird
daher jeden Versuch diesem Ziel ent-
gegen sorgsam beachten müssen. Die
Abstände von 22 solcher Sternhaufen
werden nun in einem kurzen Aufsatz
angegeben, den C. C o e b e r g h in der
holländischen Zeitschrift ,, Hemel en
Dampkring", November 1918 (3 Seiten),
veröffentlichte. Der Grundgedanke
des vom Verf. eingeschlagenen Weges
geht auf K a p t e y n und Schouten
zurück und läßt sich folgendermaßen
skizzieren.
Durch die Untersuchungen verschie-
dener Autoren sind wir mit dem normalen
Verlauf der Verteilungen der Fixsterne
nach Größenklassen an jeder Stelle der
Sphäre bekannt. Wir können also durch
Sirius 1920,
; von Sternhaufen.
Abzahlung der Sterne des betreffenden
Sternhaufens die Anzahl der ihm zu-
gehörigen Sterne von jener des allge-
meinen normalen Untergrundes trennen.
Weiter läßt sich jetzt für jeden Stern-
haufen die Tafel der Sternzahlen nach
Größenklassen aufstellen und von dieser
charakteristischen Verteilung hängt nun
die mittlere absulute Größenklasse der
Sterne, d. h. die scheinbare Helligkeit
in einer bestimmten Entfernung, ab.
Damit ist aber durch eine einfache
Formel Parallaxe und Abstand des
Haufens bestimmt.
Das von Coebergh benutzte
Material waren die G o u 1 d sehen photo-
graphischen Aufnahmen südlicher Stern-
haufen. Die Ergebnisse fallen recht
merkwürdig aus. Einige Gebilde stehen
uns danach ganz nahe, nur 130—150
Lichtjahre entfernt, andere in unermeß-
lichen Weiten, 33 000 Lichtjahre, ohne
jeden Zusammenhang mit unserem
System. Dazwischen alle Übergänge
über den Rand unserer Weltinsel, der
Heft 1
in etwa 10 000 Lichtjahren liegen mag,
hinweg. Die einen Cumuli wären un-
bedeutende Anhäufungen innerhalb der
Milchstraßensterne, die anderen riesige
Gebilde vom Range unseres eigenen
Milchstraßensystems, allerdings von
wesentlich anderem Aufbau als dieses.
Dabei aber weicht der äußere Anblick
der betrachteten Objekte nicht viel
von einander ab, gleichgültig ob sie nah
oder fern stehen.
Schon diese Überlegung wird den
neuen Sternhaufenparallaxen gegenüber
zu vorsichtiger Skepsis mahnen. Dazu
treten noch andere Gründe. Einmal
kommt unter den Sternhaufen Coe-
b e r g h s auch der Orionnebel vor.
Hier führt die Methode des Veif. auf
den geringen Abstand von nur 130
Lichtjahren (Parallaxe 0.026), während
Berechnungen auf Grund der Bewegung
der Orionsterne die Gegend mit einem
hohen Grade von Wahrscheinlichkeit
in eine Entfernung von 600 — 700 Licht-
jahren hinausrücken. Sodann hat man
aus der Vergleichung der Eigenbewegung
und der Radialbewegungen der Spiral-
nebel gefunden, daß der durchschnitt-
liche Abstand dieser Nebel 20 000 bis
30 000 Lichtjahre beträgt. Es gelangen
also Gebilde von grundsätzlich ver-
schiedenem Aussehen und verschiedenem
Verhalten zur Milchstraße in den glei-
chen Abstand von unserem Standpunkt
im Weltall. Das paßt nicht zu unserer
bisherigen einfachsten Beschreibung
vom Aufbau des Sternsystems.
Wenn wir also die Größenordnung
der neuen Sternhaufenparallaxen ab-
lehnen, wo liegt der Fehler? Im Aus-
gangspunkt. D. h. der postulierte Zu-
sammenhang zwischen Leuchtkraft-
kurve und Sternverteilung trifft nicht
zu. Coeberghs kleine Arbeit behielte
natürlich auch dann ihre Bedeutung,
wenn unsere Meinung sich bestätigen
sollte. Denn eine negative Aufklärung ist
gleichwertig mit einer Positiven. W.
Strindberg all
Von Detlev
enn ein Buch in vier Monaten drei
Auflagen zu je zweitausend Exem-
plaren erlebt, so ist das ein Beweis dafür,
daß dem Werke ein ganz besonderes Inter-
esse entgegengebracht wird. Diesen Rie-
senerfolg hat Strindbergs B 1 a u b u c h
(1. Teil) in der Tat aufzuweisen, und es
wird daher auch dem Freund der Stern-
forschung erwünscht sein, einmal darin
zu blättern.
Strindberg gilt im allgemeinen
als ein krasser Frauenhasser, eine Be-
zeichnung, gegen die er sich aber sehr
energisch wehrt. Während seine dich-
terischen Leistungen gegenwärtig ein
ganz ungewöhnliches Ansehen genießen,
werden seine wissenschaftlichen und
philosophischen Werke weniger be-
achtet. Trotzdem hat er sich in fast
allen Gebieten des Wissens bewegt.
i Astronom.
Odenius.
Man findet im Blaubuch Bemerkungen
über Theologie und Geologie, Entwick-
lungsgeschichte und Psychologie, Me-
dizin, Chemie und auch viele über Astro-
nomie. In seinen Worten liegen oft die
heftigsten und verletzendsten Angriffe
auf diese Wissenschaften. Obwohl er es
dem Leser manchmal schwer macht,
ihn ernst zu nehmen, wie man aus nach-
stehendem leicht ersehen wird, werde ich
mich selbstverständlich bemühen, seine
Worte möglichst objektiv zu beur-
teilen.
Es ist ein Zeichen der Zeit, über
Dinge — besonders astronomische — zu
schreiben, über die man sich nur ober-
flächlich informiert hat, und dann mit
Emphase „Irrtümer der Wissenschaft"
vor der Laienwelt aufzudecken und
sämtliche Gelehrte, die sich mit den
w
Problemen befaßt haben, als beschränkte
Köpfe hinzustellen.
Aus der großen Menge — das Blau-
buch hat 448 Seiten Umfang statt der
beabsichtigten 365 — soll nur Einiges
herausgegriffen werden, was besonders
typisch zu sein scheint.
Die Mathematik, das unentbehrlich-
ste Hilfsmittel der Astronomie, bezeich-
net er in den „wissenschaftlichen Schur-
kenstreichen", ohne es irgendwie zu be-
weisen, als ,,die unreinste Wissenschaft
von allen." Allerdings ist sein Verständ-
nis für sie kein allzu großes, da er in den
beiden Gleichungen: 2x2 = 4 und
Yz * Yz = 34 e^nen „unbegreiflichen
Widerspruch" sieht; er sagt: „Ein Ver-
vielfältigen kann ja keine Verminderung
ergeben."
Ohne weiter auf die einen Mangel an
elementaren Kenntnissen der Mathe-
matik voraussetzenden Bemerkungen
über die berühmten Aufgaben der Qua-
dratur des Kreises und der Dreiteilung
des Winkels einzugehen, will ich nur
aus „Poesie und Korrespondenzlehre"
eine kleine Probe geben: „Finde ich in
dem Mikrokosmos, der Weib heißt, alle
Linien wieder, mit denen der Kosmos
aufgebaut ist: die Kegelschnitte des
Lichtes, die Ellipse der Planetenbahn,
die Parabel des Kometen in den Hüften;
die logarithmische Spirale in der Wade;
usw. Wenn man das nicht als eine Per-
siflage auffassen will, so muß man nun
fragen, wie die Schnitte, die die genann-
ten Kurven erzeugen, gelegt werden sol-
len. Daß eine logarithmische Spirale,
aus dem Unendlichen kommend, den
Drehpunkt in unendlich vielen Windun-
gen umkreist, scheint ihm unbekannt zu
sein. Und das sieht er in einer weib-
lichen Wade!
Ganz unglaublich klingen auch
manche Äußerungen über astrono-
mische Fragen. Er behauptet geradezu
(„Furcht vor dem Himmel"): „Die
Astronomie oder Himmelslehre der
Astronomen hat keinen einzigen Fort-
schritt gemacht, seitdem sie gottlos ge-
worden ist. Sie haben aufgehört, den
Himmel zu beobachten."
Zur Bestimmung der Entfernung
der Himmelskörper schlägt er z. B. vor,
den Abstand zu messen, in dem das
scharfe Bild des Objekts hinter der
Linse erscheint. Jedem Amateurphoto-
graphen ist jedoch aus der „Einstellung
auf Unendlich" bekannt, daß die Ab-
weichungen der Entfernungen von der
Brennweite bei so großen Distanzen un-
meßbar klein sind. Strindberg stellt
nun Versuche an und erhält für Sonne
und Mond selbstverständlich den glei-
chen Abstand der Bilder. So kann nur
jemand schreiben, der sich über jeden
Irrtum unbedingt erhaben glaubt und
von stupendem Größenwahn be-
herrscht ist.
Einen Planeten, der innerhalb der
Merkurbahn kreisen sollte, und dessen
Nichtexistenz wohl zweifelsfrei erwiesen
ist, hat er natürlich auch gesehen:
„Ich habe ihn die Sonnenscheibe pas-
sieren sehen, ich und viele andere." Die
anderen waren allerdings keine Astro-
nomen. An der Hand seiner kabbali-
stischen Zahlenspielereien mit den Ent-
fernungen der Planeten von der Sonne
stellt er sogar für einen neuen hypo-
thetischen Planeten die Entfernung von
der Sonne zu 597 529 Millionen Kilo-
meter fest und gibt ihm den Namen
„Salvator", um einmal den sichtbaren
Himmel der Heiden christlich zu
machen." Dieses Ergebnis dürfte ihm
den Ruhm eines zweiten L e v e r r i e r
einbringen.
Bei dem Coppernicanischen Sonnen-
system gibt es für ihn „einen furchtbaren
Haken", nämlich die Geschwindigkeit
der Erde in ihrer Bahn, „die 75mal
schneller ist als die einer Kanonen-
kugel .... Die Astronomen gehen im-
mer um diesen Stein des Anstoßes her-
um, indem sie von etwas anderem
sprechen, nämlich von der Drehung um
die Achse. Wir wollen aber einmal den
Puchs einfanden. " Er macht dann
beim Gegenbeweis die geistreiche Vor-
aussetzung, daß der Weltraum mit Luft
gefüllt sei —
Bei den Wahrnehmungen „aus der
Ferne" passiert es ihm, daß er die Erde
sich in einer der sonstigen entgegenge-
setzten Richtung drehen läßt, nur um
die Gleichzeitigkeit seiner telepathischen
Wahrnehmungen mit den Ereignissen
zu beweisen.
Die Tatsache, daß infolge des etwa
hundertmal größeren Durchmessers der
Sonne der Schatten der Erde nur eine
begrenzte Länge (1,4 Mill. Kilometer)
besitzt, hat er nierrt beachtet, wenn er
sagt: „In diesem Schattensegment, das
sich ja unendlich ausstreckt, steigt jetzt
der Mond auf als Vollmond, obwohl er
vom Erdschatten verdunkelt werden
müßte, den das Auge sieht."
....„Aber hier sagt der Dozent;
Credo quia absurdum; unsinnig, weil der
Mond sein Licht von der Sonne bekom-
men soll."
Noch viel geistreicher sind seine
Ideen über die Fixsterne: „ — Was ant-
worten die Astronomen? — Das ist so
dumm, daß ich mich schäme, es zu wie-
derholen." Er gelangt, da er von der
Existenz der Irradiation keine Ahnung
hat, zu dem klassischen Resultat: ,,Also
die Sterne sind, nach der Formel
a = Fjfy weder beleuchtete Gegenstände
noch Lichtquellen." Er scheint dann im
nächsten Absatz sagen zu wollen, daß sie
Löcher in der Himmelskugel sind, die
von außen erleuchtet werden. — Die
Idee ist übrigens nicht neu.
In dem Abschnitt, ,, Das Geheimnis
der Capeila", bespricht er eine seiner
epochemachenden Entdeckungen. Er
hat nämlich gelegentlich einer Durch-
musterung des Himmels mit seiner
„Lesebrille mit periskopischen Glä-
sern" (die natürlich zum Nahesehen be-
stimmt ist!) gefunden, daß Capella, die
ihm wie Jupiter erschien, vielleicht ein
Planet sei. Bei Sirius dürfen wir von
ihm wohl auch noch eine solche Fest-
stellung erwarten. Noch weiter geh/t
seine Bemerkung, die Figur des Orioii-
nebels sei mit Schiaparellis Zeichnungen
von Merkur und Mars (vor 1877) iden-
tisch In einem Nebelfleck sieht er
sogar „ganz einfach das Theta der älte-
sten Griechen" und konstruiert damit
einen neuen Beweis für das Dasein
Gottes.
Leider kann man auf diese Tollheit
nicht einmal Hamlets Wort anwenden,
daß sie wenigstens „Methode" habe.
Was hier von vielen Tausenden von
Lesern geradezu verschlungen wurde,
ist wissenschaftlich heller Unsinn. Der
einfachste Versuch hätte S t r i n d -
b e r g belehren können, aber sein kran-
kes Hirn verbohrte sich auf den Satz,
nach dem er alle seine pseudowissen-
schaftlichen Theoreme betrachtete:
Credo quia absurdum.
Sollte es nicht möglich sein, das im
Publikum doch augenscheinlich weit
verbreitete Interesse für die im „Blau-
buch I" behandelten Fragen auch durch
vernünftige Erörterungen zu fesseln?
[1031 ,
Die Messung der Sternstrahlung,
Während bis vor wenigen Jahrzehn-
ten zur objektiven Messung von
Sternhelligkeiten nur die photographi-
sche Platte zur Verfügung stand, ver-
fügen wir heute über eine größere Zahl
von sehr empfindlichen Instrumenten
für diesen Zweck. Irr erster Linie wäre
da die S e 1 e n z e 1 1 e zu nennen, welche
zunächst, namentlich in den Händen von
S t e b b i n s , sehr schöne Ergebnisse
gezeitigt hat. In neuerer Zeit ist sie,
besonders in Deutschland, durch die
Elster- und Geitelsche Pho-
to z e 1 1 e verdrängt worden. Die her-
vorragenden Arbeiten von Prof. G u t h -
nick sind unseren Lesern wohl be-
'kannt, und wir werden weiter darüber
berichten. Diese Methoden besitzen
indessen die Eigenschaft, daß sie selek-
tiv wirken und deshalb nicht die Ge-
samthelligkeit messen und noch weniger
die Gesamtstrahlung. Für viele Unter-
suchungen, z. B. die d Cephei-Sterne, ist
dies sehr erwünscht. Soll dagegen die
Gesamtstrahlung gemessen werden, so
treten alle die Instrumente ein, welche
auch im Laboratorium zu Strahlungs-
messungen verwendet werden, nämlich
die Thermosäule, das Bolometer und das
Radiomikrometer. Das Letztgenannte
beruht auf dem Prinzip der „Licht-
mühle" und ist wohl zuerst von N i -
chols (1901) für astrophysikalische
Messungen benutzt worden. Mit Hilfe
eines zweifüßigen Reflektors gelang es
ihm, die Strahlung von Wega, Arctur,
Jupiter und Saturn zu messen und ihr
gegensei tigesVerhältnis zu 1 :2,2 :4,7 : 0,74
zu bestimmen.
Während das Bolometer bisher zur
Erforschung der Sternstrahlung seltener
benutzt worden ist, sind Thermoelemente
verschiedentlich verwendet worden.
Durch weitere Vervollkommnung der
thermoelektrischen Einrichtung ist es
W. W. C o b 1 e n t z (Bull. Bureau of
Standarts 11, S. 613, 1915) gelungen,
die Empfindlichkeit beträchtlich zu
steigern, so daß es möglich war, die
Strahlung von Sternen bis zur 7. Größen-
klasse zu messen. Seine Anordnung ist da-
mit etwa vierhundertmal empfindlicher
als die von Nichols. Wie er selbst
verschiedentlich hervorhebt, ist dieser
bedeutende Fortschritt aber sehr klein
gegenüber dem, was zur Messung schwä-
cherer Sterne oder der spektralen Ener-
gieverteilung notwendig wäre.
Da festgestellt war, daß die Emp-
findlichkeit weniger von der Thermo-
kraft der für das Thermoelement be-
nutzten Metallkombination als vielmehr
von genügend kleiner Wärmekapazität
und Wärmeleitung abhängt, mußten die
Abmessungen so klein als irgendmöglich
gehalten werden. Seine Thermoelemente
bestanden aus winzigen Stückchen dün-
nen Drahtes von Wismuth gegen eine
Legierung von Wismut und 5% Zinn
oder gegen Platin. Die Wismutdrähte
hatten eine Länge von 2,2 mm und
einen Durchmesser von 0,067 mm, die
Platindrähte sogar einen solchen von
0,01 mm. Der Widerstand seiner Ther-
moelemente betrug 4,6 bis 11,8 Ohm.
Diese Thermoelemente waren an Platin-
drähte angelötet und wurden zu zwei
oder drei in ein kleines Glasgefäß gesetzt,
welches durch ein Fluofitfenster ver-
schlossen war und durch ein angesetztes
Glasrohr evakuiert werden konnte. Um
das Vakuum auch fern vom Labora-
torium ohne Benutzung einer Luftpump
aufrecht erhalten zu können — da die
Empfindlichkeit in Weitgehendem Maße
hiervon abhängt — , war an jenes Glas-
rohr ein Quarzrohr angekittet, welches
mit metallischem Kalzium gefüllt war.
Erhitzt man dieses auf schwache Rot-
glut, so absorbiert es alle Gase (mit Aus-
nahme von Argon), so daß dieses ein-
einfache Hilfsmittel das Vakuum aller-
orten leicht wiederhergestellt werden
konnte. Auf die Lötstelle der beiden
Thermoelemente wurden kleine flache
Scheibchen von 0,3 bis 0,4 mm Durch-
messer gesetzt, welche mit Lampenruß
und Platinmohr geschwärzt wurden und
als schwarze Strahlungsempfänger
dienten.
Diese Vakuumthermoelemente wur-
den in eine Metallhülse eingeschlossen,
welche mittels zweier Schrauben an den
Crossley-Reflektor der Lxk-Sternwarte
(534 cm Brennweite, 92 cm Durchmesser)
angesetzt werden konnten. Die genaue
Fokussierung des Sternbildchens auf
den Empfänger wurde mit Hilfe eines
totalreflektierenden Prismas und einer
Linse von der Seite her beobachtet. Bei
einigen Messungen wurde auch eine
Wasserzelle mit Quarzfenstern vor die
Thermosäule geschaltet, um die Strah-
lung unter Ausschluß der ultraroten zu
bestimmen.
Der Thermostrom wurde mit einem
empfindlichen Panzergalvanometer, wel-
ches einen Ausschlag von 1 mm bei
einem Strome von etwa 10~10 Ampere
gab, gemessen. Die absolute Empfind-
lichkeit des Strahlungsmessers wurde
mit einer Wallrathkerze geprüft. Diese
gab bei einer Entfernung von 3,2 m
einen Ausschlag von 101 mm und hätte
somit bei 1 m Abstand einen solchen
von 1040 mm bewirkt; wegen der
Reflexion und der Absorption des
Fluoritfensters wäre dieser Betrag
noch um etwa 10% zu vergrößern. Bei
Benutzung des Spiegelteleskopes wird er
noch im Verhältnis der wirksamen Spie-
gelfläche (630 000 qmm) zu der Auffang-
fläche (0,089 qmm), als 7400 millionen-
mal vergrößert, so daß ein Ausschlag
von 1 mm durch eine Kerze in der Ent-
fernung von etwa hundert Kilometern
bewirkt werden würde. Zum Vergleich
seien die entsprechenden Werte von
N i c h o 1 s und Pfund angegeben ; bei
diesen hätte die Entfernung „nur" 9
bzw. 35 km betragen dürfen.
Auf eine Wiedergabe des reichhal-
tigen damit erzielten Beobachtungs-
materials an 112 Himmelskörpern (dar-
unter 105 Sternen, den hellen und dunk-
len Partien des Jupiter, einigen seiner
Monde, den Saturnrmgen sowie einem
planetarischen Nebel ) muß hier ver-
zichtet werden, da W. W. C o b 1 e n t z
als Physiker die Feinheiten astronomi-
scher Reduktionsmethoden, außer acht
lassend mit ,, Abendfaktoren" arbeitet,
deren Unsicherheit eine wirkliche Be-
urteilung der Leistung der Methode vor-
läufig illusorisch macht.
Die Untersuchung wurde dann spe-
ziell auf Sterne nahe derselben Größen-
klasse, aber von verschiedener Farbe,
beschränkt, wobei sich ergab, daß die
Strahlung der gelben Sterne etwa dop-
pelt, die der roten etwa dreimal so groß
ist als die gleich heller blauer Sterne.
Interessante Ergebnisse über die Ener-
gieverteilung in den Spektren einzelner
Sterne lieferten die Strahlungsmessungen
unter Zwischenschaltung des Wasser-
filters. Die blauen Sterne (der Klassen B
und A) weisen die geringste ultrarote
Strahlung auf (wie nach den Strahlungs-
gesetzen auch leicht verständlieh), da
bei ihnen noch etwa 60 bis 70% der Oe-
samtstrahlung durch die Wasserzelle
hindurchgehen, während dieser Betrag
bei den roten Sternen (Klasse M) nur
25% ausmacht. Die Durchlässigkeiten,
welche für die von den Planeten reflek-
tierten Sonnenstrahlen erhalten wurden,
stimmen sehr nahe mit ihren Albedines
überein.
Absolute Messungen der Strahlung
lassen sich auch mit dieser Methode
leider nicht erzielen, da die Durchlässig-
keit der Atmosphäre für die verschie-
denen Klassen von Sternen so sehr ver-
schieden ist. So absorbierte z. B. die
Atmosphäre in einer Nacht 18%, mehr
von der Strahlung eines blauen Sternes
(a Lyrae) und 49% mehr von der eines
roten Sternes (« Herculis) als in der fol-
genden, die sich durch einen außer-
ordentlich geringen Feuchtigkeitsgehalt
auszeichnete.
Immerhin läßt sich aus den Beob-
achtungen ein wenn auch roher Wert der
gesamten Sternstrahlung ableiten. Das
Galvanometer gibt nach den oben mit-
geteilten Eichungen einen Ausschlag
von 1 mm, wenn eine Strahlung von
17,4 • 10~7 g Cal/min auf den Emp-
fänger fällt. Bei Benutzung des Spiegel-
teleskopes vergrößert sich die Empfind-
lichkeit um den oben angegebenen Be-
trag, so daß dann 1 mm Ausschlag einer
Strahlung von 25 • 10~17 g Cal/min ent-
spricht, woraus sich für das qcm eine
Strahlung von 28 • 10~17£ Cal/min be-
rechnet. Bei Benutzung des bei der
Messung der Sternstrahlungen am mei-
sten verwendeten Thermoelementes än-
dert sich diese Zahl auf 34 • 10-17 g
Cal/min. Wenn die gesamte Strahlung
ohne Verlust durch Leitung und Wieder-
ausstrahlung angesammelt werden
könnte, so würde es demnach sechs Mil-
lionen Jahre dauern, ehe 1 g Wasser um
1° erwärmt werden würde.
Zum Vergleich sei angeführt, daß die
Sonnenstrahlung, welche durch die At-
mosphäre die Erde wirklich erreicht,
etwa 1 g CdX/qcm • min beträgt und die
beim Wasser angegebene Erwärmung
somit in einer Minute hervorbringen
würde. Da die Strahlung des Polar-
sternes einen Ausschlag von 6 mm er-
/ •
zeugt, so beträgt seine Strahlungskon-
stante 2 • 1CM2 g ZdXlqcm • min. Er
müßte also eine Million Jahre strahlen,
um unter den angegebenen Voraus-
setzungen eine Gramm-Kalorie zu er-
zeugen. Auf Grund dieser Zahlen kann
man die Gesamtstrahlung aller Sterne zu
1 bis 2 • 10~r g CdAlqcm • min schätzen,
so daß sie erst in 100 bis 200 Jahren
1 g Wasser um 1° erwärmen würden,
eine Leistung, welche, wie gesagt, die
Sonnenstrahlung in einer Minute be-
wirkt. Die Sternstrahlung ist somit
auf den Wärmehaushalt der Erde ohne
jedweden Einfluß. {(m
Argelanders Verfahren der Stufensehätzung von Sternhelligkeiten.
H. 0 s t h o f f macht in A. N. 205,
1 bis 24, in einer hochinteressanten Ab-
handlung eine Reihe von Bemerkungen
über die A r g e 1 a n d e r'sche Methode,
die für den Teil unserer Leser, der
auf dem Gebiete der Erforschung der
veränderlichen Sterne tätig ist, von
großem Werte sind. Wir geben nach-
stehend das Wichtigste daraus wieder:
,,Die zahlreichen Widersprüche zwi-
schen den mit dem Auge angestellten
Helligkeitsbeobachtungen der Fixsterne
und photometrischen (photographischen
und photoelektrischen) sollen aufgeklärt
und weitere Fehlerquellen ausfindig ge-
macht werden, um das Sehverfahren zu
derjenigen Höhe der Vollkommenheit zu
heben, die ihm vor allen gebührt. Dazu
sollen die folgenden Ausführungen einen
kleinen Beitrag liefern, und zwar soll
hauptsächlich die M i t w i r k u n g d e r
Farben bei den Helligkeitsschät-
zungen der Fixsterne besprochen werden.
Unter den zur Beobachtung der
Sternhelligkeiten dienenden Verfahren
bleiben nach wie vor die der Gleich-
setzung zweier Lichter die zuverlässig-
sten, und unter ihnen wieder steht als
einfachste Methode die der Argelander-
schen Stufenschätzungen obenan, die
auch mit unbewaffnetem Auge viel zu
leisten vermag.
Ich habe mich beim Schätzen streng
an Argelanders Festsetzung der vier
Stufen gehalten. Beim Fehlen jedes
Anhaltes ist es nur schwer möglich,
einen größeren Lichtunterschied in Stu-
fen (oder Zehntelgrößen) anzugeben. Da
können sechs ebenso groß wie sieben oder
mehr erscheinen. Beschränkt man sich
aber auf die geringsten Lichtunter-
schiede und sind die Farben nicht zu sehr
verschieden, so ist das Helligkeits-
schätzen eine ebenso leichte und ein-
fache Sache wie das Farbenschätzen.
Ein großes Hilfsmittel bei allen Hel-
ligkeitsschätzungen bilden gleichzeitige
Farbenschätzungen, weil Licht- und
Farbensinn zugleich während der Beob-
achtung tätig sind und sich gegenseitig
beeinflussen. Wie sich weiterhin finden
wird, ist es geboten, anzugeben, ob und
wie beim Beobachten der Helligkeiten
die Farben erkennbar waren. Das in
Aufnahme gekommene Schätzen der
Färbung der Veränderlichen genügt
nicht, es hat außer einem statistischen
Wert keinen Nutzen. Daß die bloße
8 —
Kenntnis der Sternfarben heute durch
die Aktinometrien vermittelt werden
kann, berührt den Wert der mit dem
Auge ausgeführten Farbenschätzungen
in keiner Weise.
Alle im folgenden vorkommenden
Farbenangaben sind in meiner Skala
ausgedrückt, in der 0C = Weiß, 4C
== Gelb, 7C == Orange ist.
Bei allen Beobachtungen am Stern-
himmel ist unbedingter Ausschluß jedes
störenden Seitenlichtes geboten. Am
Fernrohr dient mir dazu ein schwarzes
Tuch, mit dem ich den Kopf und das
Okularende einhülle. Bei Beobachtungen
mit bloßem Auge verwende ich zu dem
Zwecke zwei innen geschwärzte Seh-
rohre aus Pappe, eins von 13 cm Durch-
messer für einander fern- und eins von
6 cm für einander näherstehende Sterne.
Ferner dürfen die Beobachtungen
nicht zu oft durch Hantierungen in zu
hellem künstlichen Licht, etwa zum
Niederschreiben der Beobachtungen, un-
terbrochen werden. Die Dunkelan-
passung des Auges geht verloren und
muß wieder hergestellt werden, was Zeit
kostet. Wiederholen sich solche Unter-
brechungen zu oft, so erlangt das Auge
niemals die volle Empfindlichkeit, die
unbedingt nötig ist.
Daß im allgemeinen der Lichtunter-
schied zweier Sterne größer erscheint,
sobald ein dritter zwischen ihnen mitge-
schätzt wird, zeigen meineBeobachtungen
ebenso, wie es schon von anderen bekannt
war. Am stärksten wird das eintreten,
wenn ein Farbengegensatz mitwirkt.
Was die E x t i n k t i o n betrifft, so
müßte sie eigentlich jeder Beobachter
für seinen Beobachtungsort selbständig
ermitteln. Hier in der großen Stadt
(Cöln) ist sie sehr ungleich wegen der mit
dem Azimut stark wechselnden Durch-
sichtigkeit und Helle der Luft. Am Ost-
himmel, über der inneren Stadt und dem
Rhein, finde ich die Sterne stets viel
lichtschwächer und in geringen Höhen
viel früher schwindend als in entgegen-
gesetzter Richtung über mehr freies Feld
hinweg. Jener Vorschlag ist ja schon
verschiedentlich gemachtworden1). Aber
das ist es nicht allein, was nottut, son-
dern es muß vor allen Dingen eine Ex-
tinktionstafel hergestellt werden, die den
mit den kleinsten Handinstrumenten
ausgeführten Helligkeitsschätzungen ent-
spricht. Je lichtschwächer das Instru-
ment, desto eher hört in ihm bei zu-
nehmender Zenitdistanz (überhaupt bei
gleicher Lichtdämpfung) die Erkennbar-
keit der Farben auf, desto größer wird
zufolge des P u r k i n j e'schen Phäno-
mens der Lichtunterschied zwischen W
(Weiß) und R (Rot) zum Nachteil von R.
Nur ein Beispiel — das aber allge-
mein gültig ist — , um zu zeigen, wie der
Lichtunterschied von der absoluten Hel-
ligkeit und der Farbe abhängt. In rund
10° scheinbarer Höhe am Osthimmel
sehe ich hier mit bloßem Auge a Tauri
(6.4° ) nur um wenige Stufen ß Tauri
1.1° ) übertreffen (oft« - ß). Zugleich
sind ihre Farben unkenntlich. Mit zu-
nehmender Erhebung der Sterne werden
sie heller, und die Stufenzahl nimmt
langsam zu, bis gegen Ende der dreißiger
Höhengrade auch die Farbenschwelle er-
reicht wird. Zur selben Zeit aber, stets
wenn mit bloßem Auge roh a — ß ist,
zeigt ein altes Opernglas schon die Far-
ben sowie a >> /?. Natürlich werden
sich diese Lichtverhältnisse an einem
Orte in besserer Lage anders erweisen.
Das Purkin jesche Phänomen ist
überhaupt von größter Bedeutung für
die Beobachtung von Sternhelligkeiten.
Die Verschiedenheit der Sehschärfe
(oder der angewandten optischen Kraft)
wirkt ungleich auf die verschiedenen
Farben und dadurch auf die Helligkeiten.
Das gilt nicht nur für Fernrohre, son-
dern auch für die kleinsten Mittel, sogar
schon für den Unterschied zwischen
bloßem Auge und Opernglas. Es macht
sich bereits merklich, sobald ein Paar
*) Siehe auch Sirius, 1918, S 82 u 199.
— 9 —
gleich heller Sterne einen nur gering-
fügigen Farbenunterschied aufweist.
Die roten Strahlen wirken ferner
nicht nur bei Sternen oberhalb der Farben-
reizschwelle, sondern auch dann auf das
Auge ein, wenn sie gar nicht als solche
erkennbar sind. Dergleichen Sterne
können für das bloße Auge um eine volle
Größenklasse schwächer erscheinen, als
sie in einem Photometerkataloge ange-
geben sind. Ein Fall dieser Art liegt in
19 Piscium (8.4°) vor1), der einst ohne
Grund für veränderlich erklärt war.
Argelan der und H e i s nennen ihn
6M, im PGK (Potsdam) ist er 5.12M,
in der HPR(Harvard) 5.30M. Bei diesem
Stern macht sich schon ein Lichtunter-
schied zwischen den Schätzungen mit
dem lichthellen Voigtländer ,, Theater-
glas" (V.) und dem dunklen2) G. (Tri-
eder von Görz mit 6 facher Vergr.) merk-
lich, trotzdem in beiden die Farbe un-
kenntlich ist.
Von den Vermittlern der Nerven-
erregung in der Netzhaut, den Zapfen
und Stäbchen, sind die Stäbchen die
Träger des Lichtsinnes, sie gestatten die
Unterscheidung zwischen Hell und Dun-
kel. Je weiter nach dem Außenrande der
Netzhaut zu, desto mehr nimmt die
Zahl der Zapfen ab, und die Stäbchen
herrschen vor. Die Stäbchen sind rot-
blind, daher schwinden die Farben der
rötlichen Sterne, je mehr sie seitlich ge-
sehen werden. Der Rand der Netzhaut
ist völlig farbenblind3).
!) Wir empfehlen dem Leser, diesen in
der Tat sehr merkwürdigen Stern am
Himmel nachzusehen. Schriftl.
2) „Dunkel" bedeutet den dunklen
Himmelsgrund infolge der stärkeren Ver-
größerung. Die optischen Vorzüge dieses
Glases „schwache Lichtpunkte", „tief ge-
sättigte, starke Farben" machen das Beob-
achten damit nach Osrhoffs Ansicht für
Veränderliche weniger bequem als mit op-
tisch weniger guten Gläsern (z. B. Opern-
gläsern.) Schriftl.
3) Unsere Leser sind hierüber durch die
Abhandlung des Herrn Geheimrat L u m -
m e r bereits eingehend unterrichtet. Schriftl.
Bei allen Helligkeitsbeobachtungeil
am Sternhimmel kommt es nun darauf
an, ob man mit den farbenempfindlichen
Zapfen oder mit den farbenblinden
Stäbchen beobachtet, oder, was so ziem-
lich dasselbe ist, ob man die Sterne mit
dem Mittelpunkt des Auges oder seitlich
ansieht, kurz: ob man die Far-
ben erkennt oder nicht.
Es ist eine alte Erfahrung, daß die
Farbe eines Lichtes um so tiefer oder ge-
sättigter erscheint, je lichtschwächer
dieses wird. Schon unser Sprachge-
brauch drückt den Zusammenhang aus,
indem er wenig gesättigte Farben durch
„hell" bezeichnet, durch das Wort, das
zugleich für größere Lichtmenge ge-
braucht wird, wie hellblau, hellgelb.
Meine jahrelang fortgesetzten Unter-
suchungen behufs Ermittlung der Größe
der Farbenzunahme mit abnehmender
Helligkeit eines Fixsternes haben zur Ge-
wißheit geführt, daß diese Größe ver-
änderlich ist. Auf die Art dieser Ver-
I änderlichkeit sowie auf weitere Einzel-
heiten braucht hier nicht näher einge-
gangen zu werden. Im Durchschnitt
wird man bei den Sternen, deren Farbe
klar erkennbar ist, eine Farbenver-
tiefung von etwa V2e bd Abnahme der
Helligkeit um 1M erwarten können.
Die Hauptschwierigkeit, die sich für
gesunde Augen beim Helligkeitsvergleich
bietet, kann nur entstehen, wenn die
Sterne verschieden gefärbt sind und ihre
Farbe deutlich erkennen lassen. Man
hat es dann mit zwei Größen zugleich zu
tun, die gegenseitig voneinander ab-
hängig sind.
Aus diesen Gründen ist die Vor-
schrift, jeden der zu vergleichenden
Sterne solange zu fixieren, bis man sich
ein Urteil über seine Helligkeit gebildet
hat, und dann dieses Erinnerungsbild
mit dem gegenwärtigen Lichteindruck
des folgenden Sternes zu vergleichen,
nicht empfehlenswert, so-
bald beide Sterne erkennbar verschieden
gefärbt sind. In diesem Falle ist das
— 10 —
ohnehin schwierige Festhalten des Ein-
druckes in der Erinnerung eine noch
mehr erschwerte Aufgabe.
Man hat geglaubt, durch extra-
fokale Beobachtung, durch Verstellen
etwa des Opernglases, bis die Sterne als
kleine Scheibchen sich zeigen, die Licht-
vergleichung erleichtern zu können.
Der Rat, die Helligkeitsvergleichung
extrafoka 1 auszuführen, ist n i c h t
gut. Allerdings hat das Verfahren den
Vorteil, daß dadurch die erschwerende
Wirkung der sichtbaren Sternfarben
fortfallen kann. Aber es ändert sich als-
dann das Lichtverhältnis der Sterne.
Bei unscharfer Einstellung büßt der rote
Stern seine Farbe ein, wird aber zugleich
lichtschwächer. Mir sind bei Versuchen
dieser Art Fälle vorgekommen, in denen
der Wechsel beider Beobachtungsweisen
einen Helligkeitsunterschied von y2M
bis 1M ergab.
Es gibt nur ein Mittel, störend un-
gleicher Farbenempfindung auszuwei-
chen, indem man nämlich ein der
Helligkeit der Sterne ent-
sprechend schwaches In-
strument anwendet, in welchem
die Farbe nicht hervortritt1).
Die Sterne mit ganz exzentrischen
Netzhautstellen zu beobachten, auf
denen die Farben nicht mehr empfun-
den werden, ist ein gar zu schwer aus-
führbares (überaus anstrengendes!) Ver-
fahren. Man kann sich aber die Ver-
gleiche zwischen Weiß und Rot dadurch
erleichtern, daß man die Vorschrift,
jeden Stern solange zu fixieren, bis man
sich seine Helligkeit eingeprägt hat,
außer acht läßt und sie ersetzt durch oft
wiederholtes sehn eil es Hin- und Her-
gehen, ohne jeden länger anzusehen, als
unbedingt nötig ist. Dann tritt Rot nicht
störend hervor, die Vergleichung mit
Weiß wird erleichtert, und doch bringt
die rote Farbe in den Ergebnissen ihre
J) Hier entsteht eine interessante Auf-
gabe für die praktische Optik. Schilf tl.
physiologischen Eigentümlichkeiten Zum
Ausdruck. Bei zu großer Entfernung
beider Sterne voneinander ist dieser
schnelle Wechsel natürlich nicht aus-
führbar, aber in solchem Falle sind Ver-
gleiche überhaupt nicht ratsam.
Nach anfänglicher Unsicherheit wird
sich wohl mit der Zeit bei jedem Beob-
achter eine gewohnheitsmäßige Auf-
fassung des Helligkeitseindruckes eines
roten Sternes beim Vergleiche mit Weiß
/einstellen, aber sie braucht nicht die
richtige zu sein. Infolgedessen vermag
ein Beobachter sehr gut unter
sich stimmende Beobachtungs-
reihen zu liefern, die trotzdem völlig
verfehlt sein können. Diese mit der Zeit
herausgebildete Art der Auffassung kann
auch wechseln.
Von höchster Bedeutung ist es nun
für die Stufenschätzungen, wenn sich die
zu vergleichenden Sterne (gelbe und be-
sonders rötliche) nahe der Farben-
schwelle befinden. Faßt man einen
Stern dieses Helligkeitsgrades einige
Zeit fest ins' Auge, so ereignet es sich
in der Regel, daß ganz allmählich die
Farbe zum Vorschein kommt. Sie wird
gewissermaßen aus dem Dunkel heraus-
geholt und kann so klar werden, daß sie
sich in den Stufen der Skala angeben
läßt. Gleichzeitig damit aber wächst die
Helligkeit des roten Sternes. Der Licht-
zuwachs kann V2 Größenklasse und
mehr betragen und das Lichtverhältnis
zweier Sterne gänzlich ändern. Ver-
mutlich hängt die Größe dieser Zu-
nahme vom Grade der Deutlichkeit, d. h.
der Sättigung ab, mit der die Farbe
von dem angewandten Instrument dar-
gestellt wird. Die Leichtigkeit des Ein-
trittes ändert sich natürlich auch mit
allen Einflüssen, die die Farbenschwelle
verschieben. Wer auf die Erscheinung
aufmerksam geworden ist, vermag also
das Hellerwerden der an der Farben-
schwelle befindlichen roten Sterne nach
Belieben hervorzurufen. Ein Beob-
achter kann in seine Helligkeits-
schätzungeil große Unstimmig-
keiten hineinbringen, wenn er einen
solchen Stern das eine Mal la nge,
das andere Mal nur flüchtig
ansieht.
Welcher von beiden Eindrücken ist
nun der richtige, der ohne Farbe mit
geringerer Helligkeit des roten Sternes
oder der andere mit deutlicher Farbe
und größerer Helligkeit? Da jede der
beiden Sehweisen als richtig zu gelten
hat, so bleibt nichts anderes übrig, als
die Ergebnisse beider getrennt neben-
einander gelten zu lassen und stets an-
zugeben, ob und wie die Farbe kennt-
lich war.
Der Farbengegensatz kann je nach
den Umständen einen Stern schwächer
oder heller erscheinen lassen. Es treten
hier Verwicklungen auf, die von der
Dauer der gegenseitigen Einwirkung,
von der Größe des Farbenunterschiedes
der Sterne und vom Grade der Erkenn-
barkeit der Farben überhaupt ab-
hängen.
Hat man sich anhaltend ausschließ-
lich mit Algolsternen beschäftigt und
geht danach auf einen roten Veränder-
lichen über, so wird dessen Licht (Farbe
wie Helligkeit) infolge Nachwirkung des
weißen etwas vertieft erscheinen. Diese
Nachwirkung längere Zeit vorherge-
gangener gleichsinniger ' Reize auf die
Netzhaut tritt gerade bei den schnell
zu handhabenden kleinen Instrumenten,
wie Operngläsern u. dgl, leicht ein. Ich
glaube bemerkt zu haben, daß die fol-
genden Helligkeitsschätzungen schon
beeinflußt wurden, wenn ich vorher nur
einmal einen der*- hellen Planeten mit
bloßem Auge angesehen hatte. Darum
ist der Rat, zur Erholung vom Beob-
achten das Auge unstet um-
herschweifen zu lassen, nicht
gut.
Vorweg ist zu bemerken, daß meine
Helligkeitsschätzungen keine Änderung
der Lichtgleichung während des Ver-
laufes der Dunkelanpassung aufweisen,
sobald es sich um Sterne handelt, die
wegen Lichtschwäche niemals ihre Farbe
erkennen lassen. Anders aber liegt die
Sache, sobald man die Farben zu unter-
scheiden vermag. Es stellte sich dabei
sofort heraus, daß eine allgemein gültige
Kurve, ähnlich meiner für Farben ab-
geleiteten, sich für Helligkeitsunter-
schiede nicht herstellen läßt. Es ist klar,
daß die verschiedensten Umstände den
einfachen Verlauf des in Rede stehenden
Vorganges stören werden.
Will man den Einfluß der Dunkel-
anpassung des Auges überhaupt ver-
meiden, so gilt die Regel: Wer Far-
ben beobachten will, be-
schäftige sich während der
ersten halben bis drei-
viertel Stunde nicht mit
Sternen, in deren Licht
Rot v o r k o in m t. Helligkeits-
schätzungen führe man bis dahin nur an
solchen Sternen aus, deren Farbe wegen
Lichtschwäche dauernd weit unterhalb
der Schwelle der Erkennbarkeit für das
betreffende Instrument liegt.
Ein für die Zeit nach Ende der An-
passung geltender Stufenwert könnte
als wahre Stufenzahl" bezeichnet wer-
den.
Über den Einfluß d e s M o n -
des auf das Licht der Fixsterne sind
die Ansichten der Beobachter geteilt.
Viele von ihnen bezeichnen den Mond-
schein als eine ,, Störung" und drücken
diese in einer Skala aus, wobei es oft
unklar bleibt, was sie damit meinen, ob
Größe der Mondphase, ob Erhellung des
Himmelsgrundes oder des Beobachtungs-
raumes oder erschwerte Beobachtung
infolge Schwächung der Sterne. Die
Folgen zu heller Beleuchtung des Beob-4
achtungsraumes sind schon vorhin er-
wähnt. Scheidet man diesen Fall aus,
so bleibt hier nur die Einwirkung des er-
hellten Himmelsgrundes auf die Stern-
helligkeiten zu erörtern. Es ist üblich,
allen ziffernmäßigen Ermittlungen eines
etwaigen Mondeinflusses die Größe der
— 12 —
Mondphase zugrunde zulegen. Aber
das ist nicht richtig, es kommt weniger
auf die Größe der Mondsichel an als viel-
mehr darauf, ob der Mond den
Himmels grund gerade dort
erhellt, wo man Helligkeitsver-
gleichungen ausführt. Steht der Voll-
mond tief am Himmel, so kann man ihm
gegenüber noch beobachten, ohne seine
Anwesenheit sö^stark zu empfinden, wie
wenn man in der Nähe einer nur schma-
len Sichel Beobachtungen ausführt. Dar-
.aus folgt eine verhältnismäßig geringste
oder seltenste Wirkung des Mond-
scheines auf die Zirkumpolarsterne. Tat-
sächlich läßt sich z. B. in meinen Ver-
gleichen zwischen y und a Cassiopeiae
kein Einfluß des Mondes nachweisen
(wozu jedoch bemerkt werden muß, daß
ich nicht bei Vollmond zu beobachten
pflege).
Aus meinen Beobachtungen der
Ster.nfarb.en hat sich ein
sehr deutlicher E i n f 1 u ß d e s
Mondscheines ergeben, weil ich
bei den Farbenschätzungen stets no-
tierte, wann das Gesichtsfeld des Fern-
rohres erhellt war. Auf Grund dieser
Angaben konnte dann später der Mond-
einfluß durch einfache Gegenüberstel-
lung ziffernmäßig festgestellt • werden.
Die Mondphasen selbst blieben dabei
unberücksichtigt. Dieser Einfluß be-
steht darin, die Intensität der Farben
zu vermindern.
Bisher handelte es sich um soge-
nannte gefärbte Sterne. Wie der Mond-
schein auf die Lichtgleichung weißer
Sterne wirken kann, wenn diese wegen
großer Entfernung voneinander auf un-
gleich erhelltem Grunde stehen, zeigt
folgendes Beispiel: Bei dunklem Himmel
ist im Opernglas a Andromedae > y
Cassiopeiae. Erhellt aber der Mond die
Andromeda, so kehrt sich das Verhält-
nis um in y Cassiopeiae > > a Andro-
medae.
Der Rat ist schon erteilt, die Er-
hellung des Himmelsgrundes dadurch
u n w i r k s a m zu machen, daß man
zu den Sternvergleichungen bei M o n d -
schein ein anderes Instru-
ment mit dunklerem Felde1) als sonst
anwendet. Das hat aber seine Nachteile.
Außerdem wird der Zweck doch nur teil-
weise erfüllt. Ich habe bei hellem Mond-
schein sogar das tiefdunkle Gesichtsfeld
des Görzglases erhellt gesehen.
Verwandt mit dem Einfluß des
Mondscheines ist der der Dämme-
r i! n g. Ich erinnere an meinen Bericht
über den starken Farbenwechsel, den
der Mond sowie künstliche Lichter
während des Verlaufes der bürgerlichen
Dämmerung durchmachen. Dement-
sprechend ist auch ein Helligkeits-
wechsel zu erwarten, mit dessen Er-
mittlung jedoch keine Zeit vergeudet
wurde. Meine Beobachtungen
b e g a 11 n n e n immer erst mit dem
Ende der astronomischen
D ä m m e r u n g. Bis dahin können
Farben — wie Helligkeitsschätzungen
mehr oder weniger gefälscht werden.
Außer anderem leiden alle Beobach-
tungen an den Folgen der mangelnden
Dunkelanpassung des Auges.
Eine andere Ursache, die das Stern-
licht schwächt, liegt in t r ü b e r L u f t.
Bei jeder Lichtschwächung, die ganze
Strecken des Himmels gleichmäßig trifft,
werden nach dem P u r k i n j eschen
Phänomen die roten Sterne mehr ge-
schwächt als die weißen. Dem wirkt bei
Mondschein der erhellte Himmelsgrund
entgegen. Aber bei dicker Luft ist nur
die eine Wirkung vorhanden.
DieüblenFolgen dergleichzeitigen oder
gemeinsamen Vergleiche zweier Sterne
haben ihren Grund in der ungleichen
Empfindlichkeit der verschiedenen Netz-
hautstrecken für Lichteindrücke.
Aus der zu großen Nähe der Sterne zu-
einander erklärt sich auch diegroße Rolle,
!) Eine bzw. verschiedene Blenden vor
dem Objektiv oder Änderung der Vergröße-
rung würden der Forderung auch schon ge-
nügen. Schriftl.
— 13 —
die def Positionswinkel in den Messungen
mit dem Zöllner sehen Photometer
spielt. Aber hier kann man ihn bekannt-
lich ausmerzen, indem man dieMessungen
in allen vier Quadranten ausführt.
Aus demselben Grunde sind Ver-
gleiche der Plejadensterne unterein-
ander mit einem kleinen Handinstru-
ment nur mit ganz unsicherem Erfolg
auszuführen. Das gilt auch von den
Schätzungen kleiner roter Sterne, die
helle begleiten, wie T Cygni bei s oder
34 Bootis bei £ u. a. Hier beeinflußt
der helle Nachbar unter allen Umstän-
den das Fixieren des kleinen roten
Sternes, und zwar durchaus nicht immer
gleichmäßig in derselben Richtung.
Wie bei der Beobachtung der Stern-
farben übertreffen auch bei der der Hel-
ligkeiten die physiologischen Fehler-
quellen alle anderen an Zahl und Stärke.
Die Frage, ob durch Berücksichtigung
der Farbe alle Unstimmigkeiten der
Lichtvergleichungen restlos gehoben
werden können, ist trotzdem bestimmt
zu verneinen. Unter anderen muß die
Frage der Autosuggestion be-
rührt werden. Die gelegentliche Beein-
flussung der Beobachter läßt sich nach-
weisen vom Begründer unserer deutschen
Stufenschätzungsmethode an bis auf die
Jetztzeit. Wenn es sich nicht um Mes-
sungen, sondern um Schätzungen han-
delt, ist sie nicht zu vermeiden,
wenn auch niemand daran denkt, daß
er ihr unterliegen könnte. Man kann
ganz allgemein den Satz aussprechen:
Bei allen später als nicht veränderlich
erkannten Sternen hat es fast immer
einzelne Beobachter gegeben, die sofort
nach der Entdeckung nicht nur den
fälschlich behaupteten Lichtwechsel an
sich, sondern sogar dessen angebliche
Eigentümlichkeiten zu bestätigen ver-
mochten. Daß Selbsttäuschung den
Beobachtern sogenannter ,, farber-
wechselnder" Sterne fleißig geholfen
hat, ist ganz sicher. Bei Farben kann
sie auch viel leichter eintreten, weil die
Farben unmittelbare Sinneseindrücke
hervorrufen. Da aber Helligkeiten nur
auf Umwegen, durch Vermittlung von
Vergleichsternen, erlangt werden kön-
nen, so wäre die Meinung berechtigt, die
Vergleichsterne würden dem Urteil ge-
wissermaßen als Stütze dienen. Dem ist
nicht so. Es bleibt nichts übrigals die An-
nahme, daß die gegenseitigen Be-
ziehungen zwischen einfachen
Lichteindrücken in gleicherweise
seelisch beeinflußt werden kön-
nen wie die unmittelbaren Far-
beneindrücke.
Oft wird allerdings das Schwanken
in den Beobachtungen einfach auf
Mangel an Vorsicht zurückzuführen sein.
Man könnte darüber urteilen, wenn die
Beobachter sich eingehender darüber
äußern wollten, unter welchen Um-
ständen sowie in welcher Stimmung des
Auges sie ihre Aufgabe erledigt haben.
Bei der Mitteilung der Beobachtungen
wird uns in Zukunft nicht nur das Was,
sondern auch das Wie fesseln."
Bahnbestimmung des Doppelsterns f Ursae majoris.
Dieser Doppelstern ist zurzeit selbst
an kleinen Fernrohren ein leichtes
Objekt, denn erst Ende 1914 hatten des-
sen Komponenten ihren größten Abstand
mit 3.07" erreicht. Aber bereits Anfang
1925 wird sich bei einem Positionswinkel
von genau 90° die Distanz auf 2.35" ver-
ringert haben und schon Ende 1932
wird das Distanzminimum mit 0.89"
stattfinden.
Seit der letzten Bahnbestimmung
durch Nörlund sind bereits 13 Jahre
und seit derjenigen von S e e 24 Jahre
verflossen, so daß eine Neuberechnung
unter Hinzuziehung der wegen der
Kriegsereignisse leider nicht allzu zahl-
14 —
reich vorliegenden Messungen der letzten
Jahre immerhin lohnenswert erschien,
wenngleich von vornherein größere Ab-
weichungen von den bisher vorliegenden
Bahnelementen nicht erwartet werden
konnten.
Die große Eigenbewegung dieses
Systems im Raum, in Verbindung mit
der großen Helligkeit der Komponenten,
schreibt See, berechtigt zu der An-
nahme, daß es der Erde verhältnismäßig
nahe ist. — Das zur Bahnberechnung
verwendete Beobachtungsmaterial er-
streckt -sich auf die Zeit von 1802 bis
1915 und enthält die sämtlichen in den
Astron. Nachr. über diesen interessanten
Doppelstern veröffentlichen Messungen.
Es sind deren im Ganzen 417. Eine
Positionswinkel-Messung von W. Her-
s c h e 1 aus dem J. 1781,97 wurde nicht
mehr mit einbezogen. Die Distanzen,
sowie die Positionswinkel wurden zu
97 Jahresmitteln vereinigt und je für
sich graphisch ausgeglichen. Das erste
Bahnelement, nämlich die Umlaufszeit
U, ergab sich infolge des Umstandes, daß
dieser Doppelstern seit den ersten vor-
liegenden Messungen bereits mehr als
einen Umlauf vollendet hat, direkt aus
der Positionswinkelkurve mit großer
Schärfe, indem für die Positions-
winkel von 120° bis 270°, woselbst die
Kurve doppelt existiert, die Umlauts-
zeit der Zeichnung direkt entnommen
werden konnte. Sie ergab sich im Mittel
zu 59.752a. Als Ergebnis der graphi-
schen Ausgleichung wurden derZeichnung
für die Zeit von 1830,0 bis 1910,0 17 Nor-
malörter entnommen, die in Zeitinter-
vallen von 5 Jahren von 1830.0 usw.
fortschreiten. Diese wurden im Maßstab
1" =60 mm aufgetragen und zugleich
auf Pauspapier eine Ellipse mit passen-
den Abmessungen vorgezeichnet, auf die
Zeichnung aufgelegt und solange ge-
dreht, bis sie sich namentlich an den
Stellen der Bahn, für welche die meisten
und besten Beobachtungen vorliegen,
am besten anschmiegte.
Aus der Projektionsellipse wurden
dann durch Formeln, die seinerzeit W.
Rabe (Breslau) in Nr. 3547 der Astron.
Nachr. veröffentlicht hat, sehr rasch die
nachstehenden Bahnelemente gefunden:
r = 1875.127; U =59.752*; e= 0.3835;
4= 2.5845"; / = ±57.4°; & - 100.8°;
«> = 123.5°.
Eine mit diesen Elementen für die
einzelnen Epochen der Normalörter be-
rechnete Ephemeride ließ jedoch er-
sehen, daß an einzelnen Stellen der
Bahn zwischen Rechnung und Beobach-
tung noch Widersprüche übrig bleiben,
dcen Behebung durch eine etwas andere
Wahl der Projektionsellipse unbedingt
angezeigt erschien. Vor allem hat sich
die Beseitigung der Widersprüche auf
die Positionswinkel zu erstrecken, die
bekanntlich am Fernrohr relativ viel
sicherer gemessen werden können wie
die überaus kleinen Distanzen. Zu
diesem Zwecke wurden mehrere in der
Nähe des Periastrons gelegenen Di-
stanzen mit Hilfe der aus dem Flächen-
satz resultierenden Gleichung q2 • dp —
const. berechnet und dabei ersehen, an
welchen Stellen der bisherigen Projek-
tionsellipse noch eine Korrektur anzu-
bringen war. Zu dieser neuen (defini-
tiven) Projektionseilipse wurden in der-
selben Weise wie oben die nunmehr
endgültigen Bahnelementc
berechnet und erhalten wie folgt:
7 = 1875.203; £/ = 59.752";
e = 0.39735 ;d = 2.53 12";/= ± 56.0 ;
$..== 100.3°; co = 126.3°.
Die mit diesen Elementen neuerdings
berechnete Ephemeride ergab in der
Tat vor allem in den Positionswinkeln
ein weitaus besseres Anpassen der Rech-
nung an die Beobachtung und die
Quadratsumme der übrigbleibenden
Fehler war hier gegen vorhin viermal
kleiner geworden. Eine Herabminde-
rung aller übrig bleibenden Wider-
15 —
sprüche auf ein Mini m u m kann nur
durch die methodische Aus-
gleichung erzielt werden, die jedoch
eine sehr große Rechenarbeit erfordert.
Vielleicht ist es aber auch durch die
vorliegende Arbeit gelungen, diesem
Ziele möglichst nahe zu kommen.
1081] Tauber.
Spektren der W
Ausgedehnte Beobachtungen, welche
JVl. Wolf (Heid. Akad. Math.
Naturw. KL 1915, 14. Abhdlg.) auf der
Königstuhl-Warte über die Spektren
der Wolf-Rayet-Sterne angestellt hat,
haben trotz der verhältnismäßig be-
scheidenen Mittel, mit welchen sie
durchgeführt wurden, einige inter-
essante Ergebnisse gezeitigt. Die 16 un-
tersuchten Sterne ließen sich danach mit
einer Ausnahme in zwei Gruppen ein-
ordnen. Ganz isoliert bezüglich seines
spektralen Verhaltens steht nur der
Stern B. D. 30° 3639 durch seine schar-
fen Emissionslinien, die in ihrer Inten-
sität und in ihrer Verschiebung gegen die
Maxima der entsprechenden Bänder der
übrigen Wolf-Rayet-Sterne wesentlich
abweichen. Auch mit den planetarischen
Nebeln hat er keinen Zusammenhang,
da in seinem Spektrum die wichtigsten
Nebellinien fehlen.
Von den übrigen untersuchten fünf-
zehn Sternen kann man neun spektral
zu einem 468-Typ und die sechs anderen
zu einem 465-Typ zusammenfassen.
Durch diese Benennung ist schon der
auffallendste Unterschied zwischen die-
sen beiden Gruppen charakterisiert.
Während nämlich bei der erstell Klasse
das vorherrschende Maximum bei 468 ]i
liegt, rückt es bei der zweiten auf 465 /<,
wo der erste Typ sogar ein hervortre-
tendes Minimum zeigt. Bei diesen beob-
achtet man auch allein die ultraviolette
Emission um 348.4, während die in dem
465-Typ eigentümlichen Bänder um 445
bis 443 fehlen. Einzelne Sterne der
ersten Gruppe bilden dabei einen Über-
gang zu der zweiten. Im allgemeinen
sind also nur wenige Bänderbeiden streng
lf-Rayet-Sterne.
gemeinsam; eine Ausnahme bilden mög-
licherweise das Band 469, das um 454
und die Absorptionsstreifen des Wasser-
stoffes. Dagegen finden sich zahlreiche
Einzellinien bei allen Sternen, so be-
sonders die von Nicholson theore-
tisch geforderten Linien.
Bei allen findet man auch die erste
und zweite Nebenserie des Wasserstoffes,
meist in Umkehrung. Da die Haupt-
wasserstofflinien der ersten Nebenseme,
besonders gegen die kürzeren Wellen-
längen hin, bei den einzelnen Sternen
als kräftige Absorptionslinien auftreten,
so ähnelt bei diesen der violette Teil des
Spektrums demjenigen eines Sterns der
A- oder F-Klasse. Man könnte daraus
vielleicht schließen, daß die Spektren
durch Übereinanderlagerung der von
zwei leuchtenden Himmelskörpern emit-
tierten entstanden sind.
Besonders auffallend werden die
Unterschiede zwischen den beiden Grup-
pen, wenn man die Intensitätsverteilung
betrachtet, welche am Okular des Mikro-
meters gezeichnet ist. Man erkennt
dann sofort, daß allen Spektren das Mi-
nimum bei 457 // gemeinsam ist. Die
Spektren des 468-Typ besitzen ferner
alle um 420 ein ausgesprochenes Maxi-
mum, das bei dem 465-Typ bei weitem
nicht so deutlich ist.
Wiederholte Messungen der Spektra
erweckten den Eindruck, als ob sich zum
mindesten einige derselben änderten.
Eigentümlich ist all diesen, daß sie zahl-
reichere Absorptionslinien, besonders im
violetten Teile des Spektrums besitzen,
als die übrigen. Sterne. Die auffallendste
Veränderlichkeit zeigt sich in der Ge-
gend um das helle #<5-Band, um das
6
helle Band 405.7 und um die schmäleren
Bänder bei 463; geringere sind beiden
violetten Absorptionsbändern. Dabei
bleiben Emissions- und Absorptions-
bänder an ihren Örtern, während sich
innerhalb der erstgenannten ein fortge-
setzter Wechsel zu vollziehen scheint,
was sich dadurch erklärt, daß sie wahr-
scheinlich aus zahlreichen Einzelbän-
dern zusammengesetzt sind, welche
durch die mangelhafte Dispersion des
benutzten Instrumentes nicht mehr ge-
trennt werden konnten. Es kann da-
durch leicht eine Verlagerung des Maxi-
mums einer Bande oder Gruppe erfolgen.
Zuweilen wurden derartige Ver-
änderungen schon von einem Abend
zum nächsten beobachtet. Möglicher-
weise ist durch diese fortwährende Ände-
rung auch ein großer Teil der Unscharfe
der erhaltenen Bilder verursacht.
Besonders auffallend ist noch, daß
es etwa dieselben Stellen in dem va-
riablen ^tf(5-Bande sind, welche sowohl
in den Wolf-Rayet-Sternen als auch in
den Neuen Sternen heller und dunkler
werden und daß die Amplitude des Wech-
sels in be/den Fällen dieselbe ist. B.
[1028
Tätigkeitsbericht der Gruppe für die Beobachtung der Sonne.
Das lebhafte Interesse zahlreicher
Liebhaberastronomen an den Vor-
gängen auf der Sonne, das zur Bildung
dieser Gruppe geführt hatte, ist fort-
dauernd rege geblieben. • Infolge des
Kriegszustandes und der daran anknüp-
fenden politischen Vorgänge ist die Reihe
der in dieser Gruppe zusammengefaßten
Beobachter zwar manchem Wechsel
unterworfen gewesen, die Zahl der Mit-
arbeiter hat aber im Laufe der Zeit nicht
etwa abgenommen, sondern sie ist ge-
stiegen. Angesichts der schweren Er-
schütterungen, denen doch sämtliche
Kreise unterworfen waren und noch
sind, möchte dies vielleicht auf den
ersten Blick befremdlich erscheinen;
man geht indessen wohl nicht fehl mit
der Erklärung dieser Tatsache aus der
großen Sehnsucht nach einem erhabenen
Ruhepunkt, die heute so viele Gemüter
erfüllt.
Da der in der Regel auf beschränkte
instrunientelleMittel angewieseneFreund
der Himmelsforschung wohl immer eine
Erholungspause am Tage zur Verfügung
hat, die er gern einer würdigen Ab-
lenkung von der Mühsal des Tages wid-
met, so ist es begreiflich, daß dieser
Beobachtungszweig, bei dem nicht ein-
mal das Opfer eines Teiles der Nacht-
ruhe gefordert wird, so regen Zuspruch
findet. Für die Statistik der Sonnen-
flecken sind bekanntlich größere Fern-
rohre nicht gebräuchlich und auch kaum
erwünscht.
Bei der Ordnung des eingelaufenen
Beobachtungsmaterials ergab sich eine
außerordentliche Mannigfaltigkeit, die
der Gruppenleitung recht zustatten kam.
In der Hauptsache lassen sich die Bei-
träge in folgende Arten einteilen: 1. De-
tailzeichnungen, 2. Übersichtsblätter,
die ganze Sonnenscheibe mit Flecken
und teils auch mit Fackeln darstellend,
3. statistische Berichte mit Angaben
über Lage und Größe der Flecken- und
Fackelgruppen, unterstützt durch Skiz-
zen und photographische Aufnahmen
der . Sonnenscheibe. Vereinzelt kamen
hierzu noch Protuberanzenbeobachtun-
gen. Die Zeichnungen wurden auf den
meistens geäußerten Wunsch der Ein-
sender nach Gebrauch zurückgegeben.
In der zeichnerischen Darstellung wurde
den Mitarbeitern völlig freie Hand ge-
lassen; bezüglich der statistischen Bei-
träge dagegen wurde, wo es nötig schien
oder erbeten war, Anleitung und Aus-
kunft gegeben. Am umfangreichsten
17 —
sind naturgemäß die statistischen Mit-
teilungen. Diese Aufzeichnungen ver-
langen weder Übung noch Geschick im
Zeichnen, obwohl ja die Fleckenerschei-
nungen selbst einen mäßig begabten
Zeichner zur Wiedergabe geradezu her-
ausfordern. So standen z. B. im Jahre
1918 einige hundert Aufnahmen zur Ver-
fügung. Die bloße statistische Auszäh-
lung der Fleckengruppen hat allerdings
ihren besonderen Reiz, der darin liegt,
daß sie sich am raschesten bewerk-
stelligen und in einfachster Weise, ohne
mathematisches Rüstzeug, rechnerisch
auswerten läßt. Daher wohl die Bevor-
zugung der Statistik.
Die Ergebnisse der Zusammenarbeit
lassen sich nun kurz folgendermaßen
kennzeichnen. Zunächst wurde seit Juni
1917 eine fortlaufende Berichterstattung
im ,, Sirius" über den Gang der Flecken-
erscheinungen ermöglicht. Wohl gab es
bisher gelegentliche Berichte über auf-
fallende Fleckenbildungen, es fehlte aber
früher an einer kurzperiodischen und
systematischen Berichterstattung über
den Verlauf dieser so wechselvollen Er-
scheinungen, deren Einfluß auf irdische
Vorgänge erst zum geringen Teile er-
forscht ist. Die näheren Angaben über
die Mitarbeiter und ihre Beiträge finden
sich in den erwähnten Berichten des
,, Sirius". Als weiteres Ergebnis ist die
Ermittlung der Epoche des letzten
Hauptmaximums, das in den August
1917 fiel, zu nennen. Ein zweites Maxi-
mum wurde im Dezember 1917 beob-
achtet, während mitten zwischen beiden,
nämlich im Oktober, ein ganz ungewöhn-
lich niedriger Fleckenbestand festge-
stellt wurde, der vielleicht als eine Pause
tiefer Erschöpfung aufzufassen ist. Auch
im übrigen wurde der Charakter der
Fleckenkurve zahlenmäßig festgelegt
durch die bis Januar 1915 zurück-
reichenden statistischen Angaben in den
periodischen Berichten. Am Jahres-
schluß wurde endlich eine Zusammen-
stellung der Beobachtungsreihen an die
Sternwarte in Zürich gesandt, um dort
von dieser Zentralstelle für die Sonnen-
fleckenstatistik endgültig verwertet zu
werden. Welche große Bedeutung die
,,W o 1 f sehen Sonnenfleckenrelativ-
zahlen" für die verschiedensten Zweige
der Naturwissenschaft besitzen, braucht
an dieser Stelle wohl nicht hervorge-
hoben zu werden.
Das ziemlich weitmaschige Netz der
Beobachtungsorte machte die gemein-
sam betriebene Sonnenüberwachung
wenigstens in den Frühlings-, Sornmer-
und Herbstmonateader nördlichen Erd-
halbkugel verhältnismäßig wenig ab-
hängig von der Wetterlage; in den Mo-
naten Dezember und Januar waren in-
dessen die Reihen leider immer noch
lückenhaft. Da es außerdem vorkom-
men kann, daß der eine oder andere Be-
obachter durch Krankheit oder Berufs-
geschäfte zeitweilig behindert ist, so ist
es natürlich von Wert, daß sich mög-
lichst viele Mitarbeiter beteiligen, da-
mit einmal größere Unterbrechungen in
den Beobachtungen vermieden werden
und persönliche Verschiedenheiten in
der Auffassung der Gruppen- und
Fleckenzahlen sich bei der Mittelbildung
ausgleichen. (Gewisse Willkürlichkeiten
sind ja bei der Auszählung, wie jeder aus
Erfahrung weiß, ohnehin manchmal un-
vermeidlich.) Es möge dies eine Er-
munterung für die gewiß sonst noch
zahlreichvorhandenen Sonnenbeobachter
sein, ihre Mitwirkung einer schönen und
großen Aufgabe zu widmen, die keine
erheblichen Opfer an Zeit und Mühe ver-
langt, sondern lediglich etwas Ausdauer,
und dafür als Lohn eine tiefe und reine
Befriedigung gewährt, wie wenige an-
dere Beschäftigungen. um
W. Voß.
18
Der erste aus der Rheinprovinz
Geheimer Bergrat Professor Dr. R.
Brauns in Bonn schreibt in der
„Kölnischen Zeitung" vom 24. Dez. 1918:
Unmittelbar vor Kriegsausbruch wurde
mir von Herrn Bauckhorn, Be-
triebsmeister an der Königlichen Ge-
schoßfabrik in Siegburg, ein 220 £ schwe-
rer Meteorstein für das mineralogische
Museum der Universität Bonn zum
Kauf angeboten, der in Forsbach bei
Bensberg gefallen sein sollte. Ich habe
den Stein erworben, auch auf die Gefahr
hin, daß er irgendeinem früheren be-
kannten Fall angehöre; der ausbrechende
Krieg verbot weitere Nachforschungen.
Ich mußte mich fürs erste damit begnü-
gen, was sein Besitzer angeben konnte,
daß der Stein am 12. Juni 1900, mittags
gegen 2 Uhr auf freiem Felde bei Fors-
bach niedergefallen und von dem Acke-
rer V o 1 b e r g, der sich nur 2 m davon
entfernt befand, ausgegraben worden
sei ; durch den Luftdruck sei der Arbeiter
angeblich bald umgefallen. Der Finder
sei schon im Jahre 1902 gestorben. Wei-
tere Nachforschungen haben ergeben,
daß jene Angaben zuverlässig waren.
Der Ackerer V o 1 b e r g habe nach Aus-
sage seiner Witwe bei seiner Arbeit im
Felde in der Luft ein Geräusch wahr-
genommen und geglaubt, daß ein Vogel
daher fliege, im selben Augenblick sei
der Stein aus der Luft etwa 1 bis \y2 m
entfernt in die Erde eingeschlagen. Er
habe den Stein aus der Erde genommen
und festgestellt, daß er noch heiß war.
Nach dem Tode des Finders ist der Stein
für 3JI an einen Metzger verkauft wor-
den, dieser hat ihn an einen Verwandten
nach Siegburg weitergegeben, und hier
hat ihn Herr Bauckhorn erworben,
der in richtiger Erkenntnis, daß solche
wissenschaftlich wertvollen Steine für
die Wissenschaft nicht verlorengehen
dürfen, ihn dem mineralogischen Mu-
seum zum Kauf angeboten hat. Dies ist
die irdische Gedrehte des einzigen aus
bekanntgewordene Meteorstein.
der Rheinprovinz bekanntgewordenen
Meteorsteins, sie lehrt, wie leicht ein
solcher Fund doch verloren gehen kann.
Wer das Glück hat, den Fall eines Me-
teorsteins zu erleben, wird über seine
Herkunft aus dem weiten Himmels-
raunf nicht im Zweifel bleiben, und sollte
ihn immer alsbald der Mineraliensamm-
lung einer Universität zuführen, er wird
gut bezahlt. Meteorsteine haben immer
eine dünne schwarze Schmelzrinde, die
sich bei dem Fluge des Steines durch die
Atmosphäre infolge der Reibung des
Steines an der Luft gebildet hat, im
Innern sind sie steinig, heller oder dunk-
ler grau und oft reich an kleinen Körn-
chen von Nickeleisen. Der Forsbacher
Meteorstein gehört zur Gruppe der Me-
teoriten, die unter ihren Bestandteilen
kleine Mineralkügelchen enthalten und
Chrondrite genannt werden, nach seiner
Farbe und Beschaffenheit zu den weiß-
grauen breccienartigen Steinen dieser
Art. Die mikroskopische Untersuchung
eines Dünnschliffes läßt Olivin, Bronzit
und Nickeleisen als die wesentlichsten
Bestandteile erkennen.
Der Stein von Forsbach ist der ein-
zige aus der Rheinprovinz bekanntge-
wordene Meteorstein, aber nicht der
einzige Meteorit aus diesem Gebiete.
Der andere hat eine wenig rühmliche
Geschichte. Im Jahre 1802 wurde bei
Bitburg in der Eifel bei Anlage einer
Straße an der Albacher Mühle eine 1600
bis 1700 kg schwere Eisenmasse mit
Olivin, ein sogenanntes Pallaseisen, ge-
funden. Aber damals wollte man von
Meteoriten nichts wissen, und so wan-
derte dieser kostbare Eisenblock auf den
Pluwiger Hammer bei Trier und ist hier
eingeschmolzen worden. Das Eisen aber
war rotbrüchig und konnte nicht ver-
schmiedet werden; um den Ruf der
Hütte zu wahren, wurde es vergraben.
Auf Veranlassung von Nöggerath,
dem damaligen Professor der Mineralo-
— 19 —
gie an der Universität Bonn, ist er im
Jahre 1833 wieder ausgegraben worden,
und Stücke davon sind in fast alle Me-
teoritsannnlungen gekommen; auch die
Bonner Sammlung besitzt davon ein
Stück. Durch dieUmschmelzung ist die
ursprüngliche Beschaffenheit völlig ver-
loren gegangen. Stücke des nicht ge-
schmolzenen Bitburger Eisens gehören
zu den größten Seltenheiten. Bonn be-
sitzt davon leider nichts. Seine Meteo- |
ritensammlung, die kürzlich durch eine
großherzige Schenkung von Frau Ellen
Waldthausen in Königswinter
eine ungemein wertvolle Bereicherung
erfahren hat, würde durch die Stiftung
eines unveränderten Bitburger Eisens
um ein weiteres wertvolles Stück ver-
mehrt werden, des einzigen Meteoreisens,
das aus dem Rheinland bisher bekannt-
geworden ist. im6
Rundschau.
Die totale Sonnenfinsternis vom
29. Mai 1919 konnte von den beiden
englischen Expeditionen beobachtet
werden. In Sobral (Nord-Brasilien)
wurde eine Gravitationsverschiebung
am Sonnenrande von 1.52" bzw. 1.98"
gefunden, auf der Insel Principe eine
solche von 1.60". Der aus der E i n -
st ein sehen Theorie folgende Wert
ist 1.75". Wir werden auf diese Fragen
noch eingehender zurückkommen. [im
Venus. In Bulletin de la Societe
Astronomique de France- Juli wird über
eine aus der English Mechanic stam-
mende Beobachtung des Planeten Venus
berichtet. Der Beobachter, E. M. N e 1 -
son, sah die Polarflecke am 11. Juni
v. J. mit einem Dreizöller ganz deutlich,
sogar von einer mit dem Mondkrater
Aristarch zu vergleichenden Weißheit.
F 1 a 111 m a r i 0 n fügt hinzu, er habe
am 15. Juni um 4 Uhr p. m. „ Frühlings-
zeit" mit dem Äquatorial der Stern-
warte zu Juvisy den nördlichen Polar-
fleck zwar etwas verschwommen (viel-
leicht wegen schlechter Luft), aber doch
unzweifelhaft gesehen und ihn einigen
Besuchern der Sternwarte gezeigt. Un-
gefähr gleichzeitig (am 15. 3—4 Uhr
p. m.) sah ich mit dem hiesigen Refrak-
tor (Vergr. 160) bei guter Luft den nörd-
lichen Fleck außerordentlich glänzend.
Am Südhorn war auch ein großer
schneeweißer Fleck von ca. 40° Durch*
messer zu sehen. Dieselben Bildungen
beobachtete ich auch im Sommer 1914,
sie wurden bei dieser Gelegenheit auch
von ungeübten Augen gesehen.
iii3] W. N 0 r 1 i n d.
Komet 1919 d (Sasaki). Der am
20. Oktober von Sasaki auf der Stern-
warte Kyoto im Sternbilde des Stein-
bocks aufgefundene Komet 9. Größe
konnte von G. F a y e t als der periodi-
sche Finlaysche Komet erkannt werden.
Seine Helligkeit nimmt schnell ab.
Schaumassescher Komet 1919 e. Mit
dem Kometen 1919 e ist von den perio-
dischen, im Jahre 1919 zur Sonne zu-
rückkehrenden Kometen, der dritte
wieder aufgefunden worden. Bei seiner
geringen Helligkeit (etwa 12.5 Größe)
kommt er nur für große Instrumente in
Frage. rüsb
Die im Jahre 1920 zu erwartenden
periodischen Kometen. In diesem Jahre
kehren auf Grund der bisher angenom-
menen Bahnelemente drei Kometen zur
Sonnenähe zurück, die sämtlich in mehr
als einer Erscheinung beobachtet wor-
den sind und durchweg sehr kurze Um-
laufszeiten haben. Es sind dies:
1. Komet Tempel2. Er wurde im
Jahre 1873 entdeckt und konnte nach
der Vollendung des ersten Umlaufes 1878
wiedergefunden werden. Die beiden
nächsten Erscheinungen (1884 und 1889)
fielen wegen ungünstiger Sichtbarkeit^-
- 20 -
Verhältnisse aus. 1894 wurde er nach
einer Vorausberechnung von Schulhof
gesichtet, 1899 auf der Licksternwarte
und 1904 in Nizza von neuem gefunden.
In der Sonnennähe 1910 blieb er un-
sichtbar, 1915 wurde er von dem er-
folgreichen Kometen jäger D e 1 a v a n
auf der La Plata-Sternwarte aufgefun-
den. Umlaufszeit 5.17 Jahre.
2. Kometde Vico-Swift. Entdek-
kungsjahr 1844. Er blieb, bei einer Um-
laufszeit von 6.40 Jahren, zunächst
50 Jahre, bis 1894, verschollen und ist
seitdem auch nicht mehr gesehen wor-
den. Seine Wiederauffindung in diesem
Jahre muß also als sehr zweifelhaft
angesehen werden.
3. Komet Giacobini. Nach seiner
Entdeckung im Jahre 1900 wurde er
erst bei seiner zweiten Rückkehr zur
Sonne, 1913, wieder gesehen. Seine
UmUufszeit beträgt 6.51 Jahre.
Ein im Jahre 1886 von Brooks
entdeckter Komet von 5.60 Jahren Um-
laufszeit ist nur in dieser ersten Erschei-
nung beobachtet worden. Er muß wohl
endgültig als verloren betrachtet wer-
den, um P. H.
VV Orionis. Von E. H e r t z -
sprung1) sind in der Zeit von 1913
Jan. 28. bis 1914 Febr. 22. am Zeiß-
Triplet des Astrophysikalischen Obser-
vatoriums zu Potsdam photographische
Helligkeitsmessungen des veränderlichen
VV Orionis ausgeführt worden. Als
Vergleichssterne dienten BD — 1 °935
und BD— 1 949. Auf 726 Platten
wurden insgesamt 1451 Expositionen
von 3 mm intrafokalen Aufnahmen er-
halten. Die Ausmessung der Platten im
Mikrophotometer erfolgte durch Frl.
H. M a 1 1 e n k 1 o d t. Die direkt ge-
fundenenSterngrößendifferenzen wurden
dann wegen Ort des Bildes auf derPlatte
und Extinktion korrigiert. Das Material
wurde nunmehr nach der Phase geordnet
») Puhl. d. Astrophvs. Obs. zu Potsdam,
Nr. TA.
und zu 66 Mittelwerten zusammengefaßt.
Die durch sie gelegte Kurve ließ deutlich
die Elliptizität der Komponenten er-
kennen, während ein durch gegenseitige
Bestrahlung entstandener Reflexions-
effekt nur unsicher angedeutet war. Der
Abstand zwischen Haupt- und Neben-
minimum beträgt genau eine halbe Pe-
riode. Die Exzentrizität ist also un-
merklich, so daß die Bahn als kreis-
förmig angenommen werden kann. Die
weitere Diskussion führte schließlich zu
folgenden Ergebnissen: Die Länge der
Periode, korrigiert für Radialgeschwin-
digkeit, ist 1.48529d, die Epoche des
Hauptminimums J. T. helioz. m. Z.
Gr. 2420095.220. Die (photographische)
Amplitude beträgt 0.35111 bzw. 0.16m.
Die Dauer der Verdunklung im Haupt-
oder Nebenmimimum ist 0.191p (die
Dauer der ganzen Periode gleich 1 ge-
setzt), das sind 0.283d , die Dauer der
ringförmigen oder totalen Verdunklung
ist entsprechend 0.068p - 0.101d. Mit
der von Daniel auf ürund der spek-
troskopischen Bahnbestimmung berech-
neten Massenfunktion des Systems von
0.358 Sonnenmassen und unter der An-
nahme des Massenverhältnisses beider
Komponenten zu 2 bzw. 3 ergeben sich
noch nachstehende Daten:
Massen Verhältnis . 2 3
Bahnradius. . .8 100 000 10 800 000 km
Masse d. Hauptsterns 6 4 17.2 \ sonnen-
Masse d. Begleiters 3.2 5.7 | maHsen
Dichte d. Hauptsterns 0.050 0.006 1 sonnen-
Dichte d. Begleiters 0.37 0.28 j äichte
Halbe, große Achse
des Haupt«terns . 4.8 *"t>.4l Einheit. -n
Halbe große Achse 1^
des Begleiters . . 2.1 2.71 ach*.
U05] P. H.
Die Radialgeschwindigkeit von ß Ur-
sae minoris stellt ihrer Ermittlung uner-
wartet große Schwierigkeiten etngegen.
Der Stern zeigt einen Bedeckungslicht-
wechsel im Verlauf von 71/2 Stunden,
wobei nach P. G u t h n i c k die tiefe
des Hauptminimums 0.019M und die des
Nebenminimums 0.006M beträgt. Im
Hauptminimum steht der kleine Be-
— 21 —
gfeiter vor dein Hauptstern; seine
Flächenhelligkeit ist die geringere. Die
Amplitude^der Schwankung der Radial-
geschwindigkeit hatte sich nun 1908
nach L u d e n d o r f f zu 6 km, nach
Lick-Beobachtungen zu 5V2 km er-
geben, während die im Februar 1916
aufgenommenen 36 Kontrollspektro-
gramme nur einen außerordentlich klei-
nen Betrag von weniger als 2 km liefern.
Prof. G u t h n i c k ist der Auffassung,
daß hier noch eine ungeklärte Ursache
zu Grunde liegt, und weist zum Vergleich
auf den Stern e Ursae majoris hin, wo
sich zeitweilig im Spektrum eine zweite
Komponente mit größerer Umlaufszeit
bemerkbar macht. (A. N. 203, 383—86.
1917). [10331 Kr.
Eine Wirkung der Durchbiegung
eines Spiegels auf seine auflösende Kraft.
Eine Untersuchung von H. S. Jones,
(Cambr. Proc. R. S. 88, 494) ist ein
Versuch, die Wirkung der Durchbie-
gung eines Spiegels auf das durch ihn
hervorgerufene Bild zu zeigen. In kur-
zen Worten ist der Vorgang mit seinen
dazu gehörigen Wirkungen folgender:
Die auflösende Kraft ist proportional
der Öffnung. Eine Verzerrung des
Bildes, die durch das Gewicht des
Spiegels und die Art der Unterlagen
bedingt wird, vermindert die auflösende
Kraft. Durch ein Vergrößern der Öff-
nung von Spiegeln derselben Dicke und
der gleichen Form der Unterlagen wird
keine auflösende Kraft gewonnen. Mög-
licherweise gibt es eine bestimmte Grenze
der Öffnung, die eine Verringerung der
auflösenden Kraft zur Folge hat. Es
ist die Aufgabe der Untersuchung, die
Verzerrung des Bildes bei verschiedenen
Arten von Unterlagen in ihrer Wirkung
auf die auflösende Kraft und die noch
zulässige Größe der Öffnung zu be-
rechnen. Die Schwierigkeiten der mathe-
matischen Entwicklung erlauben nur
die Betrachtung von ganz einfachen
Formen von Unterlagen, aber das ge-
nügt, um zu entscheiden, ob die oben
erwähnte Öffnung jenseits der Grenze
der praktisch durchführbaren Kon-
struktionsmöglichkeiten liegt.
Die mathematische Untersuchung
beruht auf den Formeln des elastischen
Gleichgewichtes in der Elastizitätslehre.
Nur die horizontalen und vertikalen
Stellungen des Spiegels werden be-
handelt, die geneigten Lagen werden
nur als eine Verbindung der beiden
anderen ins Auge gefaßt. Die in Frage
kommenden rückseitigen Unterlagen
werden in der Mitte, am Rande und
auf einem Kreis zwischen Mitte und
Rand angenommen. Die zunächst aus-
geführten Formeln beziehen sich auf
die relative Senkung der Mitte oder
des Randes, oder auf irgendeinen Punkt
des Halbmessers in bezug auf die ge-
stützte Mitte oder den festen Rand.
Weitere Formeln behandeln die Aus-
breitung des Bildes einer punktförmi-
gen Lichtquelle und die Wirkung,
welche die Durchbiegung des Spiegels
auf dasselbe .ausübt; daraus folgen
Regeln für die Grenze der Öffnung,
jenseits welcher die Breite des Bildes
die auflösende Kraft vermindert. Nimmt
man die Dicke des Spiegels zu ein
Zehntel der Öffnung an, so beträgt
die Grenze der Öffnung acht Zoll bei
Unterstützung am Rande. Für Unter-
lagen sowohl in der Mitte wie am
Rande liegt die Grenze ungefähr bei
vier Fuß. Für Stützen in der Mitte,
am Rande und dazwischen beträgt die
Grenze der Öffnung ungefähr zehn Fuß.
Verstärkt man die Dicke des Spiegels,
so wächst auch die Grenze für die
Öffnung; die Dicke des Spiegels kann
jedoch nicht unbegrenzt verstärkt wer-
den, damit nicht ein Springen des
Glases eintritt, die Homogenität des
Glases darunter leidet oder das Ge-
wicht so groß wird, daß es nicht mehr
genügend unterstützt werden kann. Es
ist augenscheinlich, daß vollständigere
Stützen als die angeführten die Grenze
für die Öffnung erweitern würden und
— 22 ~
zwar über die praktisch durchführbaren
Größen von Spiegeln hinaus. Eine
weitere Untersuchung der Verzerrung
in der Spiegelebene, die durch ge-
neigte oder vertikale Stellungen her-
vorgerufen wird, zeigt, daß es unmög-
lich ist, Verschiebungen zu verhüten,
die tangential zum Rande liegen; die
normalen Verschiebungen können je-
doch durch Randstützen verhindert
werden. Nimmt man in vertikaler
Lage die Brennweite fünfmal so groß
als die Öffnung an, so beträgt die
Grenze der Öffnung ungefähr zwölf
Fuß. Wächst die Brennweite, so wächst
auch die Grenze für die Öffnung.
Das Ergebnis dieser Untersuchungen
besteht also in dem Nachweis, daß
schon bei einfachen Arten von Unter-
lagen die kritische Öffnung größer ist,
als es sich praktisch durchführen läßt.
Ein Beispiel des besten Stützsystemes
ist das des Mount-Wilson-60-Zoll-
Spiegels, der gut verteilte Unterlagen
sowie Randstützen mit seitlichen Wi-
derlagern besitzt.
Zur Frage der täglichen Polhöhen-
sehwankungen. In den A. N. 207,
Nr. 4945 untersucht Prof. Dr. L.
Courvoisierdie von ihm schon oft
diskutierte Frage nach der jährlichen
Refraktion und der Natur des sog. z-
Gliedes. Er kommt zu dem Ergebnis,
daß eine regelmäßige, einfache, periodi-
sche Tagesschwankung der Polhöhe mit
einer Dauer von 24h m. Z. nicht existiert
Die Polhöhe ist vielmehr während der
Nacht und eines Teiles des Tages prak-
tisch als konstant anzusehen, und erst
in den Mittagsstunden zeigen sich ver-
mutlich von der „Saalrefraktion" her-
rührende Störungen. Eine Sinus-
schwingung der Polhöhe ist weder mit
Jahres- noch mit Tagesperiode vor-
handen. Zur Erklärung des z-Gliedes
bleibt nur die Annahme einer wirklichen
Jahresperiode in den beobachteten Pol-
höhen übrig. Diese von den bisherigen
Auffassungen wesentlich abweichende
Erklärimg dürfte wohl Veranlassung zu
weiteren Untersuchungen werden. [1021]
Zonenzeit an Bord. Die Ann. d.
Hydr. enthalten in ihrem 36. Jahrgang,
Heft 7/8, amtliche, sehr interessante
Ausführungen über die Zonenzeit an
Bord. Es wird zunächst mitgeteilt, daß
auch heute noch auf deutschen Handels-
schiffen der tägliche Dienst nach w a h -
r e r Zeit geregelt ist und die Uhr je nach
Bedarf willkürlich verschoben wird.
Nachdem nun der Einfluß des Funken-
telegraphendienstes die kaiserliche Ma-
rine bewogen hat, an Bord mittlere
Zonenzeit zu fahren, tritt auch an die
Handelsschiffahrt die Frage heran, ob
sie nicht der Vorzüge der Gleichmäßig-
keit wegen ebenfalls dazu übergehen
solle. Auf Schiffen, auf denen das Drei-
wachensystem besteht, könnte man die
Uhr abends, zu Mitternacht und mor-
gens um je 20 Minuten verschieben, da-
mit keine Wache benachteiligt würde.
Man erreichte dann, wie in der betr.
! Mitteilung ausgeführt wird, daß die bis-
her an Bord doch etwas heikle Frage der
Uhrenverschiebung auf so einheitliche,
allgemeine Grundlage gestellt wird, daß
allen Nörgeleien der Mannschaften oder
Reisenden von vornherein die Spitze
abgebrochen ist, — ferner, daß man im
drahtlosen Verkehr etwa mit anderen
Schiffen nie über die nötige Zeit in
Zweifel sein wird. Es wird der Vorschlag
gemacht, die J5°-Zonen so abzugrenzen,
daß der Mittelmeridian jeweils um ein
Vielfaches von 15° von dem Green-
wicher Meridian absteht. In jeder dieser
Zonen gilt dann die Zeit des Mittel-
meridians, die sich jeweils volle Stunden
von der mittleren Weltzeit unter-
scheidet. Den Ausführungen ist auf
S. 202 eine Karte beigegeben, die die
Verhältnisse näher veranschaulicht.
[1023]
Zu Tafel I. Die Zeichnung ist am
18. Mai 1919 kurz vor Sonnenunter-
gang, also als Tagesbild des Jupiter er-
halten und stellt demnach nur die wich-
23 «+>
tigsten Umrisse auf der Planetenober-
fläche dar. Charakteristisch für die
letzte Sichtbarkeitszeit war das in allen
Drehungsphasen beobachtete deutliche
Übergreifen heller Streifen in die breite
dunkle Äquatorialzone, wie sie vor ge-
nau 30 Jahren besonders schön von
K e e 1 e r beobachtet und gezeichnet
worden sind (Himmel und Erde Bd. II).
Während der Beobachtung am
18. Mai durchquerte der Schatten des
III. (größten) Trabanten die Planeten-
oberfläche. Der vorangehende III. Tra-
bant selbst war unsichtbar. Bemer-
kenswert ist noch die Tatsache, daß an
dem genannten und einigen folgenden
Tagen die außerhalb der Jupiterscheibe
stehenden Monde bereits 1 bis 2 Stunden
vor Sonnenuntergang sowohl im 60 cm-
Refraktor wie im 18 cm-Leitrohr auf-
fällige Objekte darstellten. Dies ist be-
sonders für den IV. Trabanten von
Interesse, der im Mittel die Helligkeit
6.5M hat. [H29J K. G.
Meinungsaustausch.
In der Obungssternwarte der Uni-
versität Berlin hält zur Zeit im Auf-
trage der Hauptstelle für den na-
turwissenschaftlichen Unterricht Dr.
Kritzinger ,, Übungen in der
Sternforschung" für Lehrer und Leh-
rerinnen an den höheren Schulen Groß-
Berlins ab. Nur die Hälfte der sich Mel-
denden konnte zu den Übungen zuge-
lassen werden, um diese für den Ein-
zelnen recht ersprießlich zu gestalten.
Dies zeigt wohl ziemlich deutlich, wel-
ches Interesse für diese Fragen vorliegt.
Sollte es nun nicht auch an anderen
Universitätssternwarten möglich sein,
solche Lehrkurse einzurichten?
Die Redaktion ist gerne bereit,
obiger Anregung entsprechend Erklä-
rungen von Sternwarten entgegenzu-
nehmen und der pädagogischen Fach-
presse zur Verfügung zu stellen.
C1134
F. Rusch, Beobachtung des Himmels
mit einfachen Instrumenten. Math.-Phys.
Bibliothek Bd. 14. B. G. Teubner, Leipzig.
2. Aufl. 1919. 51 S. mit 6 Abb. Kart. 1 J6.
Studienrat Rusch gibt in dem, nun
schon in zweiter Auflage erschienenen Heft-
chen auf allerengstem Raum eine Menge
praktischer Anregung für den ernsten An-
fänger. Bei der Aufstellung des parallak-
tischen Instrumentes wäre wohl ein Hin-
weis auf die sog. „Scheinersche" Methode
angebracht gewesen. Bei der Berechnung
der Sonnenfleckenbeobachtungen hätte
ohne Mühe die offizielle Formel statt der
willkürlichen gebracht werden können.
In der 3. Auflage hat Verf. hoffentlich Ge-
legenheit, einige Anregungen aus dem
.,Sir." (z. B. Extinktion) zu verwerten.
Fr. Boll, Sternglaube und Sterndeutung,
die Geschichte und das Wesen der Astrolo-
gie. Aus Natur und Geistesw. Bd. 638.
B. G. Teubners Verlag. 2. Auf!. 1919,
110 S. mit Sternkarte u. 20 Abb.
Kaum ein Jahr nach seinem ersten
Erscheinen ist die zweite Auflage dieses zu-
gleich wissenschaftlich gediegenen und
jeden astrologisch interessierten Laien leb-
haft fesselnden Bändchens nötig geworden.
Wir wüßten zur Empfehlung kaum noch
etwas hinzuzufügen. [im Kr.
W. Bloch, Einführung in die Relativitäts-
theorie. Aus Natur und Geisteswelt. Bd. 618.
B. G. Teubner-Leipzig. 100 S. mit 16 Fig.
Die von Dr. Bloch gegebene Dar-
stellung der elementaren Relativitätstheo-
rie setzt nur die math. Kenntnisse eines
Gymnasiasten voraus, bringt nach Möglich-
keit anschauliche Beispiele aus dem Leben,
um die zum Teil recht schwierigen Uber-
legungen zu erleichtern, und kann daher
jedem gerne empfohlen werden, der sich
darüber informieren will. Nachdem die
letzte totale Sonnenfinsternis eine weitere
Bestätigung der Theorie gebracht hat.
dürfte ganz besonderes Interesse dafür vor-
liegen. [iv2i> Kr.
G. Kowalewski, Einführung in die
Infinitesimalrechnung. Aus Natur und
Geisteswelt, Bd. 197, Verlag B. G. Teubner,
Leipzig und Berlin 1919 (100 S. mit 19 Fig.
im Text). Schon die Tatsache, daß diese
kleine Einführung in die höhere Analysis
bereits in der dritten Auflage erscheint,
spricht für ihre Vorzüglichkeit. Im ersten
Kapitel zeigt der Verfasser zunächst die
geometrische Darstellung von Zahlenwerten,"
um dadurch eine äußerst leichtfaßliche An-
schauung vom Begriff der Häufungswerte
und Grenzwerte zu geben. Der Satz von
Weierstraß über die beschränkten
Zahlenfolgen, sowie die Hauptsätze der
Grenzwertrechnung werden behandelt. Das
zweite Kapitel umfaßt die Differential-
rechnung. Einleitend wird der Begriff der
Funktion gegeben, dann werden die ver-
schiedenen Arten von Funktionen darge-
stellt. Der Definition des Differentials
schließen sich die verschiedenen Differen-
tiationsregeln an. § 28 macht uns bei der
Behandlung der Maxima und Minima mit
der Aufgabe der Bienenzelle bekannt.
Einige Abschnitte über Reihen beschließen
dieses Kapitel. Das dritte Kapitel behan-
delt die Integralrechnung, Der Aufstellung
der wichtigsten Integrationsregeln folgt die
Darstellung des Problems der Quadratur
und der Rektifikation ; der T a y 1 o r sehe
Lehrsatz wird kurz gestreift. Die zum
Schluß gegebene historische Übersicht bietet
eine willkommene Ergänzung des behandel-
ten Themas. Wir können das Bändchen
jedem Freunde der Astronomie, der etwas
tiefer in die theoretischen Grundlagen ein-
dringen will, nur warm empfehlen. P. H.
[1107
0. Hartmann, Astronomische Erdkunde.
XI u. 83 Seiten, 38 Textfiguren, 1 Stern -
und 1 Mondbahnkarte und 98 Übungs-
aufgaben. Fr. Grub Verlag, Stuttgart.
Preis steif brosch. Mk. 1.60.
Die fünfte, neubearbeitete Auflage
dieses reichhaltigen und gediegenen Werk-
chens ist nunmehr erschienen. Im Ver-
gleich zu ähnlichen Arbeiten über den
gleichen Gegenstand wird hier Primaner-
Mathematik vorausgesetzt.
Der besondere Wert des Buches liegt
in der fortlaufend gegebenen Anregung
zur Selbstbeobachtung der Himmelserschei-
nungen. Einerseits ein unschätzbares Hilfs-
mittel für den Schüler der oberen Klassen
unserer höheren Schulen, kann es andrer-
seits dem angehenden Lehrer der Mathe-
matik und Naturwissenschaften zeigen, in
welchem Umfange er diesen Lehrstoff,
entsprechend der neuen Prüfungsordnung,
beherrschen muß. Ksh.
Ordentliche Generalversammlung
der Ingedelia.
Zur zweiten ordentlichen Generalversammlung der Internationalen Gesell-
schaft der Liebhaberastronomen (E.V.) in der „Alten Urania" (Übungsstern-
warte der Universität, Berlin NW 40, Invalidenstr. 57 — 62) am Mittwoch
den 21. April 4h p. m. werden die Mitglieder hierdurch geziemend eingeladen.
Tagesordnung.
Erledigung der statutengemäßen Obliegenheiten (§ 13). Besonders her-
vorzuheben :
zu 1. Tätigkeit und Ausbau der Arbeitsgruppen.
5. Entscheidung über die der Versammlung unterbreiteten Anträge.
8. Wissenschaftliche Vorträge.
Zu § 13 Ziff. 5 u. 8 nimmt das Sekretariat der Ingedelia (Berlin NW 40,
Hindersinstr. 7) noch Mitteilungen entgegen.
I. A. Dr. H. H. Kritzinger, Präsident der Ingedelia.
Herausgeber: Dr. H. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7, Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 39564
Schlüftleitu'ng: Phtti Hftigeler, ü^lin SO 33, Schlesischestr. 21.
Schluß der Redaktion: 27. Dezember 1919.
Der 65 cm-Refraktor der Babelsberger Sternwarte bei höchstgehobener Plattform.
Jupiter 1919 Mai 18 7h 13m Weltzeit
skizziert am 60 cm-Refraktor der Hamburger Sternwarte in Bergedorf
von K G r a f f.
Sirius 1920, Heft 1. Tafel
"1
Btwd 53
1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
r.Lri . _ „ /u» 1 QOCi »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
repruar/ /Marz IV&\J* Berechtigung der Menschheit, Kosmos,
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig
INHALT: Julius Bauschinger. Zum 28, Januar 1920. S. 25. — Die Entstehung lokaler
photographischer Sternbilder und die Erhellung der Atmosphäre in der Nachbarschaft
helier Gestirne. Von Prot Dr. Hans Rosenberg Mit 3 Abb» und 1 Tafel. S. 26. -
Die Justierung der Aufstellung eines parallaktisch montierten Instrumentes* Von Dr.
H. H. Kritzinger, S. 37. — Die Beobachtung der astronomischen Strahlenbrechung
am Horizont Von Prof. Dr. Carl Wirtz. S. 41. — Die Verwendung von Spiegelprismen
bei Meridiankreismessungeri. Von Dr. K- Schüler. Mit 4 Abb. im Text. S. 45, — Die Albedo
der Planeten und ihrer Begleiter. S. 48. — Aus den Jahresberichten der A. G.-Stern-
warten für 1918." S. 51. — Photogra-phischphotometrische Methode zur Bestimmung
von Sternhelligkeiten. S, 55. Kundschau. S. 56.- — Bücherschau. S« 59.
V:
Julius Bauschinger,
Zum 2g. Januar 1920*
br einigen Monaten konnte Profes- i als Assistent und Observator an
sor Julius Bauschinger an
dieser Stelle das Lebenswerk eines
siebzigjährigen Kollegen würdigen. Heut
begeht er selbst die Feier der sechzig-
sten Wiederkehrs seines Geburtstages.
Als Sohn eines Mathematikers und Bau-
technikers war ihm Interesse für Mathe-
matik und Naturwissenschaften wohl
schon angeboren, und so wandte er
sich in dem großen Gebiete der Astro-
nomie auch hauptsächlich dem theo-
retischen Teil, insbesondere dem Pro=
blem der ■Bahnbestimmung zu. Wir
verdanken ihm hier sein umfassendes
Lehrbuch der Bahnb'-stimmung (1906)
sowie die fünf Jahre früher erschienenen,
eine wertvolle Ergänzung zu vorgenann-
tem Werke bildenden „Tafeln zur theo-
retischen Astronomie1'. — Nach Er-
( langung der Doktorwürde in München
durch seine „Untersuchungen über die
Bewegungen des Planeten Merkur"
blieb Bauschinger noch lange Jahre
Sirius 2920c
der
dortigen Sternwarte, wo das I. Mün-
chener Sternverzeichnis von 33 082
Sternen und das 2. Münchener Stern-.
Verzeichnis von 13 200 Sternen ent-
standen. 1896 sehen wir ihn als Pro»
fessor und Direktor des Astronomischen
Recheninstituts in Berlin, weiche Tätig-
keit er 13 Jahre bis zu seiner Über-
siedlung nach Straßburg (Eis.) als
Direktor der dortigen Sternwarte aus-,
übte. Das denkbar beste Einvernehmen,
das ihn mit den Beamten dieses Im
stituts verband, gestaltete die Tätig-
keit für alle zu einem rechten Ver-
gnügen, und in Wehmut denken sie
an die schöne Zeit zurück, die schließ-
lich ein Opfer des Weltkrieges wurde.
Auch Bauschinger blieb das Schick-
sal der Ausweisung nicht erspart./ Er
kehrte nach München, der Stätte seines
ersten Wirkens zurück. — Seine früheren
Mitarbeiter und Schüler sind gern dem
Rufe der Schriftleitung gefolgt« dem
Heft 2/3.
— 26 —
nun Sechzigjährigen ihre Verehrung in
kleinen Arbeiten zum Ausdruck zu
bringen, und so widmen wir dem Jubi-
lar diese Nummer in der Hoffnung,
daß er bald bessere Tage über Deutsch-
land heraufziehen sehe, die die Sergen
des Alltags weniger fühlen lassen und
dadurch in höherem Maße die Ruhe
gewähren, die zur erfolgreichen Durch-
führung wissenschaftlicher Arbeiten
Haupterfordernis ist.
Paul Hügel er.
Die Entstehung fokaler photographischer Sternbilder und die
Erhellung der Atmosphäre in der Nachbarschaft heller Gestirne.
Von Prof. Dr. Hans Rosenberg, Tübingen.
und I Tafel.
Mit 3 Abb.
Es ist eine schon bald nach Einführung
photographischer Methoden in die
Astronomie erkannte Erscheinung, daß
die photographischen Bilder von Sternen
in der Brennebene eines Objektives
kleine Scheibchen werden, deren Durch-
messer von der Art des verwendeten
Objektivs, von der Helligkeit der be-
treffenden Sterne und von der Exposi-
tionszeit abhängen: Vermutlich werden
auch Plattensorte und Entwicklung
einen gewissen Einfluß ausüben, doch
scheinen systematische Untersuchungen
in dieser Beziehung noch nicht angestellt
worden zu sein.
Während sich die Abhängigkeit der
Scheibendurchmesser vom Objektiv
recht kompliziert gestaltet und vermut-
lich für jedes Objektiv besonders wird
bestimmt werden müssen, läßt sich das
Durchmessergesetz bei Benutzung eines
bestimmten Objektivs in der Form zu-
sammenfassen, daß bei wachsender
Lichtmenge — also bei größerer Hellig-
keit der Sterne oder zunehmender Expo-
sitionszeit — auch die Durchmesser der
Sternscheibchen wachsen. Die Kennt-
nis des gesetzmäßigen Zusammenhangs
zwischen Lichtstärke und Schei bendurch-
messer würde uns in den Stand setzen,
aus den auf einer Platte gemessenen
Durchmessern der verschiedenen Stern-
scheibchen rückwärts das Intensitäts-
verhältnis der zugehörigen Sterne abzu-
leiten. Da diese Methode frei ist von
der physiologischen Beschränkung un-
seres Auges, Helligkeitsunterschiede von
weniger als 1 % nicht mehr als solche zu
empfinden, und da sie einer Ausdehnung
der Helligkeitsmessungen auch auf die
schwächsten Sterne fähig ist, — eine
Aufgabe, deren Lösung bei der Wich-
tigkeit, die die modernen stellarsta-
tistischen Arbeiten gerade auf zuver-
lässige Helligkeitsangaben der schwäche-
ren und schwächsten Sterne legen, von
hoher Bedeutung wäre — so hat es denn
auch von Anbeginn n cht an Versuchen
gefehlt, den gesetzmäßigen Zusammen-
hang zwischen Sternhelligkeit und
Scheibchendurchmesser aufzufinden.
Eine große Anzahl von Formeln sind zu
diesem Zweck aufgestellt worden, von
denen die logarithmische Formel von
C h a r 1 i e r , die lineare von Schei-
ner, die parabolische von C h r i s t i e
und die hyperbolische von K a p t e y n
die bekanntesten sind. Andere Formeln,
in denen auch der Einfluß des Objektivs
berücksichtigt wird, wie eine solche z. B.
von E. C. Pickering aufgestellt
worden ist, scheinen weniger Verbreitung
gefunden zu haben.
Alle diese bisher zur Darstellung des
Durchmessergesetzes aufgestellten For-
meln haben aber das eine Gemeinsame:
Sie sind nicht der Ausfluß eines physi-
kalischen Gesetzes, sondern sie sind
lediglich als Interpolationsformel inner-;
halb eines begrenzten Helligkeitsinter-
valls aufzufassen; und es kommt vor,
daß auf der gleichen Platte für die Dar-
— 27 —
Stellung der helleren Sterne eine andere
Formel erforderlich ist, als für die
schwächeren Sterne benutzt werden
muß.1) Im allgemeinen scheint die Ge-
fahr eines größeren Fehlers bei Extra-
polationen nach unten (Übergang auf
schwächere Sterne) geringer zu sein als
bei der Extrapolation nach oben; man
wird aber nach Möglichkeit eine zu starke
Extrapolation mit Hilfe dieser Formeln
überhaupt zu vermeiden suchen. Da-
mit begibt man sich aber des Vorteils
der Anwendbarkeit der Methode auf die
schwächsten Sterne, weil gerade unter
diesen Anhaltsterne meist nicht vor-
handen sein werden.
Daß es bisher noch nicht gelungen
ist, das Durchmessergesetz in seinem
ganzen Verlauf befriedigend darzustel-
len, findet eine einfache Erklärung in
der Tatsache, daß es bisher auch noch
nicht gelungen ist, die physikalischen
Ursachen für die Verbreiterung der Stern-
scheibchen einwandfrei festzustellen.
Die folgenden Betrachtungen sollen dazu
dienen, auf eine wichtige Erscheinung
als eine der Ursachen dieses
Effektes hinzuweisen, deren Einfluß
aber unseres Wissens bisher nicht ge-
nügend gewürdigt wurde, trotzdem sie
physikalischer Natur ist und den Vorteil
bietet, sich in ihren Konsequenzen
experimentell und rechnerisch verfolgen
zu lassen.
Eine ausführliche Zusammenstellung
sämtlicher bei der Verbreiterung der
Sternscheibchen in Frage kommenden
Beobachtungstatsachen sowie ihrer Deu-
tungen hat Schein er inseinemLehrbuch
über ,,Die Photographie der Gestirne"2)
gegeben, auf das hier besonders ver-
wiesen werden soll; eine ähnliche Zu-
sammenfassung findet sich in der „Po-
pulären Astrophysik" des gleichen Ver-
!) Schiller, Publ. d. Astrophys.
< Inst. Königstuhl-Heidelberg. II, 138.
2) Scheiner, Die Photographie d.
j Gestirne. Leipzig 1897. S. 210 ff.
fassers1), so daß es genügen wird, wenn
wir an dieser Stelle nur die wichtigsten,
für das Verständnis notwendigen Er-
scheinungen noch einmal kurz auf-
führen.
1. Die Bildspuren der schwächsten,
auf einer Platte noch erscheinenden
Sterne sind nicht völlig geschwärzt. Bei
Vermehrung der Lichtmenge findet zu-
nächst kein Anwachsen der Durch-
messer statt, sondern es nimmt lediglich
die Schwärzung bis zur völligen Durch-
exponierung zu. Erst bei weiterem An-
wachsen der Lichtstärke (die etwa vier
Größenklassen über der Lichtstärke der
schwächsten Sterne liegen mag) tritt
eine Verbreiterung der Durchmesser ein,
und zwar wachsen die Durchmesser zu-
erst nur langsam mit zunehmender
Helligkeit der Sterne, und die Scheib-
chen erscheinen meist scharf begrenzt;'
bei weiterer Vermehrung der Intensität
breiten sich die Scheibchen schneller und
schneller aus, die Durchmesserkurve
wird steiler und steiler; verbunden da-
mit ist eine allmählich zunehmende Un-
schärfe und Verwaschenheit des Randes
der Sternscheibchen, so daß die exakte
Messung der Durchmesser sich immer
schwieriger gestaltet. Schein er (I.e.
pg. 25) stellt für ein derartig verbreiter-
tes Sternscheibchen den Helligkeitsabfall
von der Mitte nach dem Rande graphisch
durch die folgende Kurve dar (die
äußerste punktierte Kurve).
Abb. 1 siehe Seite 28.
Für den Potsdamer photographischen
Refraktor (Öffnung: 34 cm; Öffnungs-
verhältnis 1 : 10) und einstündige Expo-
sition schätzt Schein er den Hellig-
keitsabfall bei Sternen 3. bis 4. Größe
auf etwa 9 bis 10 Größenklassen.
2. Aus den Untersuchungen, beson-
ders von S c h e i n e r und Wolf, geht
mit Sicherheit hervor, daß das Licht,
welches die Verbreiterung der Stern-
x) Scheiner, Populäre Astrophy-
sik. Leipzig 1912. S. 316 ff.
— 28 —
scheibchen erzeugt, zum überwiegend
größten Teil vom Objektiv her
auf die Platte gelangt, und nur zum
allergeringsten Teil durch Zerstreuung
und Reflexion innerhalb der empfind-
lichen Schicht der photographischen
Platte zustande kommt. (S oM e i n e r
1. c. pg. 219/220.)
3. Eine dritte Tatsache, die unseres
Erachtens von grundlegender Bedeutung
für die Erklärung der ganzen Erschei-
nung ist, die aber bisher nicht die ge-
Abb. 1
bührende Beachtung gefunden zu haben
scheint, ist die wohl zuerst von Senil-
1 er1) klar ausgesprochene Beobachtungs-
t a t s ach e , d a ß — wenn man die Scheibchen-
durchmesser in Bogenmaß ausdrückt —
das Ansteigen der Durch-
messerkurve um so steiler
wird, je größer das Öff-
nungsverhältnis des be-
nutzten Objektivs ist. Das
gleiche Resultat ergibt sich übrigens auch
aus einem Vergleich der S c h e i n e r -
!) Schiller, I.e. S. 137.
sehen Beobachtungen mit photographi-
schem Refraktor (1 : 10) und Euryskop
(1 : 3,5); bei gleicher Intensität des pri-
mären Sternscheibchens (beginnende
Solarisation) sind die entsprechenden
Scheibchendurchmesser 60" bzw. 480".
(Schein er 1. c. pg. 220.)
Von dieser letzten Tatsache wollen
wir ausgehen. Der offensichtliche Zu-
sammenhang zwischen der Durchmesser-
kurve und dem Öffnungsverhältnis des
Objektivs legt den Gedanken nahe, daß
wir es bei der Verbreiterung der Stern-
scheibchen mit der Abbildung
einer außerhalb des Instru-
mentes tatsächlich vor-
handenen, konzentrisch zu
dem Ort des Sternes sich
ausbreitenden, zuerst sehr
schnell, dann immer lang-
samer abnehmenden F 1 ä -
chenhelligkeit zu tun h a -
b e n.
Da auf einer photographischen Platte
bei normaler Belichtung und Entwick-
lung das Helligkeitsverhältnis von In-
tensitäten, welche Schwärzungen vom
Schwellenwert bis zur völligen Undurch-
sichtigkeit der Platte erzeugen, etwa
4 bis 5 Größenklassen beträgt, ander-
seits die Durchmesser von den kleinsten
völlig ausexponierten Stemscheibchen
an während eines Helligkeitszuwachses
von weiteren 4 bis 5 Größenklassen nur
langsam wachsen und relativ scharf be-
grenzt erscheinen, so folgt daraus, daß
der Helligkeitsabfall in
der nächsten Nachbarschaft
der Gestirne über e i n 1 n t c r-
vall von etwa 8 bis 10 Grö-
ßenklassen ein sehr steiler
sein muß und sich dann erst
allmählich abflacht.
Nachdem S c h ei n er gezeigt hat,
daß keine der bei einem Objektiv rech-
nungsmäßig zu verfolgenden Fehler-
quellen (Beugung, sphärische und chro-
matische Aberrationen, Reflexionen)
weder für sich allein, noch in ihrer Ge-
— 29 —
samtheit ausreichen, die Verbreiterung
der Sternscheibchen zu erklären, können
seiner Ansicht nach „nur noch" die un-
regelmäßigen Objektivfehler (Rauhig-
keiten der Oberfläche, kleine Schlieren,
Luftbläschen, Deformationen durch die
Fassung usw.) zur Erklärung der Er-
scheinung herbeigezogen werden (1. c.
pg. 222). Auf die Möglichkeit einer etwa
außerhalb des Instrumentes liegenden
Lichtquelle als Ursache finden wir nir-
gends einen Hinweis. Obgleich zweifel-
los diese unregelmäßigen Objektivfehler
eine gewisse Verbreiterung der Stern-
scheibchen hervorrufen werden, können
wir uns doch nicht entschließen, in ihnen
allein die Ursache für den gedachten
Effekt zu erblicken. Denn sie liefern
keine Erklärung für die von Schiller
gefundene und durch anderweitige Be-
obachtungen unzweifelhaft bestätigte
Tatsache der Abhängigkeit der Durch-
messerkurve vom Öffnungsverhältnis.
Wir setzen also eine tat-
sächlich vorhandene Flä-
chenhelligkeit in der näch-
sten Umgebung der Gestirne
voraus.
Damit tritt zunächst die Aufgabe an
uns heran, eine physikalische Erklärung
für das Vorhandensein einer derartigen
Flächenhelligkeit zu finden und weiter-
hin — theoretisch oder experimentell — ■
zu untersuchen, ob die etwa vorhandene
Intensität ausreicht, um die Verbreite-
rung der Sternscheibchen zu erzeugen,
bzw., ob der Helligkeitsabfall in einer
1 Form vor sich geht, welche der Inten-
sitätsverteilung in einem verbreiterten
Sternscheibchen entspricht.
Auf der Suche nach einem physika-
I lischen Erklärungsprinzip schien uns in
erster Linie die Erhellung un-
serer Atmosphäre infolge von
Reflexion und Zerstreuung des Sternen-
iichtes an Staubteilchen, Eiskristallen
usw., vielleicht auch an den Luftmole-
külen in Frage zu kommen, eine An-
i schauung, der bereits früher von uns
auf Grund von Beobachtungen an der
Tübinger Sternwarte Ausdruck gegeben
worden ist1). Für die weitere Unter-
suchung stehen zwei Wege offen: Ein-
mal die theoretische Behandlung der
Frage, wie sie zu anderem Endzweck
von Lord Rayleigh, Lord Kel-
vin , C h r. W i e n e r und anderen an-
gewandt wurde; zweitens die direkte
Messung der Intensitätsverteilung in der
Nachbarschaft von Sternen und An-
schluß an die Helligkeit des Gestirns
selbst. Dieser letzte Weg bietet aller-
dings gewisse Schwierigkeiten, da es
sich einmal um die Messung von Hellig-
keitsunterschieden einer Größenordnung
(über 10 Größenklassen) handelt, wie
solche sonst bei astrophotometrischen
Messungen nicht vorzukommen pflegen,
des weiteren, weil sich eine direkte Hel-
ligkeitsvergleichung der punktförmigen
Sterne und ihrer flächenhaften Um-
gebung nicht ausführen läßt. Dagegen
bietet sich der Umweg dar, derartige
Messungen an Sonne, Mond oder Pla-
neten mit Hilfe eines geeigneten Fläch en-
photometers anzustellen und von dem
erhaltenen Resultat rechnerisch durch
geeignete Differentiation auf dasFlächen-
element (punktförmigen Stern) überzu-
gehen.
Aus der Literatur sind nur ganz
spärliche Helligkeitsvergleichungen der
Sonne und ihrer Umgebung bekannt ge-
worden. Eine Notiz von A r a g o 2)
bezeichnet den Himmelshintergrund
neben der Sonne bis zu einem Abstand
von einem Sonnendurchmesser rund
gleich V500 ( = 6-75M) der Sonnenhellig-
keit. C e r a s k i 3) findet die Helligkeit
der Atmosphäre dicht neben der
S o n n e ( ? !) an zwei Tagen um 3.74M bzw.
3.96M schwächer als den Sonnenrand.
1) Vierteljahrschrift d. Astr. Ges. 49,
217 und Goetz, Veröffentl. d. Stern-
warte Oesterberg I, 2. S. 23124.
2) A r a g o , Qeuvres completes. X,254.
3) C e r a s k i , Astr. Nachr. 174, 187.
— 30 —
In einer Dissertation von D i e r c k s1)
sind Messungen der Atmosphärenhellig-
keit in Abständen von 18' bis zu 7.5°
von der Sonne mitgeteilt; die von uns
auf Größenklassen umgerechneten In-
tensitätsverhältnisse zeigen^lie Inten-
sität des Himmelshintergrundes in diesen
Abständen im Mittel um 6.5M bis 7.0M
bzw. um ca.l 1.0M schwächer als diejenige
des Sonnenrandes. Die Formen der Hel-
ligkeitsabnahme sind in Gestalt von
Kurven und Tabellen der Arbeit beige-
geben; in bezug auf Einzelheiten muß
auf die Originalabhandlung verwiesen
werden. Endlich ist in jüngster Zeit
eine größere Messungsreihe von D o r -
n o 2) bekannt geworden, der mit Hilfe
einer Photozelle und Blauuviol-Filter
(A = 430 — 390 w) die Helligkeit der
Atmosphäre in Anständen von 0.3° bis
10.0° vom Sonnenrand mit der Inten-
sität der Sonnenmitte verglichen hat.
Auf diese Reihe werden wir weiter unten
noch näher eingehen.
Diese Angaben genügen natürlich
keineswegs zu einer zahlenmäßigen Be-
stätigung unserer Anschauung über die
Erhellung der Atmosphäre als Ursache
der Verbreiterung der Sternscheibchen
— sind doch für diesen Zweck die vor-
liegenden Messungen vielleicht mit einer
einzigen Ausnahme (C e r a s k i) in viel
zu großen Abständen vom Sonnenrande
angestellt worden — , doch zeigen sie
jedenfalls schon, daß selbst in größerer
Entfernung vom Sonnenrande der Him-
melshintergrund eine ganz beträchtliche
Intensität besitzt, die bei weiterer An-
näherung an die Sonne noch erheblich
steigen wird, so daß jedenfalls in der
nächsten Nähe der Gestirne die Erhel-
lung durch diffuse Reflexion einen nam-
haften Betrag erreichen muß. Ähnliche
*) D i e r c k s , Über die Helligkeit des
Himmels in der Nähe der Sonne. Disser-
tation. Kiel 1912.
2) D o r n o , Abhandl. d. Preuß. Mete-
orol. Inst. 1919. Bd. VI, Nr. 303 und Astr.
Nachr. 209, 101.
Messungen am Mond oder an Planeten
sind unseres Wissens bisher nicht be-
kannt geworden.
Um ein geeignetes Material als Unter-
lage für diese Untersuchungen zu er-
halten, wurde in den Jahren 1913 und
1914 an der Sternwarte Oesterberg mit
dem T o e p f e r sehen Flächenphoto-
meter die Helligkeit des Himmelshinter-
grundes an den Sonnen- bzw. an den
Mondrand angeschlossen; nebenher lie-
fen photographisch-photometrische Un-
tersuchungen mit dem gleichen Endziel,
Durch den Ausbruch des Weltkrieges
wurde die weitere Ausdehnung dieser
Reihen unterbrochen, doch bieten die
bis jetzt vorliegenden Messungen mit
Hilfe des Flächenphotometers, die sich
in Abständen von 5^ bis zu 2.5°
vom Rande der betreffenden Gestirne
bewegen, bei einer relativ hohen inneren
Genauigkeit schon heute ein zuver-
lässiges Material für derartige Unter-
suchungen.
In der folgenden Tabelle sind die
(nicht ausgeglichenen) Mittelwerte der
Helligkeitsunterschiede einer Reihe
Punkte der erleuchteten Atmosphäre
gegen die zunächst liegende Stelle des
Sonnen- bzw. Mondrandes für eine An-
zahl ausgesucht klarer Be-
obachtungstage zusammengestellt. Der
Rand des betreffenden Gestirnes wurd,e
stets gleich 0.00M gesetzt, die ausge-
blendete Fläche bestand aus einem
Quadrat von 5" Seitenlänge. Da das
Photometer, dessen messende Einrich-
tung auf dem Polarisationsprinzip be-
ruht1), nicht gestattet, ein größeres
Helligkeitsverhältnis als etwa 4 bis
5 Größenklassen direkt zu messen, so
sind auch nur die Werte für 5" bzw. 26"
Abstand direkt an die betreffenden Rän-
der angeschlossen; die übrigen Zahlen
sind nach Veränderung der Intensität
der Vergleichslichtquelle durch An-
schlußan diese ersteren Werte gewonnen.
i) Vierteljahrschrift d. Astr. Ges. 46,
110 und 49, 189.
— 31 —
Tabelle I.
Ca)
Abstand
Helligkeit
Abstand
Helligkeit
nn A'
Uu U
u
0.00M
u
u
0"
O.OOM
U U
K
0
3.62
u
n
u
5
5.25
0 0
26
4.25
0
5
0
8.12
0 3
30
4.87
0
10
0
8.58
0 5
45
5.42
0
15
0
8.82
0 11
30
5.70
0
25
0
9.23
0 21
30
' 6.20
1
25
0
10.89
0 31
30
6.74
2
25
0
11.40
0 41
30
7.09
0 51
30
7.39
1 1
30
7.68
1 31
30
8.25
2 31
30
8.54
Schon diese Zahlen zeigen, daß in der
Nähe der betreffenden Ränder die
Helligkeit eine sehr bedeutende ist, und
daß der Helligkeitsabfall zunächst recht
steil vor sich geht, um sich dann —
genau wie die Intensitätsverteilung in
den Sternscheibchen — allmählich ab-
zuflachen. Die folgende graphische
Darstellung läßt diesen Helligkeitsabfall
deutlicher erkennen.
Abb. 2
— 32 —
Die Kurven, die in ihrem glatten Ver-
laiif die innere Sicherheit der Messungen
bestätigen, haben eine verblüff ende Ähn-
lichkeit mit der Schein er sehen Kurve
des Intensitätsabfalles in den verbreiter-
ten Sternscheibchen. Sehr auffallend er-
scheint zunächst der starke Unterschied
der beiden Reihen für Sonne und Mond
ihrem absoluten Betrage nach. Denn
da beide Gestirne sehr nahe den gleichen
scheinbaren Durchmesser besitzen, so
wäre von vornherein auch für beide ein
Helligkeitsgefälle von der gleichen Grö-
ßenordnung zu erwarten gewesen. Diese
Unterschiede beruhen allerdings fast
ausschließlich auf den ersten Werten der
beiden Reihen; vermindern wir nämlich
die Helligkeit aller Werte der Sonnen-
reihe um 2.80M (o in der Abb. 2), so
fallen beide Reihen in ihrem weiteren
Verlauf völlig zusammen. Dafür aber,
daß die beiden ersten Werte der Sonnen-
reihe durch einen systematischen Fehler
entstellt sind, läßt sich ein durchaus
wahrscheinlicher einfacher Grund an-
geben. Bei den Messungen der Sonnen-
reihe befand sich zwischen dein Fern-
rohrobjektiv und dem Photometer ein
neutralschwarzes Blendglas. Da bei den
Messungen in 5" bzw. 26" Abstand vom
Sonnenrand die Sonne noch im Gesichts-
feld des Fernrohres stand, so hat bei
diesen Messungen augenscheinlich auch
im Blendglas — ganz ähnlich wie in der
Atmospäre • — eine diffuse Zerstreuung
und Reflexion und damit verbunden in
der Nähe des Sonnenrandes eine Er-
hellung des Untergrundes stattgefunden,
welche die Helligkeit der Atmosphäre
überlagert; bei den größeren Abständen
vom Sonnenrand war das Sonnenbild
bereits aus dem Gesichtsfeld des Fern-
rohres verschwunden, so daß der be-
treffende Effekt die relativen Hellig-
keitsunterschiede nicht mehr verfälschen
konnte. Bei den Messungen der Mond-
reihe, für welche das Blendglas in Fort-
fall kam, konnte dieser Fehler überhaupt
nicht entstehen. Wir werden also ver-
mutlich nicht sehr fehlgreifen, wenn wir
das Helligkeitsgefälle der
Mondreihe, bzw. der um 2.80M
vermindertenSonnenreihe,
als die wahre Kurve der
Atmosphärenhelligkeit in
der Umgebung von Gestirnen
von der Ausdehnung der
Sonne oder des Mondes be-
trachten.
Es ist von Interesse, mit diesen Zah-
len die oben erwähnten photoelektri-
schen Messungen des Herrn D o r n o zu
vergleichen. Wenn wir die in den Astr.
Nachr. mitgeteilten Intensitätswerte
aller Reihen für die Abstände von 0.3°
bis zu 2.5° ohne Berücksichtigung der
verschiedenen Epochen zu Mittelwerten
vereinigen und in astronomische Größen-
klassen umwandeln, so ergeben sich die
in der Tabelle II zusammengestellten
Zahlenwerte, welche ebenfalls in die
graphische Darstellung (Abb. 2, -f) ein-
getragen sind.
Tabelle II.
Abstand
Intensität
Größenklasse«
0.0°
100 000
o.oom
0.3
364.3
8.60
0.4
238.9
9.05
0.5
179.2
9.37
0.6
143.3
9.61
0.7
123.2
9.77
0.8
108.7
9.91
0.9
97.8
10.02
1.0
88.4
10.13
1.5
59.0
10.57
2.0
40.2
10.99
2.5
27.3
11.41
Berücksichtigen wir, daß die Mes-
sungen D o r n o s in der reinen Davoset
Luft (1600 m Meereshöhe) nach einer
völlig anderen Methode angestellt sind
und sich auf ein anderes Wellenlängen-
gebiet beziehen, so ist die Übereinstim-
mung eine erstaunlich gute zu nennen
und die Tübinger Reihe gewinnt auch
für die sonnennahen Punkte, für welche
Vergleichsmessungen nicht vorliegen,
an Vertrauenswürdigkeit.
— 33 —
Allerdings dürfte die gute Überein-
stimmung der absoluten Beträge wohl
in der Hauptsache darauf zurückzu-
führen sein, daß der Einfluß der reineren
Luft und des kürzeren Wellenlängen-
gebietes in entgegengesetztem Sinne
wirken und sich gegenseitig nahezu auf-
heben.
Der Übergang von dem Helligkeits-
abfall in der Nachbarschaft eines flächen-
haften Gestirnes, wie Sonne oder Mond,
auf das Intensitätsgefälle neben einem
punktförmigen Stern ist nun nicht ganz
einfach. Bei flächenhaften Objekten
haben wir es offenbar in der Kurve des
Helligkeitsabfalles mit ejner Art von
Integralkurve zu tun, die durch
Überlagerung einer ganzen Anzahl pri-
märer Kurven entstanden gedacht wer-
den muß, deren Ausgangspunkte das
ganze Gebiet der leuchtenden Fläche
erfüllen; kompliziert wird die Aufgabe
noch durch den Umstand, daß weder bei
der Sonne, noch beim Mond die Hellig-
keitsverteilung über die ganze Fläche
eine gleichförmige ist. Unter einigen
vereinfachenden Annahmen läßt sich
jedoch eine ziemlich allgemein anwend-
bare Lösung des Problems angeben.
Da die hierzu erforderlichen Entwick-
lungen aus dem beabsichtigten Rahmen
dieses Aufsatzes herausfallen, so sollen
sie an anderer Stelle Platz finden. So-
viel übersieht man aber sofort: Der
Helligkeitsabfall in der
Umgebung eines -einzigen
leuchtenden Punktes wird
steiler sein, als in derNach-
barschaft eines flächen-
haften Gestirnes.
Da nach dem R a y 1 e i g h sehen
Gesetz bei der Molekulardiffraktion der
log. des Betrages der zerstreuten Strah-
lung mit der 4. Potenz der abnehmenden
Wellenlänge zunimmt, so muß für die
photographisch wirksame Strahlung die
Intensität des diffus zerstreuten Him-
melslichtes die visuelle um mehr als eine
Größenklasse übersteigen. (Vgl. Ver-
öffentl. d. Sternwarte Oesterberg, 1. c.
pg. 23).
Es scheint aus dem bis jetzt vor-
liegenden Beobachtungsmaterial bereits
mit Sicherheit hervorzugehen: Die
Atmosphäre zerstreut durch-
fallendes Licht wie ein trü-
bes Medium nach der Ray-
lei g h s c h e n T h e o r i e. In der
Nähe der Sterne ist infolge
der Erhellung der Atmo-
sphäre durch den genann-
ten Tyndall-Effekt eine
Flächenhelligkeit vorhan-
den, welche der Größen-
ordnung nach ausreichen
dürfte, einen großen Teil
der Verbreiterung der
Stern scheibchen zu erklä-
ren; die Kurve der Hellig-
keitsabnahme ist dabei
von einer ganz ähnlichen
Form, wie die Kurve der
Intensitätsverteilung in
den verbreiterten Ster ti-
sch eibchen. Stellt man die
Durchmesser der Stern-
scheibchen einer Platte,
ausgedrückt in Bogen<maß,
als Funktion ihrer Hellig-
keit dar, so erhält man
ebenfalls eine Kurve nahe
übereinstimmender Gestalt.
Wir denken uns das Zustandekom-
men der Sternscheibchen, soweit die Er-
hellung der Atmosphäre daran beteiligt
ist, demnach etwa folgendermaßen: Bei
gegebener Expositionszeit besitzen die
schwächsten auf der Platte sichtbaren
Sternchen eine Intensität, welche gerade
ausreicht, daß ihre Primärscheibchen,
die infolge von sphärischen und chroma-
tischen Bildfehlern in der Regel größer
sein werden, als ihre eigentlichen Beu-
gungsscheibchen, den Schwellenwert der
Platte um ein weniges übersteigen. Bei
Sternen, deren Intensität bis zu vier
Größenklassen heller sein kann als bei
diesen schwächsten Sternen, dient die
— 34 —
vermehrte Lichtmenge lediglich dazu,
eine größere Schwärzung der Primär-
scheibchen zu erzeugen; eine Verbrei-
terung der Scheibchen tritt hier noch
nicht ein, da der Helligkeitsabfall ein so
steiler ist, daß die Intensität schon in
der nächsten Nähe d es _Pri marsch ei b-
chens unter den Schwellenwert der
Platte herabsinkt. Bei noch helleren
Sternen beginnt nun allmählich auch
die Helligkeit der Umgebung des Sternes
auf die Platte zu wirken; solange auch
hier noch der Intensitätsabfall so steil
vor sich geht, daß ein Helligkeitsgefälle
von 3 bis 4 Größenklassen sich auf einer
— linear gemessenen — Strecke von
weniger als 0.01 mm auf der Platte zu-
sammendrängt, erscheinen die Stern-
scheibchen trotz der allmählich zuneh-
menden Verbreiterung noch scharf be-
grenzt. Gelangen wir aber bei steigen-
der Helligkeit der Sterne allmählich in
ein Gebiet, für welches in größeren Ab-
ständen von dem Primärscheibchen die
hier schon recht langsam abnehmende
Intensität der erhellten Atmosphäre ge-
nügt, eine merkbare Schwärzung auf
der Platte zu erzeugen, so tritt jetzt mit
zunehmender Helligkeit bei allmählichem
Steilerwerden der Durchmesserkurve
eine immer stärker anwachsende Un-
scharfe und Verwaschenheit der Schei-
benränder auf. Da es sich um die Ab-
bildung erleuchteter Flächen handelt,
so muß ein Objektiv mit großem Öff-
nungsverhältnis ein schnelleres An-
wachsen der in Bogenmaß ausgedrückten
Scheibendurchmesser » zeigen, als ein
solches mit kleinem Öffnungsverhältnis;
und gleichzeitig tritt die Unschärfe des
Randes bei dem lichtstarken Objektiv
früher und in stärkerem Maße auf, als
bei dem lichtschwächeren; denn für Ob-
jektive kleinen Öffnungsverhältnisses
wird derjenige Teil der Atmosphären-
helligkeit, für welche der Helligkeits-
abfall flach verläuft, außer bei den aller-
hellsten - Sternen, in der Regel unter
dem Schwellenwert bleiben.
An Stelle eines Intensitätszuwachses
kann für ein gegebenes Objektiv auch
eine Verlängerung der Expositionszeit
treten; den Zusammenhang von Licht-
gewinn und Expositionsverlängeiung
liefert das Schwärzungsgesetz photo-
graphischer Platten.
Sehr verwickelt werden die Verhält-
nisse, wenn man Durchmesserkurven
miteinander vergleichen muß, die mit
Objektiven verschiedener
Öffnung und verschiede-
nenÖffnungsverhältnissen
aufgenommen sind. Ganz abgesehen
davon, daß der Durchmesser der Primär-
scheibchen außer durch die Größe des
Beugungsbildchens im wesentlichen von
dem Korrekturzustand des benutzten
Objektivs abhängt, also eine für jedes
Objektiv gesondert zu bestimmende
Konstante sein wird, ist bekanntlich die
Lichtstärke eines Objek-
tivs für die Abbildung
punktförmiger Objekte eine
Funktion der Öffnung.
Die Öffnung und der Korrektionszu-
stand liefern also bei gegebener Expo-
sitionszeit ein Maß für die Intensität der
schwächsten, noch erscheinenden Sterne;
anderseits haben wir aber gesehen, daß
die Verbreiterung der Sternscheibchen
im wesentlichen von demöffnungs-
verhältnis abhängt; Öffnung und
Korrektionszustand des Objektivs kön-
nen hier nur eine untergeordnete Rolle
spielen. Derjenige Teil der Durch-
messerkurve, der die schwächsten
Sterne berücksichtigt, wird also im
wesentlichen durch die Öffnung, der-
jenige für die helleren Sterne durch das
Öffnungsverhältnis beeinflußt. An wel-
cher Stelle der Kurve der eine oder
andere Einfluß das Übergewicht ge-
winnt, ist a priori nicht zu bestimmen.
Uns dünkt, daß dieser Punkt bisher
nicht genügend berücksichtigt worden
ist.
So ist es zweifellos nicht einwandfrei,
wenn man, wie S c h e i n e r (1. c.
— 35 -
pg. 221), den Intensitätsabfall innerhalb
eines Sternscheibchens in der Weise be-
rechnet, daß man die Helligkeit am
Rande der helleren Sternscheibchen
gleich der Helligkeit der schwächsten
Sterne auf der Platte setzt (Schwellen-
wert!); handelt es sich doch in dem
einen Fall um Flächenhelligkeit, im
anderen um Punkthelligkeit, und es ist
der Fall denkbar, daß ein kleines Ob-
jektivgroßen Öffnungsverhältnisses noch
die Helligkeit der Atmosphäre in Ab-
ständen von dem Stern abbildet, in
welchen diese für ein großes Objektiv
mit kleinerem Öffnungsverhältnis unter
dem Schwellenwert liegt, trotzdem letz-
teres noch erheblich schwächere Sterne
zeigt, als das erstere.
Von diesem Gesichtspunkt aus ist es
auch unzweckmäßig, wenn man bei
Untersuchungen des Zusammenhanges
von Durchmesserkurve und Öffnungs-
verhältnis gerade das „unterste Inter-
vall von einer Größenklasse für jede
Platte" benutzt, wie dies Schiller
tut; denn gerade hier wird dieser Zu-
sammenhang verwischt durch die Wir-
kungen von Objektivöffnung und Kor-
rektionszustand. Vielmehr ist bei der-
artigen Untersuchungen stets der Ver-
lauf der ganzen Kurve unter Berück-
sichtigung von Öffnung, Öffnungsver-
hältnis, Durchmesser der Primärscheib-
chen (Korrektionszustand) und Exposi-
tionszeit in Betracht zu ziehen.
Ein sehr lehrreiches Beispiel für
solche Untersuchungen liefern die be-
reits erwähnten Messungen Schill e r s
an Plejadenaufnahmen, die mit einer
Reihe Objektive verschiedener Öffnung
(1V4 bis 16 Zoll), verschiedenen Öff-
nungsverhältnisses (1 : 2 bis 1 : 16) und
mit Expositionszeiten zwischen 4m und
300m erhalten sind. Seine Ergebnisse
sind in Form von Kurven niedergelegt,
die wir in Abb. 3 wiedergeben.
Zwar entspricht die steilste, mit m
bezeichnete Kurve dem Objektiv mit
dem Öffnungsverhältnis 1 : 2, und die
beiden flachsten, mit aund £ bezeichneten
gehören zu Instrumenten mit dem Öff-
nungsverhältnis 1 : 16, genau, wie man
es erwartet; für die übrigen Kurven ist
der Zusammenhang aber nicht so ein-
fach; was die Einzelheiten anbetrifft, so
muß auf die Originalabhandlung ver-
wiesen werden. Es scheint aber auch
hier möglich zu sein, unter Berücksich-
tigung der verschiedenen, oben erwähn-
ten Faktoren, sämtliche Kurven zu
einer einzigen zu vereinigen.
Wenn unsere Anschauungen über den
Einfluß der Atmosphäre auf die Ver-
breiterung der Sternscheibchen richtig
sind, so ist a priori zu erwarten, daß
selbst unter gleichen instrumentellen
Abb. 3
Bedingungen die Gestalt der Durch-
messerkurve mit der Zeit variabel ist,
da sowohl die scheinbare Helligkeit der
Sterne als auch die Erleuchtung des
Untergrundes von dem Zustand der
Atmosphäre, bzw. von Zahl und Größe
der in der Atmosphäre suspendierten
Partikelchen abhängen werden. Beide
Einflüsse wirken in entgegengesetztem
Sinne auf die Durchmesserkurve ein;
denn während bei Vermehrung der Teil-
chen die Durchmesser infolge der durch
wachsende Extinktion verminderten
Lichtstärke kleiner werden, wird gleich-
zeitig die Erhellung des Untergrundes
relativ zur Intensität der Primärscheib-
chen wachsen, und damit eine Ver-
— 36 —
größerung der . Durchmesser für die
helleren Sterne bedingt sein. Vergleicht
man zwei solche Platten miteinander, so
ist es alsonicht notwendig, daß die Stern-
durchmesser einer etwa bei dunstigem
Wetter erhaltenen Platte gr ö ß e r sind,
als auf der u n t e r sons^i gleichen
Umständen, aber bei klarem Him-
mel, erzielten Aufnahme; dagegen wird
die Durchmesserkurve der ersten Platte
steiler verlaufen, als auf der zweiten.
Gleicht man aber den Extinktionsver-
lust durch eine Expositionsverlängerung
aus, in dem Sinne, daß die Sterne einer
bestimmten Größenklasse auf beiden
Platten die gleichen Durchmesser er-
reichen, (bzw. daß auf beiden Platten
die gleichen schwächsten Sterne erschei-
nen), so werden dann auch die Durch-
messer der helleren Sterne an dem trüben
Tag absolut größer ausfallen, als die bei
klarer Luft erzielten.
Als Beispiel mögen die beiden Auf-
nahmen des Oriongürtels dienen (auf
Tafel II), von denen die erste bei unge-
wöhnlich klarer Luft, die zweite bei
einem leichten Nebel gewonnen wurde;
für beide Aufnahmen diente das gleiche
Objektiv, ein Zeißsches Tessar von
82 mm Öffnung und dem Öffnungs-
verhältnis 1 : 4. Die Expositionszeiten
betrugen 60m bzw. zum%Ausgleich des
Extinktionsverlustes 90m. Eine Unter-
suchung am Stereokomparator der
Sternwarte Oesterberg ergab in der Tat,
daß die schwächsten, auf beiden Platten
noch erkennbaren Sterne sehr nahe von
der gleichen Größenklasse sind.
Ein Blick auf die beiden Aufnahmen
zeigt uns aber sofort, daß in Figur 5
die Durchmesser erheblich schneller mit
der Helligkeit der Sterne zunehmen,
als auf der anderen Platte, und zwar gilt
dies nicht nur für die hellsten Sterne,
sondern ist auch für die Sterne mittlerer
Helligkeit schon mit freiem Auge ganz
unzweideutig zu erkennen. Die Ursache
für diese Erscheinung finden wir in der
durch den Nebel erheblich vergrößerten 1
Zahl der in der Atmosphäre vorhandenen
Teilchen (Wassertröpfchen), an denen
Beugung und diffuse Reflexion zustande
kommt.
Durch die Gesamtheit der hier be-
sprochenen Erscheinungen dürfte der
Einfluß der Atmosphäre auf das Zu-
standekommen der verbreiterten Stern-
scheibchen außer Zweifel gestellt sein;
es fragt sich nur, inwieweit noch andere
Ursachen zur Verbreiterung der Stern-
scheibchen beitragen. Da ist es zu-
nächst wohl zweifellos, daß die unregel-
mäßigen Objektivfehler in dem S c h e i -
n e r sehen Sinne wirken werden; auch
eine Staub- oder Tauschicht auf den
äußeren Flächen des Objektivs oder
Staubteilchen innerhalb des Fernrohrs
können wie ein trübes Mediuni wirken
und mehr oder weniger an dem Ent-
stehen der verbreiterten Scheibchen be-
teiligt sein. Alle diese Möglichkeiten
müssen in Betracht gezogen werden, er-
klären aber nur unzulänglich die Ab-
hängigkeit der Durchmesserkurve von
dem Öffnungsverhältnis. Unserer
Anschauung nach dürfte
daher die in der Nachbar-
schaft der Gestirne zweifel-
los vorhandene Erhellung
der Atmosphäre den Haupt-
bestandteil der zur Erzeu-
gung der Verbreiterung er-
forderlichen Licht menge
liefern.
Damit gewinnen wir aber einen
festen Boden für weitere Untersuchun-
gen. Die Zerstreuung des Lichtes in
trüben Medien ist der physikalischen
Behandlung zugänglich und läßt sich
rechnerisch und experimentell verfolgen.
Die Aussicht wächst, daß sich eine
Formel für die Darstellung des Durch-
messergesetzes wird finden lassen, die
physikalische Bedeutung besitzt und
nicht lediglich als Interpolationsformel
benutzt werden darf. Die Konstanten
dieser Formel werden infolge des wech-
selnden Zustandes unserer Atmosphäre
— 37 —
i
allerdings für jede einzelne Platte mit
Hilfe einer Anzahl Sterne bekannter
Helligkeit bestimmt werden müssen;
dann aber wird es gestattet sein, diese
Formel auch zu Extrapolationen auf
schwächere Sterne zu benutzen und
Helligkeitswerte auch für die schwäch-
sten Sterne zu erhalten, bequemer und
genauer, als dies zurzeit möglich ist.
[1127
Die Justierung der Aufstellung eines parallaktisch montierten
Instrumentes.
D
Von Dr. H. H. Kritzinger, Berlin.
ie Frage, wie man am einfachsten
ein parallaktisch montiertes Instru-
ment, in den meisten Fällen einen Re-
fraktor, in die für Beobachtungen zweck-
mäßigste Aufstellung bringt, ist von den
Lesern des „Sirius" so häufig an den
Herausgeber gerichtet worden, daß ihre
Beantwortung nun nicht länger hinaus-
geschoben werden kann.
Es soll dabei gleich der Versuch ge-
macht werden, die Bestimmung der sog.
„Konstanten der Aufstellung" anzu-
deuten. Technisch gesprochen handelt
es sich hier darum, die Stundenachse
oder Polarachse des Instrumentes nicht
nur in die Ebene des Meridians zu brin-
gen, sondern sie auch exakt nach dem
Pol des Himmels auszurichten. Von dem
Hersteller des Instrumentes wird dabei
verlangt, daß die Deklinationsachse des
Instrumentes so genau als möglich auf
der Stundenachse senkrecht steht. Wir
setzen auch voraus, daß die Justierung
der Fußschrauben — falls solche vor-
handen sind — bereits mit Hilfe einer
Wasserwage soweit erfolgte, daß größere
Korrekturen hier nicht mehr in Frage
kommen.
Wir werden nun einen anderen Weg
beschreiten, als er etwa von Prof. Wei-
n eck in „Weltall" 12, 317—321 oder
von F. Rusch angegeben und darauf-
hin von vielen Liebhabern verfolgt
wurde.
Bestimmung des Meridians.
Zur Aufstellung eines parallaktisch
montierten Fernrohrs ist zunächst die
Kenntnis der Meridianrichtung not-
wendig. Diese kann man ohne Uhr mit
Hilfe eines Lotes gewinnen, um dessen
Fußpunkt eine Reihe konzentrischer
Kreise geschlagen sind. Man markiert
auf diesen die Punkte, an denen sie vom
Schatten eingeschalteter Marken am
Lot (kleine Ringe z. ß.) getroffen wer-
den. Die Mitten der so gefundenen
Sehnen geben, mit dem Zentrum der
Kreise verbunden, die Meridianrichtung.
Vielleicht noch einfacher ist es, den
Schatten des Lotes im Augenblick des
wahren Mittags festzulegen.
Ist die östliche Länge des Beob-
achtungsortes X und die des zugehörigen
Normalmeridians (z. B. M. E. Z.) X0, so
ist die Reduktion der Zonenzeit auf
Ortszeit „Red." = x0 — X.
Von mittlerer Zeit auf wahre Zeit
geht man dadurch über, daß man die
„Zeitgleichung" von der mittleren Zeit
subtrahiert. Die M. E. Z. des
wahren Orts-Mittags ist also:
Wahrer Mittag = X0 — X — Ztgl.
Dann entnimmt man der Konstruk-
tionszeichnung des betreffenden Stativs
die Abstände der drei Fußschrauben und
zeichnet auf der Bodenfläche ihre Stel-
lung genau auf. Es empfiehlt sich, die
eine Schraube nach Norden zu legen.
Dann wird das Instrument auf den so
gefundenen Punkten aufgestellt. Die
Fußschrauben sollen in beiden Rich-
tungen noch erheblichen Spielraum be-
sitzen.
Einrichten der Achsen.
Mit Hilfe eines Lotes wird dann das
Stativ senkrecht gestellt. Darauf wird
— 38 —
die Stundenachse justiert. Man schnei-
det einen hinreichend großen Papp-
winkel gleich der Polhöhe aus, den man
wieder mit einem Lot in die richtige
Lage bringt und benutzt diesen, um der
Stundenachse zunächst nach Augenmaß
die richtige Erhebung über dem Hori-
zont zu erteilen.
Astronomische Orientierung.
Wenn die Stundenachse sorgfältig
gelagert und der Winkel der Deklinations-
achse gegen diese genau gleich 90° ge-
macht ist usw., hat jetzt der Mechaniker
nichts mehr am Instrument zu berich-
tigen. Es beginnt die astronomi-
sche Orientierung desselben.
Unter den dafür in Frage kommen-
den Methoden ist die einfachste, ge-
naueste und schnellste die von J.
S C h e i n e r , die er z. B. in seiner
,, Photographie der Gestirne" ausein-
andersetzt1).
Bei dieser wird das allmähliche Ab-
weichen des Sternes vom Mittelpunkt des
Fadenkreuzes bei gehendem Uhrwerk
als Prüfungsmittel benutzt. Die erreich-
bare Genauigkeit ist so groß, daß man
die Fehler praktisch zum Verschwinden
bringen kann.
Die im folgenden gebrauchten Be-
zeichnungen ,, Achse voran" und ,, Achse
folgt", sind so zu verstehen, daß für
einen polwärts vom Instrument aus
stehenden und nach Süden blickenden
Beobachter, wenn das Fernrohr auf
einen Südstern gerichtet ist und seinem
Laufenachgeführt wird, die Deklinations-
achse vorangeht, wenn sich das Fern-
rohr links von dem Stativ befindet. Ist
das Fernrohr auf der rechten Seite des
Stativs, so zeigt die Deklinationsachse
auf einen Punkt am Himmel, der dem
eingestellten Stern in Rektaszension
folgt. Man nennt diese Lage daher
i, Achse folgt".
Die Deklination eines Sterns d er-
gibt sich, wenn x und y die Koordinaten
!) Leipzig 1897, S. 99 f f .
des Instrumentenpols bezogen auf den
Himmelspol sind, folgendermaßen aus
den Ablesungen am Instru-
ment, wobei AD der Indexfehler ist:
d = D -f A D — x cos / — y sin 1,
x in der Richtung des Meridians nach
Süden und y senkrecht dazu nach
Westen positiv gerechnet.
Bilden wir die Abhängigkeit der
Änderung von D, also der ,, instrumen-
talen Deklination" des betreffenden
Sternes, von der Änderung des Stunden-
winkels:
dD
= — x sin t + y cos t.
dt
Im Meridian fällt also der Einfluß von
x fort, und es bleibt nur y übrig. In
welcher Deklination man den Stern be-
obachtet, ist zunächst gleichgültig. Mit
Rücksicht auf den nicht eliminierbaren
Einfluß der Refraktion und der Biegung
ist es am besten Zenitsterne zu nehmen.
Die Genauigkeit der Methode läßt;
sich leicht abschätzen. Wir beobachten
im Meridian, wo cos / = 1 ist. y nehmen
wir zu 10' an als Fehler der beiläufigen
Aufstellung. Die Zeit, während deren
man das Uhrwerk das Fernrohr nach-
führen läßt, um die Abweichung zu er-
kennen, sei eine Minute oder = 900".
Es ist dann:
dD = arc 10' • 900" = 2.6".
Dieser Betrag ist bei 280 facher Ver-
größerung etwa dem Abstand Mizar —
Alkor im großen Bären mit unbewaff-
netem Auge gesehen gleich, also' leicht
zu erkennen.
Um y wegzubringen, ist die Azimut-
schraube des Instrumentes solange zu
verstellen, bis der Stern dauernd auf
dem Faden bleibt. Nicht alle Instru-
mente besitzen eine solche Azimut-
schraube. Gelegentlich muß man sich
bei kleineren Stativen damit helfen, daß
man diese entsprechend dreht. Natür-
lich verläßt der Stern während der Ver-
stellung der Schraube den Stunden-
faden und muß erst mittelst der Fein-
— 39 —
bewegungen wieder auf diesen zurück-
gebracht werden. Es ist wesentlich, daß
der Beobachter hierbei Hilfe hat, da
dies die Justierung sehr beschleunigt.
Da die Fehler x und y symmetrisch
auftreten, so gilt obige Genauigkeits-
schätzung ebenso für x. Zur Elimination
des Fehlers der Richtung der Polhöhe
sind Sterne in Stundenwinkeln + 6h
auszuwählen. An sich kommt auch hier
die Deklination des Sterns nicht in
Frage. Wegen der Refraktion sollte
man aber nicht zu weit vom Zenit fort-
gehen, so daß man auf Sterne in der
Nähe des Pols angewiesen bleibt. Zu
hohe Deklinationen lassen jedoch den
Stern zu langsam laufen, so daß man in
praxi nach den Umständen eine zweck-
mäßig scheinende Wahl treffen muß.
Je nach dem Sinn der Abweichung des
Sterns vom Fadenkreuz ist dann die
Polachse zu verstellen, was durch Heben
oder Senken der nördlichen Fußschraube
erfolgt.
Im einzelnen erläutert Scheiner
folgendermaßen: „Wenn sich der Stern
(im umkehrenden Fernrohre) vom Faden
gehoben hat, so ist d D negativ, und
das Nordende der Stundenachse muß von
Osten nach Westen verschoben werden.
Man wird nun in derselben Weise mit
einem Polsterne verfahren, der sich im
Stundenwinkel 6h befindet, und die
Korrektion wird man ausführen mit der
Schraube, welche die Höhe des Instru-
mentenpoles ändert. Entfernt sich der
Stern vom Deklinationsfaden scheinbar
nach Westen, so muß das Nordende der
Stundenachse gehoben werden."
Die auf diesem Wege erlangte Orien-
tierung bezieht sich genähert auf den
durch Refraktion gehobenen Pol,
was, wie J. Scheiner bemerkt, „nur
vorteilhaft" ist.
Genaue Ermittelung der einzelnen Fehler.
Vorläufig haben wir bei diesem Ver-
fahren, das auf der Verfolgung der
scheinbaren Deklinationsänderung be-
ruht, die übrigen Instrumentenfehler,
die „Neigung" der Deklinationsachst
gegen die Stundenachse und den „Kolli-
mationsfehler" unberücksichtigt gelas-
sen, weil diese das „Halten der Sterne"
nicht beeinträchtigen. Außer diesen
müssen wir dann noch die Indexfehler
der Kreise ermitteln.
Wir folgen dabei den Ausführungen
E. Beckers in seiner Abhandlung:
„Mikrometer und mikrometrische Mes-
sungen"1).
Die Kreise sind so bezeichnet, daß
bei „Achse voran" und Einstellung auf
die Kulminationshöhe des Äquators
beide Kreise auf 0 zeigen. Für positive
Stundenwinkel und Deklinationen sollen
die Ablesungen mit den Koordinaten
wachsen.
Man liest zuerst in der Lage „Achse
voran" (A. v.) am Stundenkreis T und
am Deklinationskreis D ab. Schlägt
man dann das Rohr in die andere Lage
„Achse folgt" (A. f.) durch, so seien die
Ablesungen V und D' . Die Indexfehler
der Kreise werden A T und A D ge-
nannt.
Der Indexfehler des Deklinations-
kreises AD ist mit Hilfe einer in beiden
Lagen eingestellten terrestrischen
Marke leicht ohneweitereszubestimmen :
P' — D
AD =
2
Dabei ist der Kreis viermal bis 90° be-
ziffert, A D ist also die halbe Differenz
der Einstellungen in beiden Lagen.
Durch Verstellen des Kreises selbst
läßt sich A D leicht beseitigen.
Entsprechend wird A T mit Be-
nutzung eines Äquatorsterns nahe dem
Meridian gefunden, d sei die Ufirzeit,
A U die Uhrkorrektion; a und 6 die
Koordinaten des Sterns nach der Ephe-
meride. Dann ist, wobei T und T die
Ablesungen in beiden Lagen bedeuten,
AT=\ (d — T+ jy — T')— (a—A U —
Bezeichnen x und y (wie oben) die
L) Breslau 1899, S. 81 ff.
— 40 —
Koordinaten des Pols der Stundenachse
bezogen auf den nördlichen Himmelspol,
so findet man zunächst x aus Dekli-
nationsablesungen nahe dem
Meridian.
x.((5+(?)„£±^
q bedeutet den jeweiligen Einfluß der
Refraktion.
Auch zur Bestimmung von y und den
Winkeln zwischen den Achsen werden
Sterne 'i m Meridian benutzt und
zwar diesmal die Durchgangszeiten. Die
Winkel / und k sind dabei, wie folgt,
definiert:
90° — / ist der Winkel zwischen der
positiv nach Norden gerechneten
Stundenachse und der positiv nach dem
Kreisende gerechneten Deklina-
tionsachse, i ist der ,, Neigungsfehler".
Der Winkel zwischen der Deklinations-
achse und der nach dem Objektiv
hin positiv gerechneten optischen Achse
des Fernrohrs ist 90° — k, k ist der
„Kollimationsfehler". Die Bestim-
mung dieser Werte hängt hauptsäch-
lich von einer passenden Wahl der
Deklinationen der Sterne ab.
Von dem Einfluß der Biegungen
der Achsen darf bei kleineren Rohren
natürlich abgesehen werden.
Hält man sich streng daran, die Be-
obachtungen symmetrisch auf den Meri-
dian zu verteilen, so ist:
± y tg \ = 0, + A U — ax — 7\— A 7+ 90 °
±ytgdz = &2 + AU—a9 — T2—A T+90°
+ Ob. Kulm. — Unt. Kulm.
Durch Subtraktion ergibt sich daraus:
y(± tg £2=Ftg A) =
(#2 - >h) - («2 - «l) - (7*2 -
Es kommt also darauf an, für die obere
und untere Kulmination (obere bzw.
untere Vorzeichen) Sterne in der Nähe
des Pols (aber nicht zu dicht dabei) aus-
zusuchen, die einen genügend großen
Koeffizienten für y geben.
i und k werden nur zusammen aus
den Ablesungen für einen Stern in
beiden Lagen erhalten und müssen dann
rechnerisch getrennt werden. Setzt man
r—T
n = h 6h,
2 2
so hat man:
/ tg ö — k sec d = n
für obere oder untere Kulmination ganz
gleichlautend.
Ein Äquatorstern liefert wegen tg 6
= 0 den Wert von k. Ein Polstern,
dessen Deklination so hoch ist, daß
tang = sec gesetzt werden kann, liefert
weiter
/ ■ — k = n cos S,
womit auch / bestimmt ist. Ergeben sich
i und k sehr klein, so ist eine genauere
Rechnung unter Berücksichtigung der
Biegung der Deklinationsachse erforder-
lich.
Mit Hilfe von a und <3 Ursae mirioris
läßt sich leicht beinahe jederzeit eine
günstige Bestimmung von x, y und A D
ausführen, und zwar ohne genauen
Stundenkreis, da man nur Dekli-
nationsablesungen zu machen
hat. Die Koordinaten der Sterne sind
beiläufig:
a Ursae minoris AR = lh 27m
D = +88° 50'
d Ursae minoris AR = 18h lm
D= +86° 36'
Wenn der eine kulminiert, steht der
andere so, daß in obigen Formeln der
Koeffizient für y möglichst groß ist.
Man hat nämlich allgemein:
(S1 + q1) = D1 + AD—-x cos tt — y sin ix
(^2 + = D2 + AD — x cos t2 — y sin tB
Der in beiden Lagen beobachtete
Stern liefert:
2
so daß x und y aus beiden Gleichungen
bestimmt werden können.
Zum Schluß ist zu berücksichtigen,
daß wir ja die Biegungen außer Betracht
gelassen haben. Bei der Reduktion
exakter Mikrometermessungen, wo es
auf die Bogenminute im Positionswinkei
— 4
1 —
ankommt, dürfen diese nicht vernach-
lässigt werden. Die genaue Bestim-
mung bereitet jedochbedeutende Schwie-
rigkeiten. Der Biegungskoeffizient der
Deklinationsachse ist allerdings leicht
zu bestimmen, dagegen muß man bei
der Biegung des Rohres im Auge be-
halten, daß diese für die Okular- und
Objektivhälfte verschieden ist. Außer-
dem findet eine Torsion des Rohres statt,
die ebenfalls die Positionswinkel beein-
flußt. Das Praktischste ist es in vielen
Fällen, den scheinbaren Parallel direkt
zu ermitteln und daraus rechnerisch den
wahren Parallel abzuleiten.
Es wird vielleicht zunächst hie und
da Bedenken auslösen, daß hier die An-
wendung eines Uhrwerks vorausgesetzt
wurde. Dies ist jedoch unwesentlich, da
man ja auch, allerdings unter Verlust
an Genauigkeit, das Rohr nachschieben
kann. Man wird in diesem Falle mit
einem wesentlich größeren Zeitaufwand
bei der Justierung zu rechnen haben.
[1140
Die Beobachtung der astronomischen Strahlenbrechung am
Horizont.
Von Prof. Dr.
1. Die Refraktionsarbeit von J. Bau-
sch i n g e r. Zufällige Fehler am Horizont.
— 2. Methode der Sonnendurchmesser. Ein
systematischer Fehler. — 3. Beispiel für Be-
obachtung und Rechnung. Zufällige Fehler,
Refraktionsanomalien. — 4. Ein Doppelbild-
mikrometer zur Durchmesserbestimmung.
1. In den Jahren 1891—1893 hat
J. Bauschinger1) am Münchener
Meridiankreis eine Beobachtungsreihe
durchgeführt, deren Ziel eine eingehende
Untersuchung aller mit der astro-
nomischen Refraktion verknüpften Fra-
gen bildete. Die Beobachtungen waren
so angelegt, daß sich sichere Resultate
für die verwickelten Verhältnisse der
astronomischen Strahlenbrechung ge-
winnen ließen und daß die ganze Reihe
nach Umfang und innerer Genauigkeit
geeignet blieb, jede Frage über Refrak-
tionsvorgänge, soweit sie sich in astro-
nomischen Beobachtungen wiederspie-
geln, zu beantworten. Aus der Diskus-
sion des reichen xMaterials wies Bau-
schinger damals unter anderm zwei-
erlei nach: 1. die Rolle des Dunstdrucks
bei Refraktionsbeobachtungen und die
Notwendigkeit seiner Berücksichtigung,
2. eine starke Verminderung der alten
l) Neue Annalen d. Sternw. München.
Bd. III. 1898.
Carl Wirtz, Kiel.
B e s s e 1 sehen Refraktionskonstante.
Statt dieser B e s s e 1 sehen Konstante
60.44" benutzen die neueren Refrak-
tionstafeln seitdem die Bauschin-
ger sehe Konstante 60. 1 5y/.
Betrachtet man die Refraktion nur
vom Standpunkt des beobachtenden
Astronomen, so besteht nicht viel Inter-
esse an ihrer Kenntnis über die Zenit-
distanz von 80° hinaus. Genaue Mes-
sungen lassen sich in den tiefen atmo-
sphärischen Schichten nicht mehr an-
stellen, und der Astronom meidet daher
die Horizontnähe nach Möglichkeit.
Anderseits führen uns aber gerade diese
niedrigen Höhen die Wirkung der Re-
fraktion in verstärktem Grade vor und
tragen daher auch in hohem Maße zur
Kenntnis der physikalischen Eigen-
schaften der irdischen Lufthülle bei. Von
dem Gesichtspunkte aus gewinnt nun
das Studium der Refraktion in den tiefen
Schichten am Horizont wieder erheb-
liches Interesse, und Bauschinger
hat daher auch seine Beobachtungen
bis in scheinbare Zenitdistanzen von
88.8° ausgedehnt. In ZD größer als
85° liegen 270 Beobachtungen vor. Der
Meridiankreis ist auf Sterne angewiesen,
die tief am Horizont kulminieren. Ihre
— 42 —
Sichtbarkeit setzt nicht nur große Klar-
heit des Himmels voraus — die normale
Extinktion bewirkt schon Schwächun-
gen von 3 bis 6 Größenklassen — auch
an die Ruhe der Luft werden Anforde-
rungen gestellt, die nur selten erfüllt
sind. So sieht man denn einen solchen
Stern nur als eine längliche farbige flat-
ternde Lichtfahne, die man, so gut es
geht, einstellen muß.
Man erkennt, daß unter diesen Um-
ständen die zufälligen Fehler
sehr rasch gegen den Horizont an-
wachsen und schließlich in gar keiner
Beziehung stehen zu der Feinheit des
aufgewandten Mittels, des Meridian-
kreises. Bei B a u s c h i n g e r erreicht
der mittlere Fehler einer Beobachtung
in ZD 87.9° den Wert ± 7", und aus
andern mit größeren Mikroskopuniver-
salen beobachteten Reihen ist bekannt,
daß man etwa mit folgenden Fehlerver-
hältnissen rechnen kann:
Mittlere Fehler in Zenit-
d i s t a n z.
ZD. 86° 87° 88° 88.5° 88.75°
m. F. ±6" ±8" ±13" ±18" ±24"
2. Wir sehen daraus, daß wir zur
Untersuchung dieser Verhältnisse auch
kleinere Mittel anwenden können, die
innerhalb der Fehlergrenzen bleiben.
Ein gutes Spiegelinstrument
reicht durchaus zu, ein Spiegelsextant,
ein Spiegelkreis oder ein Prismenkreis.
Und damit bietet sich sofort eine recht
bequeme Methode dar. Wir beobachten
die Kontraktion des verti-
kalen Sonnen durch messers
beim Auf- oder Untergang. Auf die
Weise läßt sich die brechende Eigen-
schaft der tiefsten atmosphärischen
Schichten in jahreszeitlich verschiedenen
Azimuten der Messung unterwerfen, und
bei der Helligkeit des beobachteten
Himmelskörpers auch bei Wetterlagen
bis tief an den Horizont hinab, wenn
Sterne schon längst nicht mehr sichtbar
sind. Da ferner die Zusammendrückung
des Sonnendurchmessers infolge der
Refraktion bis 6' beträgt, erscheinen die
gesuchten Brechungseinflüsse als derber
auch an Spiegelinstrumenten hinreichend,
genau meßbarer Betrag.
Auf die Theorie der Methode, auf die
Verbindung der Refraktion in Distanz
in einer bestimmten ZD mit der Re-
fraktionskonstante soll nicht eingegan-
gen werden. Wir beschreiben nur kurz,
wie man dieBeobachtungen
anstellt und wie man sie mit der
Refraktionstafel vergleichen kann.
Bei größerer Höhe der Sonne, etwa
noch bei ZD 85°, stellen wir einige Mes-
sungen des horizontalen Sonnendurch-
messers an, die uns sowohl den Index-
fehler des Instrumentes als auch den
instrumentellen Sonnendurchmesser lie-
fern. Es sei hier daran erinnert, daß
auch der horizontale Durch-
messer von der Strahlenbrechung
beeinflußt und zwar, wie alle Distanzen,
verkleinert wird. Denn die Refraktion
schiebt alle Punkte im Vertikalkreis
gegen das Zenit hin, also stets in eine
Gegend geringeren Abstandes der Verti-
kalkreise. Alle Abstände müssen daher
scheinbar kleiner gesehen werden. Für
den horizontalen Sonnendurchmesser
macht das, wie die mathematische Ent-
wicklung lehrt, einen konstanten Betrag
von 0.5" aus. Nur für die tiefen Schich-
ten am Horizont, die uns hier besonders
interessieren, zeigt sich, daß dort
der Horizontaldurchmesser ungeändert
bleibt, ja sogar in ZD 90° um ein Ge-
ringes (kaum 0.1") vergrößert wird, Im
ganzen darf für uns der Horizontal-
durchmesser als unabhängig von der
Refraktion gelten.
Sinkt dann die Sonne auf ZD 87°
herab, so beginnen bei senkrecht gehal-
tenem Instrument die Beobachtungen
des vertikal enSonn endurch-
messers. Man stellt wechselseitig die
beiden Ränder ein und notiert die Zeit
auf die Sekunde genau. Je zwei aufein-
einander folgende Beobachtungen er-
geben einen Sonnendurchmesser, der bei
— 43 —
raschem Arbeiten ohne merklichen Feh-
ler als für das Mittel der beiden zuge-
hörigen Zeiten gültig betrachtet werden
darf. Die Messungen werden bis zum
Verschwinden des unteren Sonnen-
randes fortgesetzt. Die Ablesungen von
Barometer und Thermometer vollenden
die Beobachtungsreihe.
Es ist wichtig zu wissen, welche G e -
n a u i g k e i t erreicht wird. Sind etwa
systematische Fehlerwir-
kung e n vorhanden? Ja. In der nicht
genau gelungenen Vertikalhaltung des
Spiegelinstrumentes, sei es aus freier
Hand, sei es auf einem Stativ. Eine Ab-
weichung von der Vertikalen zieht im-
mer eine Vergrößerung des gemessenen
Durchmessers nach sich, doch lehrt eine
nähere Untersuchung, daß der zu be-
fürchtende Betrag gegenüber den zu-
fälligen Fehlern verschwindet. Nehmen
wir die große ZD 89.5° an, so würde eine
Kippung der Sextantenebene von 3.5°
erst 1" Fehler verursachen und auch bei
5° stiege er nur auf 2" im Sonnendurch-
messer. Das sind aber Neigungen, die
gar nicht vorkommen können. Einen
Kippungsfehler dürfen wir demnach
außer acht lassen.
3. An einem Beispiel soll die
Beobachtung und die erste Phase der
Reduktion, die Vergleichung mit der
Refraktionstafel, erläutert werden.
Die Beobachtungen sind von Dr.
H e 1 1 e r i c h auf der Kieler Sternwarte
an einem Spiegelkreise auf Stativ ange-
stellt, der 20" Ablesung gab und ein
Fernrohr von 14 mm Objektivöffnung
und 15facher Vergrößerung besaß. Kurz
vor Beginn der Untergangsreihe wurde
der Horizontaldurchmesser der Sonne
bestimmt zu 31' 55", in befriedigender
Übereinstimmung mit dem Berliner
Jahrbuch, das 31' 49.0" gibt.
Darauf beobachtete Dr. H e 1 1 e r i c h
die folgenden 15vertikalen Sonnendurch-
messer £>©, denen sofort das Resultat
der gleich zu erläuternden Rechnung
hinzugefügt ist. Die Durchmesser folgen
in Intervallen von durchschnittlich 1.4m
aufeinander, und jeder Durchmesser be-
ruht auf 2 Ränderbeobachtungen.
Beobachtungen des verti-
kalenSonnendurchmessers
£>©. 1919 September 15.
Kiel <p = 54°20'29" A0M0m35.6s ö. Gr.
Bar. 764.6ww, Therm. + 13.9°
M. Z.
Greenwich
Beob.
UJ
Berechn.
n -~\
uO
B — R
5h13m 44s
30' 20"
30' 17"
+ 3"
15 36
30 0
30 7
— 7
17 9
30 0
29 58
+ 2
18 22
30 10
29 51
+ 19
19 52
30 10
29 41
+ 29
21 56
29 40
29 26
+ 14
23 22
29 10
29 14
— 4
24 59
28 50
28 59
— 9
26 26
28 40
28 44
— 4
27 56
28 40
28 27
+ 13
29 22
28 0
28 9
— 9
31 4
27 40
27 47
— 7
32 34
27 20
27 24
— 4
33 52
26 20
27 4
— 44
35 12
25 50
26 41
— 51
Die Rechnung legt man, wenn län-
gere Reihen zustande gekommen sind,
am bequemsten tabellarisch an. Zu-
nächst die Ableitung der wahren, für den
Beobachtungsort gültigen, mit Paral-
laxe behafteten (topozentrischen) ZD,
Intervall 10m Zeit, interpoliert in die
Mitte von 5m zu 5m. Fünf logarith-
mische Stellen reichen mehr als zu, da
sie die ZD in den niedrigen Höhen min-
destens auf 0.3" geben. Dann Addition
und Subtraktion des Sonnenradius
(15.91'), wodurch für jeden Zeitpunkt
die wahre ZD des Ober- und Unter-
randes hervorgeht. Für diese beiden ZD
muß man nun die Refraktion berechnen.
Hier geschah das nach den Refraktions-
tafeln in W i r t z' Tafeln und Formeln1).
Da die Refraktionstafeln mit dem Argu-
ment scheinbare ZD eingerichtet zu sein
pflegen, kommt man erst in einigen
Näherungen zum Ziel, die aber mit der
L) C. Wirtz, Tafeln und Formeln aus
Astronomie und Geodaesie. Berlin 1918,
J. Springer.
— 44 —
angeführten Tafelsammlung leicht er-
ledigt werden, weil dort eine Hilfstafel
sich findet, die mit der wahren ZD
die mittlere Refraktion angibt. Man hat
so gleich. einen guten Ausgangswert. Der
Unterschied der Refraktionen für Ober-
und Unterrand ist die Kontraktion des
vertikalen Sonnendurchmessers. Bringt
man die Kontraktion negativ an den
Sonnendurchmesser der Ephemeride
(31 '49.0") an, so erhält man schließlich
den gesuchten scheinbaren Durchmesser
der Sonne, der mit der Messung ver-
glichen werden kann.
Die folgende kleine Tabelle führt die
Stadien der Rechnung vor. Die ge-
näherte scheinbare ZD ist der Übersicht
wegen beigefügt; man braucht sie zur
Rechnung nicht. Die Kontraktion
wurde aus der Tabelle mit zweiten Diffe-
renzen für die Beobachtungszeiten inter-
poliert. Deklination dg, ZeitgleichungC,
Horizontalparallaxe tiq sind ebenfalls
angegeben.
wird aber in Wahrheit noch kleiner sein.
Manche Differenzen gehen auf Refrak-
tionsanomalien zurück, ganz sicher die
beiden letzten, die gemessen sind, als
der Sonnenunterrand im Horizontstand.
Ja, es können ganz überraschend große
Abweichungen auftreten, wie schon
durch die zuweilen merkwürdig defor-
mierte Figur der Sonnenscheibe beim
Untergang nahegelegt wird.
Die Kenntnis dieser Anomalien ist
von großer Bedeutung. Sie erlaubt
weitreichende qualitative Schlüsse über
die Existenz und ungefähre Anordnung
von Unstetigkeitsflächen in unsererLuft-
hülle, gleichgültig, auf welche Vorgänge
deren Ursprung zurückzuführen ist.
Man kann sich vorstellen, daß dtr-
artige längere Reihen von Sonnendurch-
messern, die jeweils bei etwa 87° ZD
beginnen und bis zum Untergang durch-
geführt werden, ein erwünschtes er-
gänzendes Material für die Refraktion
am Horizont bilden.
Zur Berechnung des vertikalen Sonnendurchmessers 1919 Sept. 15.
M. Z.
Wahre
Genäherte
Kontraktion des
ÖQ
c
Greenwich
topoz. ZD
scheinb. ZD
QDm
5h 10m
86° 39.28'
86° 26'
V 16"
23
+ 3° 15' 17'
— 4m 34. Qä
15
87 23.09
87 8
1 39
30
20
88 6.85
87 49
2 9
41
25
88 50.56
88 30
2 50 1
58
30
89 34.22
89 8
3 48
76
35
90 17.81
89 46
5 4
+3 14 53
Rq = 15' 54.5"
-4 35.0
^q=8.8"
Faßt man die Widersprüche (B — R)
in der ersten Tabelle als Beobachtungs-
fehler auf — mit Ausnahme der beiden
letzten Differenzen — so finden wir
daraus den mittleren Fehler eines ein-
zelnen Durchmessers zu ± 12.6". Ein
befriedigend kleiner Betrag, auch ver-
glichen mit den an Meridiankreisen und
Universalen gefundenen m. F. für Stern-
beobachtungen. Der zufällige m. F.
4. Eine weit größere Genauigkeit in
der Durchmesserbestimmung der Sonne
würde man erzielen, könnte man statt
eines Spiegelinstrumentes den früher in
der Marine benutzten sog. Distanz-
messer nach Schaub1) ver-
!) Reichsmarineamt, Handb. d.
naut. Instrum. 2. Aufl. Berlin 1890, Mittler
«SSohn. S. 354.
— 45 —
wenden. Es ist dies nichts anderes als
ein Fernrohr mit zerschnittenem Objek-
tiv von 33 mm Öffnung, 37 cm Brenn-
weite und 20 facher Vergrößerung.
Durchaus ein kleines Heliometer Fraun-
hofer scher Konstruktion, das so
wieder zu seinem ursprünglichen Zweck
zurückkehrt. Verfasser hat mit einem
solchen kleinen in freier Hand gehaltenen
Apparat mit gutem Erfolg eine Mond-
finsternis mikrometrisch beobachtet1),
und es scheint mir zweifellos, daß der
mittlere Fehler eines Sonnendurch-
messers 2" gewiß nicht überstiege. Für
astronomische Zwecke müßte der ,, Di-
stanzmesser" noch ausgestattet werden
Astr. Nachr. 205, 1917, S.35; Sirius 52,
1918, S. 151.
mit einem Stativ, in dessen Wiege das
Fernrohr um seine optische Achse ge-
dreht werden kann, mit einer Skala zur
Ablesung der Okularstellung und mit
einem groben Fadenquadrat in der
Brennebene, um die Akkomodation des
Auges unter steter Kontrolle zu halten.
Bei allen derartigen Beobachtungen
ist es nicht mit einer einzelnen Messung
getan, man muß vielmehr danach
trachten, die Messungen über alle
meteorologischenZustände
derAtmosphär ezuverteile n,
so daß die Extreme des Luftdrucks
ebensowohl vertreten sind wie die Ex-
treme der Temperatur. Erst dann wird
die Wissenschaft vollen Nutzen ziehen
aus der aufgewandten Arbeit.
[1X08
Die Verwendung von Spiegelprismen bei Meridiankreismessungen.
Von Dr. K. Schiller, Bensheim a. B.
Mit 4 Abb. im Text.
Zwei starr miteinander verbundene
Planspiegel, die sich unter einemWin-
kel a schneiden, haben die Eigenschaft,
Lichtstrahlen so zu reflektieren, daß der
einfallende und der reflektierte Strahl
immer einen Winkel 180° — 2 a bilden,
solange die Reflexion an beiden Spiegeln
stattfindet. Dieser Reflexionswinkel ist
unabhängig von der Stellung desSpiegel-
paares, solange die Schnittgrade der
beiden Spiegelflächen der Richtung nach
unverändert bleibt, und der einfallende
Strahl in einer Ebene liegt, die senk-
recht auf dieser Schnittlinie steht. In
diesem Falle liegt auch der reflektierte
Strahl in derselben Ebene.
Von dieser Eigenschaft der Reflexion
unter konstantem Winkel hat man viel-
fach Anwendung gemacht. In neuerer
Zeit hat man, um die Konstanz des
Winkels a noch zu vergrößern, die beiden
Spiegel so konstruiert, daß die spiegeln-
den Flächen demselben Glaskörper an-
gehören. Dies hat bei den Spiegeln, bei
denen der Winkel a hinreichend groß ist,
den Vorteil, daß man bei größerer op-
tischer Dichte des Glaskörpers als die
der Umgebung, von dem Belag der
spiegelnden Flächen absehen kann, da
sie totalreflektierend wirken, und daß
man dem Körper eine solche Gestalt
geben kann, daß ihn der einfallende und
der reflektierte Strahl unter gleichem
Winkel bei der Eintritts- wie bei der
Austrittsstelle treffen.
Unter diesen Winkelspiegeln sind am
gebräuchlichsten diejenigen mit a = 45°
und a = 90°. Der erste ist unter der
Bezeichnung Winkelprisma, der an-
dere als Triederprisma im Handel; beim
ersten (Fig.T) findet die Reflexion unter
einem Winkel von nahezu 90°, beim
letzten (Fig. 2) unter 180° statt. Eine
Kombination von zwei Winkelprismen
kann ein Triederprisma ersetzen, sie hat
unter Umständen den Vorteil, daß man
den einfallenden und den reflektierten
Strahl beliebig weit voneinander trennen
— 46 —
kann; doch können hierzu, wenn es sich
um geringere Dimensionen handelt, mit
Vorteil auch die Spiegelprismen benutzt
werden, die man als Triederprismen mit
fehlender Ecke ansehen kann. Da es
praktisch unmöglich ist,diegewünschten
Winkel von 90° und 180° genau zu er-
zeugen, so ist es immer nötig, den Re-
flexionswinkel für jeden Apparat zu be-
stimmen. Dies läßt sich mit physikali-
schen Methoden leicht ausführen u. zw.
mit jedem Grad der Genauigkeit, da es
sich um die Messung von Winkeln von
nahezu ein oder zwei Rechten handelt.
> —
Figi v
f
v A
Diese beiden Reflexionsinstrumente
lassen sich vielleicht bei atsronomischen
Winkelmessungen verwenden, wenn es
sich darum handelt, die Beobachtungs-
bedingungen zu variieren. Dies ist na-
mentlich bei den exakten Winkelmes-
sungen am Meridiankreis sehr wün-
schenswert. Daher lassen sich einige An-
wendungen vorschlagen, die als Ergän-
zung der bisherigen Hilfsmittel zur Be-
stimmung einiger wichtiger Konstanten
des Instruments dienen können.
1. Apparat zur Bestimmung der
Achsenneigung.
Zur Bestimmung der Neigung der
Achse dient entweder der Quecksilber-
horizont oder die Libelle. Mit dem Hori-
zont lassen sich die Bestimmungen nur
in der Nadirstellung des Rohrs aus-
führen. Das Hängeniveau kann auch
nicht in allen Stellungen angewandt
werden. Folgende Einrichtung gestattet
die Neigung in jeder Lage zu bestimmen.
Die Achsen der modernen Durchgangs-
instrumente lassen sich leicht als Kolli-
matoren ausbilden. Setzt man vor das
Objektiv des Kollimators. 0 ein Winkel-
prisma (Fig. 3), das die Strahlen vom
o
>
Fig. 3.
r
Kollimator senkrecht nach unten in
einen Quecksilberhorizont H sendet, so
werden diese dort reflektiert und auf
demselben Wege in den Kollimator
zurückgeworfen. Nehmen wir den ide-
alen Fall, daß die Absehenslinie des
Kollimators, die in der Brennebene des
Objektivs am Ende des Achsenrohrs
durch eine Marke (Fadenkreuz, Strich-
platte) bezeichnet sei, genau der Um-
drehungsachse des Instruments ent-
spräche, ferner daß sie genau horizontal
liege und daß der Reflexionswinkel des
Prismas genau 90° sei, so wird sich die
Marke mit ihrem Bild im Quecksilber-
horizont decken. Eine Neigung der
Achse wird sich durch eine Änderung
der Lage des Markenbildes gegen die
Marke kundtun und durch Messung der
Distanz zwischen beiden läßt sich die
Achsenneigung bestimmen. Eine Dre-
hung des Winkelprismas um die Schnitt-
linie der Spiegelflächen ist dabei ganz
ohne Einfluß.
Natürlich wird man die so ermittelte
Neigung mit derjenigen, die sich aus der
Beobachtung des Nadirspiegels ergibt,
stets vergleichen, um einer Änderung der
Kollimationslinie in der Achse Rech-
nung zu tragen. Die Neigung läßt
— 47 —
sich aber in jeder Stellung des Rohrs
bestimmen.
2. Bestimmung der Biegung des
Hauptfernrohrs im Horizont. Stellt man
den Winkelspiegel mit dem darunter
befindlichen Quecksilberspiegel vor das
Hauptfernrohr eines Meridiankreises in
der Horizontalstellung, so erhält man
durch Autokollimation die Kreisab-
lesung für die Nadirdistanz, die dem
Reflexionswinkel des Winkelspiegels ent-
spricht. Ist also dieser Reflexionswinkel
auf anderem Wege scharf ermittelt, so
läßt sich aus der Differenz des Winkels
gegen den aus der Messung der Nadir-
distanz bei der Autokollimation der Be-
trag des Biegungskoeffizienten im Hori-
zont bestimmen. Den Nadirpunkt des
Kreises braucht man nicht zu kennen,
wenn man die Messung sowohl auf der
Nord- wie auf der Südseite vornimmt.
3. Den modernsten Meridiankreisen
sind außer den Quecksilberspiegeln im
Nadir auch Zenitspiegel bei-
gegeben. Sie bestehen aus einer ebe-
nen Spiegelplatte, deren reflektierende
Schicht nach unten gerichtet ist. Dieser
Spiegel wird durch Schwimmen auf
einem ringförmigen Quecksilberbad ho-
rizontal gehalten. Diese Einrichtungen
kommen aber wenig zur Anwendung: es
ist schwierig, die schwimmende Platte
absolut zur Ruhe zu bringen, ferner er-
geben Luftblasen und Fremdkörper
zwischen Platte und Quecksilber Ab-
weichungen von der Horizontalität des
Spiegels. Die Fehler, die sich daraus er-
geben, lassen sich auch durch Wieder-
holung der Messung nach Drehung des
Spiegels in seiner Ebene nicht streng
eliminieren. Durch Vorsetzen eines
Triederprismas vor das Objektiv (Fig. 4)
werden die Strahlen parallel zur Fern-
rohrachse, aber seitlich verschoben zu-
rückgesandt. Bringt man bei Zenit-
stellung des Fernrohrs in der Nähe des
Objektivs 0 einen Quecksilberhorizont//
an, darüber ein Triederprisma 7\ so daß
die eine Hälfte der Hypotenusenfläche
den Quecksilberspiegel, die andere das
Objektiv bedeckt, so ist es möglich, wie
leicht einzusehen ist, die Methoden der
S
41
■
Autokollimation zur Anwendung zu
bringen. Die Abweichung des Re-
flexionswinkels von 180° läßt sich durch
eine Drehung der ganzen Anordnung
um 2 Rechte unschädlich machen.
Die Anordnung könnte auch so ge-
troffen werden, wie es von der Firma
Carl Z e i ß bei einem Apparat ge-
schehen ist, der dazu dient, bei Ge-
schützen die Richtung der Visierlinie
mit derjenigen der Seelenachse zu ver-
gleichen (Deutsche Patentschrift Nr.
216 896). Die Umkehr des Strahles wird
hierdurchdie Kombination zweier gleich-
schenkliger rechtwinkliger Prismen
erreicht, von denen das eine eine ebene,
das andere eine dachförmige Hypo-
tenusenfläche besitzt.
4. Mit Hilfe von Triederspiegeln läßt
sich auch die praktische Entfernung von
Meridianmiren beliebig vergrös-
sern, während die tatsächliche Entfer-
nung klein gehalten werden kann, indem
man den von der Mire kommenden
Strahl öfters hin- und herschickt. Die
Miren müssen in diesem Falle allerdings
so hoch angelegt sein, daß das Instru-
»
— 48 —
ment dem Lichtstrahl bei seinem Hin-
und Hergang nicht im Wege ist. Als be-
sonderer Vorteil muß erwähnt werden,
daß die Unruhe der Luft nur in den
einfachen Weg zwischen Mire und In-
strument eingeht, sich jedoch auf den
übrigen Wegstrecken beim Hin- und
Rücklauf wieder aufhebt.
5. Zum Schluß mag noch eine An-
wendung des Winkelspiegels erwähnt
werden, die es gestattet, den Betrag der
Saalrefraktion direkt zu be-
stimmen. Nimmt man an, daß diese Ab-
weichung von der normalen Strahlen-
brechung, die durch die Besonderheit der
Temperaturschichtung im Saal zustande
kommt, auf der Nord- und der Südseite
des Instruments in gleichen Zenit-
distanzen denselben Betrag hat, was im
allgemeinen nur genähert zutrifft, so
läßt sich ein und derselbe Stern in zwei
verschiedenen Stellungen des Fernrohrs,
einmal, wie gewöhnlich, direkt, das
andere Mal nach Reflexion der Strahlen
' um 90° in einem Winkelspiegel beob-
achten. Ist der Spiegel außerhalb des
Saales, also etwa über dem Spalt an-
gebracht, so wirkt die Saalrefraktion
bei beiden Beobachtungen in entgegen-
gesetztem Sinne, da die Strahlen von
verschiedenen Seiten des Scheitelpunkts
herkommen, aber mit ungleichen abso-
luten Beträgen. Nur wenn die Zenit-
distanz der Sterne nahezu 45° beträgt,
dürfte dieser Betrag der Saalrefraktion
nahezu gleich ausfallen. Vor allem
dürften sich zu solchen Beobachtungen
in unseren Breiten Sterne in der Nähe
des Pols wegen ihrer langsamen Bewe-
gung eignen.
Von diesen Vorschlägen dürfte
wohl der erste zur Ermittlung der
Achsenneigung am leichtesten ausführ-
bar sein, ebenso auch der Zenitspiegel,
wenn man nur über ein Prisma von
ausreichender Größe verfügt. Was die
Verwendung dieses Spiegelprinzips für
die Miren anlangt, so muß erwähnt wer-
den, daß schon im Jahre 1906 von Prof.
K n o p f in Jena eine ähnliche Einrich-
tung gezeigt wurde. Dort war anstelle
der Mire ein Triederspiegel (Glaskörper
mit drei aufeinander senkrecht stehen-
den ebenen Spiegeln) aufgestellt, wäh-
rend die Mire selbst am Instrumenten-
pfeiler angebracht war. Im Fernrohr
war das Spiegelbild dieser Mire gut
sichtbar. Durch diese Anordnung war
aber das wichtige Prinzip der Unab-
hängigkeit von Instrument und Mire auf-
gegeben worden und die Brauchbarkeit
sehr in Frage gestellt. Zur Bestimmung
der Saalrefraktion muß der Spiegel mög-
lichst weit außerhalb des Spaltes auf-
gestellt werden, da die die normale Re-
fraktion störenden Schichten wahr-
scheinlich schon in größerer Entfernung
vom Gebäude beginnen.
Die Verwendung solcher Spiegel-
prismen dürfte sonst kaum auf große
technische Schwierigkeiten stoßen. Am
mühsamsten wird die Beschaffung ge-
nügend großer Glaskörper, die die ganze
Objektivöffnung auszunutzen gestatten
und die Herstellung entsprechender:
Planflächen sein. Über die Konstanz
der Schnittwinkel der Spiegelflächen
mit der Zeit, der Temperatur und der
Lage des Glaskörpers zur Richtung der
Schwere liegen bis jetzt noch keine
Untersuchungen vor. nm
Die Albedo der Planeten und ihrer Begleiter.
In Ap. J. 43, 3, S. 173 ff. behandelt keit der Planeten und Satelliten. Er
Henry Norris Rüssel im Anschluß geht von den verschiedenen Definitionen
an photometrische Messungen die Frage dieses schwierig zu erfassenden Begriffes
nach der Albedo oder Reflexionsfähig- und der Theorie ihrer Ermittlung aus.
— 49 —
Nach Lambert versteht man
unter der Albedo (Weiße = Grad der
..Weißtönung") einer diffus reflektie-
renden Oberfläche das Verhältnis der
von einem Flächenelement diffus nach
allen Richtungen reflektierten Licht-
menge zur auffallenden. Nach Lam-
bert sollte dies Verhältnis vom Ein-
fallswinkel unabhängig sein. S e e 1 i -
g e r zeigte jedoch, daß dies aus theore-
tischen und praktischen Gründen nicht
der Fall ist. Glücklicherweise sind we-
nigstens für einige Planeten die Hellig-
keiten für verschiedene Phasen bekannt,
so daß daraus empirische Unterlagen
zur Erforschung dieser Gesetze gewon-
nen werden können. Rüssel schließt
sich bei seinen Untersuchungen an die
von Bond 1861 gegebene Definition
der Albedo A an: „Die Kugel 5 werde
mit parallelem Licht bestrahlt. Dann
ist ihre Albedo A das Verhältnis der
ganzen von 5 reflektierten Lichtmenge
zu der einfallenden." Mathematisch
läßt sich A in einen Faktor p und ein
Integral q zerlegen, das aus den Beob-
achtungen zu bestimmen ist. Der
Faktor p nimmt die einfache Form' an :
logp = - 0.4 (£+ 0,15) — 2-logG!
Dabei bedeutet o1 den Planetenradius
in Bogensekunden und g seine Stern-
helligkeit bei voll erleuchteter Scheibe
(Helligkeit der Sonne zu —26.72^ Har-
vard angenommen), beide bezogen auf
die Einheit der Entfernung von Sonne
und Erde. Theoretisch ergibt sich für
das Integral nach der Theorie von
Lambert der Wert 1.5, nach L o m -
mel-Seeliger 1.6366 und nach
E.u 1 e r 2.0. Praktisch kann der Wert
des Integrals durch mechanische Qua-
dratur mit Extrapolation für die Ge-
gend nahe der unteren Konjunktion für
Venus, Mond und Merkur aus den Beob-
achtungen gefunden werden. Abgesehen
von großen Abweichungen bei kleinen
Phasenwinkeln und beim Eulerschen
Gesetz stimmen für 50° Phase Lam-
bert und S e e 1 i g e r bis auf etwa '
7% mit den Beobachtungen überein,
wenn man für das Integral den Wert
2.20 wählt. Bei Mars kommt man prak-
tisch etwa bis zu dieser Phase herunter
(47°), bei helleren Asteroiden etwa bis
20° oder 30°.
Die zweite Hauptfrage betrifft die
SternhelligkeitderErde. Zu
ihrer Bestimmung kommen allein Mes-
sungen des vom Monde reflektierten
Erdlichtes in Frage, mit denen sich be-
sonders V e r y beschäftigt hat. Daraus
ergibt sich nach Russeis Bearbeitung,
daß die mittlere „Voll-Erde" vom Mond 1
aus gesehen 10.2M lichtschwächer als
die Sonne ist, also der — 16.5 Sterngröße
entspricht. Die Erde erscheint dem
Monde also 40mal heller als der Mond
uns. Die Sternhelligkeit der Erde von.
der Sonne aus gesehen würde — 3.5M ent-
sprechen und von der Venus aus ge-
sehen bei der größten Annäherung
— 6.3M erreichen.
Rüssel untersucht neben photo-
metrischen Helligkeitsmessungen auch
photographische, nach welchen der Erd-
schein halb so hell ist als bei optischen
Messungen. Dabei ist aber das Verhal-
ten der betreffenden Plattensorte für
das zu überbrückende große Helligkeits-
intervall und für die verschiedenen Far-
ben noch nicht gebührend berücksich-
tigt. V e r y , S 1 i p h e r und T i k -
hoff stimmen hinsichtlich des Ergeb-
nisses ihrer Farbenbestimmungen darin
überein, daß die Erde blauer als
gewöhnliches Mondlicht ist. Nach T i k -
h o f f s Intensitätsbestimmüngen ist an-
zunehmen, daß die photographische Al-
bedo der Erde nur etwa 40% der op-
tischen beträgt. Damit wären die zu-
nächst widersprechenden Ergebnisse
vollkommen in Einklang gebracht.
Im Anschluß daran wird eine Über-
sicht der Resultate gegeben, der wir
folgendes entnehmen: Die Sterngröße
der Sonne beträgt in der Harvard-Skala
— 26.72M ±0.04 visuell und —25.93^
photographisch. Der Farbenindex ist
— 50 —
mithin +0.79** (G-Stern). Die Reduk-
tion der M ü 1 1 e r sehen Planetenhellig-
keiten (ausgenommen Uranus und Nep-
tun, die unverändert bleiben) erfolgt
durch Anbringen einer Korrektion von
— 0.06M. DieFarbenindices werden dann
folgende: Venus + 0.78M, Mars + 1.38m
Jupiter +0.50M und Saturn + 1.12^. —
Der Vollmond ist 8.7mal so hell als das
Erste Viertel und lO.Omal so hell als das
Letzte Viertel. Die visuelle Mondhellig-
keit dürfte zu —12.55 ±0.07*1 anzu.
nehmen sein und die photographische
zu — 11.37. Der Farbenindex wäre mit-
hin -fl,18M. Dies Ergebnis stimmt
mit den Untersuchungen von Wi U
sing und S c h e i n e r überein.
welche zeigen, daß das Mondlicht ent-
schieden röter als Sonnenlicht ist.
Zur Umrechnung dieser Zahlen auf
irdische Maßeinheiten wird die Hellig-
keit der Sonne im Zenit zu 103 000 Me-
terkerzen angegeben, die des Vollmon-
des zu nur 0.24 MK. Eine Normalmeter-
kerze von mittlerer Farbe der Sterne
würde etwa der — 14.18 Größenklasse
entsprechen.
Folgende Übersicht faßt auch die
Ergebnisse betreffend die Kleinen Pla-
neten zusammen:
Gestirn
m0
Radius
Albedo
visuell
Mond
12 55 J 0 40
240"
0 105 0 694
0 073
Merkur
Venus.
Mars .
2 94 —0.88
4 77 -4.06
185 — 1 36
3 45
8 55
4.67
0.164 0 42
0.492 1.20
0139 1.11
0.069
0.59
0154
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptun
2 29 —8 99
089 —8.67
574 —6.98
7.65 —7.06
9523
77.95
360
34.5
0375 1.5
0.420 15
0 42 1.5
0.49 15
0 56
0.63
063
0.73
Ceres
Pallas
Juno
Vesta
+ 7.15 +3.70
4 7.84 ( 4.38
-f 8.95 5 74
+ 6.04 t 3.50
053
034
014
0 27
0.10 055
013 0 55
0.22 055
048 0.55
0-06
007
012
0.26
Jupiter I
Satelliten
I
III
IV
+ 554 —1.16
+ 5.69 —1 Ol
+ 5.08 —1.62
+ 6.26 —044
2.38
2.'08
362
3.49
0.46 1.5:
051 1.5:
0.30 1.5:
0.11 15
Titan
+ 830 —1 26
29
033 1 5
0.69
0.76
045
0.16
050
Erde
I
— —3 46
8 79
0 27 1 64
[0 45]
An photographischen Albedines wären
nachzutragen für Mond 0.051, Venus
0.60, Erde 0.6, Mars 0.090, Jupiter 0.73 :
und Saturn 0.47:. mQ bezeichnet die
Sterngröße unter mittleren Oppositions-
bedingungen, bei Merkur und Venus
bei voll erleuchteter Scheibe in mittlerer
Entfernung von der Sonne und der Ein-
heitsentfernung(Erdbahnhalbachse)von
der Erde, g die entsprechende Stern-
größe für die Einheitsentfernung von
Sonne und Erde. Der Radius gilt eben-
falls für die Einheitsentfernung, p und q
sind die beiden Faktoren, deren Pro-
dukt die Albedo A ist. p wurde oben
bereits durch eine Formel definiert.
Den Schluß der Abhandlung bilden
einige Bemerkungen zur physikalischen
Deutung dieser Zahlen. Die Definition
der Bondschen Albedo läßt diese Werte
besonders geeignet zur Berechnung der
wahrscheinlichen Oberflächentempera-
turen der Gestirne erscheinen. In ähn-
licher Weise eignen sich die Werte der p
-51 —
zur Abschätzung der Durchmesser von
Satelliten und Kleinen Planeten, von
denen nur die Oppositionshelligkeiten
gemessen sind. Auch für terrestrische
Vergleichsobjekte kommen sie in Frage.
Hinsichtlich des Mondes bleibt jedoch
besonders zu erwägen, daß ein großer
Teil seiner Oberfläche mit Geröll und
Felsblöcken bedeckt sein dürfte, zwi-
schen denen sich bei schrägem Einfall
der Sonnenstrahlen zahllose Schatten
bilden; die Verhältnisse sind denen beim
Saturnring unter kleinen Phasenwin-
keln ähnlich. Dieser Umstand macht
die Berechnung terrestrischer Vergleichs-
Albedines recht schwierig. W i 1 s i n g
und S c h e i ii e r haben die Werte
für einige Gesteine mit ebenen, rauhen
Flächen bei einfallendem und reflek-
tiertem Licht unter Bedingungen ge-
messen, die denen bei Vollmond sehr
ähnlich sind. Sie fanden für
Liparit-Bimsstein . . 0.56
Gelber Sandstein . . 0.38
Roter Granit. . . . 0.36
Vulkanasche . . . .0.18
Syenit 0.13
Trachytlava . . . . 0J0
Schieferton .... 0.07
Basalt 0.06.
Die p-Werte waren im allgemeinen
für das rote Ende des Spektrums um
20% größer als für das blaue Ende.
Für die Erde schätzt A b b o t die
Albedo bei vollständiger Bewölkung
(A nach Bonds Definition) auf 0.60
und für Wolkenlosigkeit auf 0.14. Der
vorläufige Mittelwert wäre 0.37.
Im allgemeinen bestätigen die mit-
geteilten Zahlen, daß bei Venus und
den äußeren Planeten eine wolkige Ober-
fläche anzunehmen sein dürfte, während
bei Merkur, Mars und Mond mehr an
eine felsige Oberfläche zu denken sein
wird. Die hohe Albedo bei Neptun ist
übrigens wegen der Schwierigkeit seiner
Durchmesserbestimmung ziemlich un-
sicher. Am auffälligsten sind jedenfalls
die hohen Albedowerte für Vesta und
die beiden ersten Jupiterbegleiter, die
wohl kaum eine merkbare Atmosphäre
haben dürften. Die Oberfläche muß
also an sich ein hohes Reflexionsver-
mögen besitzen. Bei der Erde liegt der
Wert zwischen den ., Wolken-" und
„StehV-Planeten ; die Ergebnisse von
V e r y s und A b b o t s Untersuchun-
gen stimmen befriedigend überein. Man
darf dabei jedoch nicht auf dem un-
richtigen Wrege vorgehen, den V e r y
zuerst beschritt. G u t h n i c k zeigte,
daß ein Mißverständnis der Zöllnerschen
Angaben bei V e r y vorlag. Stellt man
dies richtig, so folgt der A-Wert 0.41
(oben 0.37 angenommen) statt 0.89.
Am Schluß seiner Abhandlung for-
dert Rüssel energisch zur Vermeh-
rung des Beobachtungsmaterials an Hel-
ligkeitsmessungen der Mitglieder unseres
Sonnensystems auf. [1009
Aus den Jahresberichten der A. G.-Sternwarten für 1918.
Die Vierteljahrsschrift der Astrono-
mischen Gesellschaft bringt im drit-
ten Heft des 54. Jahrganges die Jahres-
berichte der Sternwarten für 1918, aus
denen hier das Wesentlichste mitge-
teilt sei:
Bamberg. Die Haupttätigkeit am
Institut erstreckte sich wieder über das
Gebiet der veränderlichen Sterne. So-
wohl Geheimrat Hartwig als
auch Herr Cuno Hoff m eiste r
waren hier intensiv tätig, soweit das
außerordentlich schlechte Wetter dies
zuließ. Neben den Beobachtungen
in diesem Zweige der Astronomie lief
die Arbeit an der Herausgabe des A. G.-
Katalogs, der Geschichte Und Literatur
der veränderlichen Sterne. Im Sep-
tember konnte der I. Band erscheinen.
Am Heliometer setzte Geheimrat
— 52 —
Hartwig seine Beobachtungen für
die physische Libration des Mondes fort.
Weiter wurden Ortsbestimmungen der
Nova Monocerot., der Nova Aquilae 3,
sowie einiger Veränderlicher erlangt.
Eine Beobachtungsreihe zur Ermitte-
lung der Parallaxe der Nova Aquilae
wird im nächsten Jahre fortgesetzt.
Die unmittelbare Mitarbeit Hoff-
m eisters erreichte durch die Rück-
kehr des Assistenten Dr. Zinn er am
Jahresschluß ihr Ende.
Berlin-Babelsberg. Am großen (26-
zölligen) Refraktor von Zeiß führte
Geh. Rat S t r u v e unter Assistenz
von Dr. Bernewitz seine Mikro-
metermessungen an den Saturntraban-
ten fort. Weiter wurden Positionsbe-
stimmungen der Jupiterflecke ausge-
führt. Dr. B e r n e w i t z erlangte wäh-
rend der Marsopposition 1918 46 Be-
stimmungen von Flecken, sowie 12 Zeich
nungen dieses Planeten. In der zweiten
Jahreshälfte wurden von ihm in der
Hauptsache photographische Aufnah-
men von Doppelsternen ausgeführt.
Der Zwölfzöller diente wieder aus-
schließlich den lichtelektrischen Mes-
sungen Prof. G u t h n i c k s. Neben
den Planeten Mars, Jupiter und Saturn
waren Beobachtungsobjekte verschie-
dene veränderliche Sterne, sowie die
Nova Aquilae 3, an der ebenso, wie an
58- Sternen der Spektralklassen Od bis
N Farbenindexbestimmungen mit Hilfe
eines Gelbfilters vorgenommen wurden.
Im Laboratorium führte Prof. G u t h -
nick eine Messungsreihe an einem
künstlichen Veränderlichen durch, um
auf diese Weise Einblick in die Ur-
sachen der in der Natur vorkommenden
Lichtkurven zu gewinnen. Am Toep-
ferschen Durchgangsinstrument führte
Dr. K e p i n s k i bis zu seinem Abgang
vom Institut (Anfang September) die
sich nunmehr über drei Jahre er-
streckende Beobachtungsreihe von Fun-
damentalsternen nach der Liste der
Connaissance des Temps 1914 zu Ende.
Am gleichen Instrument setzte Prof.
Courvoisier seine Parallaxenbe-
stimmung von ö Ursae min. fort und
begann eine solche der Nova Aquilae.
In der Hauptsache arbeitete Genannter
jedoch am Vertikalkreise, wo Funda-
mentalsterne, die Sonne, der Zenit-
stern ß Draconis und die Nova Aqui-
lae, die von ihm am 8. Juni (18b 38m
Sternzeit) aufgefunden wurde, gemes-
sen wurden.
Berlin - Dahlem. (Astronomisches
Recheninstitut.) Im Berichtsjahre 'er-
schien das Berliner Astronomische Jahr-
buch für 1920. Die Zahl der numerier-
ten kleinen Planeten ist auf 894 bis
zum 30. Juni 1918 gestiegen. Vom
astronomischen Jahresbericht konnte
Jahrgang 1917 druckfertig gemacht,
Jahrgang 1918 in Angriff genommen
werden. Die wohl nahezu erreichte
Vollständigkeit ist auch diesmal wieder
das wesentliche Verdienst von Prof.
Ström gren, Kopenhagen, der in
umfangreichem Maße die hier unzu-
gängliche Literatur zur Verfügung
stellte.
Bonn. Da der Observator Prof.
Mönnichmeyer und Assistent Dr.
Hopmann erst gegen Ende des
Jahres zur Sternwarte zurückkehrten,
ruhte die Beobachtungstätigkeit fast
ganz. Geh. Rat Küstner hat die
Bearbeitung der in den letzten Jahren
von ihm ausgemessenen Sternhaufen
beendet.
Breslau. Von privater Seite sind
dem Institut auch im Berichtsjahre neue
Mittel zur Verfügung gestellt worden.
Die Pläne für den beabsichtigten Neu-
bau sind mit Unterstützung der Firma
Zeiß bereits aufgestellt, so daß in abseh-
barer Zeit mit dem Beginn des Neu-
baues gerechnet werden kann. An Be-
obachtungen seien erwähnt: Extrafo-
kale Aufnahmen der Jupitermonde am
Clark-Repsoldschen Refraktor, Messun-
— 53 —
gen von Mond- und Fundamentalster-
nen am Bambergschen Durchgangsin-
strument. Prof. W i 1 k e n s brachte
seine Untersuchungen zur Theorie der
Planeten der Jupitergruppe zum Ab-
schluß.
Düsseldorf. Von 46 kleinen Planeten
wurden 123 Beobachtungen erlangt.
Daneben wurden einige Veränderliche
verfolgt, sowie die für die Zeitbestim-
mung nötigen Sterndurchgänge am
Passageninstrument beobachtet.
Frankfurt a. M. Dr. L a b i t z k e
setzte seine physiologisch-psychologi-
schen Untersuchungen über astrono-
mische Beobachtungen fort. Eine grö-
ßere Reihe von Veröffentlichungen, die
das Gebiet der kleinen Planeten be-
handeln, befindet sich im Druck. Auch
die Herausgabe der astronomischen Ar-
beiten von G a u ß gehört hierher, die
u. a. die aus dem Jahre 1801 stammen-
den allerersten Bahnbestimmungen
bringen werden.
Göttingen. Eine zusammenfassende
Bearbeitung aller die bekannten Nor-
malbögen betreffenden Beobachtungen
ist in die Wege geleitet. Gleichzeitig
werden diese Bögen hier am Meridian-
kreis und Heliometer neu gemessen
werden. An 57 Tagen wurde von Geh.
Rat Hartmann die Sonne aufge-
nommen. Weiter brachte er eine Unter-
suchung über die ältesten deutschen
astronomischen Instrumente des Kar-
dinals Nikolaus C u s a n u s , eines Vor-
läufers des Kopernikus, zum Abschluß.
Es handelt sich um einen hölzernen
Himmelsglobus von 27 cm Durchmesser,
ein Astrolabium aus Messing, eine kleine
unvollendete kupferne Himmelskugel,
sämtlich aus dem Jahre 1444, sowie ein
Torquetum, das wohl 1434 in Nürnberg
angefertigt worden ist.
Heidelberg. Die photographischen
Beobachtungen wurden von Geh. Rat
Wolf ausgeführt. An den drei Instru-
menten Bruce-Fernrohr, Waltz-Reflek-
tor und Uranograph wurden insgesamt
auf 398 Platten mit 377 Stunden Be-
lichtungszeit 459 Aufnahmen erhalten.
Davon entfallen 190 Aufnahmen auf die
kleinen Planeten, 7 auf Eigenbewegungs-
sterne, die übrigen auf Spektren, Nebel-
flecken, Kometen, Mond und effektive
Wellenlängen. So wurde vor allem das
Spektrum der Nova Aquilae sehr ein-
gehend verfolgt (141 Aufnahmen). Die
Bestimmungen der effektiven Wellen-
längen schwacher Sterne, die mit Hilfe
eines Gitters von 730 mm Öffnung am
Reflektor ausgeführt werden, werden
uns weiteres Material liefern, das uns
wertvolle Aufschlüsse über den Aufbau
des Systems dieser massenschwachen
Sterne, die, wie eine Bearbeitung der
ersten 720 Wolfschen EB-Sterne durch
C. W i r t z und P. H ü g e 1 e r gezeigt
hat, in unmittelbarer Nachbarschaft der
Sonne stehen, gestatten dürfte. Von
43 neu entdeckten Planetoiden wurden
drei mit älteren identifiziert, zwei in
Bergedorf unabhängig aufgefunden.
Kiel. Da weder die Observator- noch
die Assistentenstelle besetzt war, ruhte
die Beobachtungstätigkeit bis auf
einige vom Direktor Geh. Rat Harzer
am Meridiankreis ausgeführte Aufstel-
lungs- und Zeitbestimmungen gänzlich.
Leipzig. Dr. Hayn konnte nach
fast dreijähriger Unterbrechung durch
den Heeresdienst seine Untersuchung
über die Örter und Eigenbewegungen
der Plejadensterne zu Ende führen, und
für die 70 helleren Sterne bis zur
9. Größe einen Katalog von größter Ge-
nauigkeit liefern. Am Heliometer be-
gann Dr. Naumann eine Beob-
achtungsreihe zur Parallaxenbestim-
mung Von 61 Cygni, a Cassiopeiae und
a Ursae majoris. Dr. Weber hat die
Ausmessung der zur Untersuchung des
Sonnenhalbmessers gemachten Aufnah-
men beendet.
München. Die von Prof. Groß-
m a n n und Dr. K i e n 1 e am Repsold-
schen Meridiankreis ausgeführten De-
klinationsbestimmungen der Paral-.
— 54 —
laxensterne liegen im Manuskript vor.
Dr. K i e n 1 e hat ferner am Meridian-
kreis die Beobachtungen von R Lyrae
zum Abschluß gebracht. Prof. 0 e r t e 1 ,
Hannover, führte die Reduktionsarbei-
ten an seinem Sternkatalog weiter.
Potsdam. (Astrophysikalisches Ob-
servatorium.) Geh. Rat Kempf hat
die Bearbeitung der Spoererschen Son-
nenfleckenmessungen zum Zweck einer
Sonnenrotationsbestimmung soweit ge-
fördert, daß sie demnächst zum Ab-
schluß gebracht werden können. Geh.
Rat W i 1 s i n g führte bolometrische
Messungen im kontinuierlichen Sonnen-
spektrum und in den Wasserdampf-
bändern aus. Die 1917 unterbrochene
photometrische Durchmusterung der
Polzone +80° bis +90° konnte im
Berichtsjahre von Geh. Rat Müller
und Dr. Kohlschütter wieder
aufgenommen werden. Photographische
Helligkeitsmessungen verschiedener Ver-
änderlicher sind von Prof. Hertz-
sprung ausgeführt worden, der auch
die effektive Temperatur der Nova
Aquilae zu 7300° bestimmte. Weiter
wurden von ihm am 50 cm-Objektiv
des großen Refraktors 76 brauchbare
Doppelsternaufnahmen erhalten. Die
Bearbeitung der spektralphotometri-
schen Messungen Scheiners,
Münchs und seiner eigenen, führte
Geh. Rat W i 1 s i n g zu Ende. Die Ar-
beit liefert die effektiven Temperaturen
von 199 helleren Sternen. Die Neuauf-
nahmen für die photographische Him-
melskarte (106 Platten) wurden von
Dr. Birck vorgenommen. Die Aus-
messung und Reduktion der Aufnahmen
besorgte Frl. S. Matte nklodt.
Prof. B i e h 1 beschäftigte sich, wie in
den Vorjahren, mit der Revision der
bereits erschienenen Bände der Pots-
damer Photographischen Himmelskarte.
(Geodätisches Institut.) Von den
Stationen des Internationalen Breiten-
dienstes hat nur M i z u s a w a (Japan)
die Beobachtungsbücher regelmäßig zu-
gesandt. Die amerikanische Station
Ukiah stellte die Zustellung mit dem
Monat März, die italienische Carloforte
mit April ein. Die Wasserstandsbeob-
achtungen an den zehn Pegeln des In-
stituts wurden in der üblichen Weise
bearbeitet. Die Registrierungen der in
189 m Tiefe in einem Schacht in Frei-
berg (Sachsen) befindlichen zwei Hori-
zontalpendel gingen weiter. Sie sollen
dem Studium des Einflusses des Mondes
und der Sonne auf die Lotbewegung
dienen.
Stockholm. Am Meridiankreis wur-
den ausgewählte Sterne der Zone +45°
bis +90° beobachtet. Am Spektro-
graphen wurden 4 Spektrogramme der
Nova Monocerotis, und 24 von der
Nova Aquilae erhalten. Das Eisen-
spektrum wurde zum Vergleich ein-
kopiert. Auch visuelle Spektralbeob-
achtungen sowie Stufenschätzungen
nach der Argelanderschen Methode wur-
den von der Nova Aquilae erhalten.
Analytische Untersuchungen über einen
Spezialfall des Dreikörperproblems wur-
den begonnen, verschiedene Bahnbe-
rechnungen kleiner Planeten ausgeführt.
Utrecht. Dr. v a n d e r B i 1 1 setzte
die Untersuchungen der photometri-
schen Skalen von Parkhurst und Picke-
ring fort. Eine Entscheidung konnte,
obwohl die Bestimmung von schwachen
Sternen am Zöllnerschen Photometer
sämtlich zugunsten der ersten aus-
fielen, noch nicht erzielt werden. Das
Haupttätigkeitsgebiet des Instituts, die
veränderlichen Sterne, erlitt teils durch
die mehrere Wochen dauernde gründ-
liche Reinigung des Zehnzöllers, teils
durch die Beobachtung der Nova Aqui-
lae starke Einbuße. 108 Variable wur-
den beobachtet, davon 26 Algolsterne.
12 Lacertae, der in den Hartwigschen
Ephemeriden noch als Algolstern ge-
führt wird, ist nach den Beobachtungen
N i j 1 a n d s zweifelsohne vom ß Lyrae-
Typus.
Wien. Die Beobachtungen litten
— 55 —
außerordentlich durch das selten
schlechte Wetter, das beispielsweise im
Januar nicht eine einzige Beobachtung
zuließ. Die Verfolgung der in Heidelberg
entdeckten neuen Planeten gestaltete
sich überdies durch die mangelhafte
Postverbindung (telegraphische Benach-
richtigung war leider nicht möglich)
sehr schwierig. Zwei neue Planeten
wurden von Geh. Rat P a 1 i s a auf-
gefunden. Am Sechszöller beobachtete
Dr. Holetschek irregulär und auf-
fallend rot gefärbte Veränderliche so-
wie bis zum 21. Dezember die Nova
Aquilae. Am Rothschild-Coude wurden
in der Hauptsache Aufnahmen des
Novaspektrums erhalten. Im Labora-
torium wurde von Dr. Hnatek wei-
ter auf dem Gebiete des Vorbelich-
tungseffektes gearbeitet.
Zürich. Die Sonne konnte an 279
Tagen (gegen 274 im Jahre 1917) beob-
achtet werden, von denen nicht ein ein-
ziger fleckenfrei war. Die Relativzahl
erreichte im Juli mit 104.6 das größte
Monatsmittel, blieb aber im Jahres-
durchschnitt mit 77.6 gegen 98.8 im
Jahre 1917 beträchtlich zurück. Das
Hauptmaximum der gegenwärtigen 11-
jährigen Periode kann nunmehr zwei-
felsfrei auf den August 1917 angesetzt
werden. [im P. H.
Photographisch-photometrische Methode zur Bestimmung von
Sternhelligkeiten.
Die Bestimmungvon Sterngrößen mit-
tels rein physikalischer, objektiver
Methoden hat in den letzten Jahren eine
Reihe von Fortschritten aufzuweisen, die
auf die Benutzung von Selenzelle, pho-
toelektrischer Zelle oder Thermoelement
zur Messung der sichtbaren oder der Ge-
samtstrahlung der Sterne beruhen. Diese
eignen sich jedoch vornehmlich für
helle Sterne — wenigstens im Hinblick
auf die amerikanischen Leistungen — ,
so daß bei schwächeren von den Ameri-
kanern auf die photographischen Me-
thoden zurückgegriffen wurde. Die Be-
stimmung der Sterngröße aus dem
Durchmesser der auf der photographi-
-schen Platte erhaltenen kleinen Scheib-
chen leidet an dem Nachteil, daß diese
keinen scharf definierten Begrenzungs-
kreis aufweisen und daß atmosphäri-
sche Vorgänge eine schwer zu be-
urteilende Rolle dabei spielen. Man be-
stimmt deshalb hier behelfsmäßig, wie es
bei den extrafokalen Aufnahmen ge-
schieht, die Schwärzung der Stern-
scheibchen. Statt mit dem für solche
Aufgaben besonders geeigneten Hart-
mann sehen Mikrophotometer kann
man die Durchlässigkeit auch objektiv
mit Hilfe eines der oben genannten In-
strumente messen. Man kombiniert
also zwei bereits bekannte Methoden.
Am weitesten ist dieses Verfahren von
P. P. Koch bei seinem registrierenden
Mikrophotometer durchgebildet, bei wel-
chem die Durchlässigkeit der kontinuier-
lich über einer kleinen Blende verscho-
benen Platte mittels der Photozelle
bestimmt und die dabei erhaltenen Gal-
vanometerausschläge zugleich photo-
graphisch auf einem mit der Platte syn-
chron bewegten Streifen von Brom-
silberpapier aufgezeichnet werden. Die
Selenzelle ließe sich hierfür gleichfalls
benutzen, doch steht sie der Photozelle
an Bequemlichkeit hier wesentlich nach.
Auch die Thermosäule läßt sich natür-
lich dafür verwenden. Eine damit arbei-
tende Vorrichtung zur Messung der
Schwärzung fokaler und extrafokaler
Aufnahmen hat H. T. Stetson (Ap.
J. 43, S. 253 u. 325, 1916) praktisch er-
probt.
Das Licht einer möglichst konstanten
Lichtquelle — verwendet wurde eine
Kohlefadenlampe von 50 Kerzen mit
— 56 —
spiralförmigem Faden, deren Spannung
ständig geprüft und konstant gehalten
wurde — wird durch einen Kondensator
auf einen horizontalen Metalltisch kon-
zentriert, der in der Mitte eine aus-
wechselbare kleine kreisförmige Blende
von 1,0 und 0,5 mm besitzt und auf wel-
chen die photographische Platte auf-
gelegt wird. Ein Bild des ausgeblendeten
Plattenteiles wird mittels eines Projek-
tionssystems auf der Lötstelle eines
gut eingebauten sehr empfindlichen
Thermoelementes von kleiner Wärme-
kapazität entworfen, das mit einem
Galvanometer verbunden ist. Das von
W. W. C o b 1 e n t z hergestellte Ther-
moelement besteht aus einer Wismuth-
Silber-Kombination mit einer kreis-
förmigen Empfängerplatte von 5 mm
Durchmesser.
Unter Benutzung einer Blende von
etwas größerem Durchmesser als das
Sternscheibchen wird erst sein Bild,
dann das von einem unmittelbar daran
grenzenden Stück der Platte auf der
Lötstelle des Thermoelementes ent-
worfen und die Ausschläge des Galvano-
meters für die beiden Plattenstellungen
beobachtet. Bezeichnet man dieselben
mit D und D' und die Größe {D—D')/D
mit d, so gilt für die Größenkiassendiffe-
renz die einfache Beziehung
m — a — b • dll*,
wo a und b empirisch zu bestimmende
Konstanten sind. Die Größe d ist von
etwaigen Schwankungen der Lichtquelle
oder der Durchlässigkeit des Glases der
photographischen Platte unabhängig.
Ersetzt man die kreisförmige Blende
durch einen Spalt, so ist die Vorrichtung
zur Photometrie von Spektralaufnah-
men, auch von solchen, die mit dem
Objektivprisma erhalten sind, zu ver-
wenden.
Praktisch wurde sie zunächst zur
Untersuchung der Lichtkurve des Ver-
änderlichen U Cephei (mit einer Periode
von 2,943d) benutzt, wobei als Ver-
gleichssterne / (B. D. 81°30) und ?
(B. D. 81°27) dienten. Die erhaltene
Lichtkurve entspricht der von Chand-
ler 1899 veröffentlichten, bei welcher
die Helligkeit schneller anwächst als ab-
fällt; außerdem folgt auf das erste Mi-
nimum noch ein zweites flacheres. Eine
mit besseren Hilfsmitteln erhaltene Auf-
nahme lieferte eine Lichtkurve, welche
eine zweite Schwankung von 0. 1M in
einem Intervall von 40 Minuten aufwies.
Weitere Versuche lehrten dann, daß der
Yergleichsstern B. D. 81°30 nicht kon-
stant, sondern selbst veränderlich ist.
Bei der Beurteilung der erzielbaren
Genauigkeit darf man nun aber nicht in
den Trugschluß verfallen, etwa das
System Thermoelement-Galvanometer
als Maßstab anzusehen. Eine große
Schärfe der Messung hat hier praktisch
gar keine Bedeutung, denn die Platte
selbst liefert nach dem Schwärzungsver-
fahren unter den günstigsten Umständen
keine größere Genauigkeit als 3 bis 4%.
Ferner darf man die Leistungsfähig-
keit der Photozelien nicht allgemein
unterschätzen, denn in der Hand deut-
scher Gelehrter haben diese an-
scheinend doch mehr geleistet bzw. sich
bei geringeren Sternhelligkeiten als
brauchbar erwiesen als bei den Ameri-
kanern. Ein so objektiv denkender
dortiger Gelehrter wie S t e b b i n s hat
dies auch rückhaltlos anerkannt. Vim
Rundschau.
Die Stellung der kugelförmigen Stern-
haufen und Spiralnebel zu unserem
Sternsystem. In einem Aufsatz unter
diesem Titel berichtet K. Lund m a r k1)
i)~Ästr. Nachr. 209, 369, 1919 Okt.
über neue eigene Arbeiten und die Ar-
beiten anderer Autoren, die sich das
Ziel setzen, zu einer Abschätzung der
Parallaxen der kugelförmigen Stern-
haufen und der Spiralnebe! zu gelangen.
— 57 —
Da der Artikel einen Auszug aus einer
noch nicht erschienenen größeren Unter-
suchung bildet, sei hier nur auf einige
bemerkenswerte Ergebnisse hingewiesen.
Amerikanischen Astronomen ver-
danken wir die Bestimmung der Radial-
bewegungen einiger Spiralnebel und
kugelförmigen Sternhaufen. Der Ver-
fasser leitet nun mit Hilfe dieses noch
spärlichen Materials den Apex der
Sonnenbewegung aus den kugelförmigen
Sternhaufen ab und findet dafür einen
Punkt an der Sphäre, der nahe bei dem
von W i r t z x) für die Spiralnebel auf
mehrfache Weise abgeleiteten Apex
liegt. Nach verschiedenen Methoden,
die sich zum Teil auf frühere Unter-
1920 Eintritt
April 9 23h 29™
14 11 48
19. . 0 10
23 12 34
28 0 58
Mai 2 13 22
7 1 47
11 14 12
16. . 2 37
20 15 3
25 3 28
29 15 54
suchungen anderer Astronomen gründen,
gewinnt Lundmark weiter eine Par-
allaxe der Spiralnebel, die in die
Größenordnung 0.00001" fällt, wieder-
um in Übereinstimmung mit dem von
Wirtz i. J. 1917 auf anderem Wege
bestimmten Werte.
Auch Lündmarks Untersuchun-
gen sprechen dafür, daß kugelförmige
Sternhaufen und Spiralnebel außerhalb
unseres Milchstraßensystems stehen, in
Abständen von 30 000 und mehr, viel-
leicht Millionen Lichtjahren, und daß
sie ferne unserem Sternsystem koordi-
nierte Systeme sind. Wenn die ausführ-
liche Abhandlung des Verfassers, die der
Schwedischen Akad. d. Wiss. eingereicht
wurde, gedruckt und ausgegeben ist, soll
i)Vgr. Sirius 50 (1917) 79, 52 (1918) 1 16.
über die vielseitigen interessanten Resul-
tate eingehender berichtet werden. W.
[1114
Verfinsterungen des Saturnmondes
Rhea. Im Monat April und Mai können
die Eintritte in den Schatten und noch
günstiger die Austritte des Trabanten
Rhea aus dem Schatten des Saturn be-
obachtet werden. Wir geben nach-
stehend die von Geh. -Rat S t r u v e und
Dr. B e r n e w i t z vorausberechneten
Daten in M. Z. Gr., wo g und p den
geozentrischen Ort des Satelliten, d. h.
die Entfernung vom Planetenrande und
den Positionswinkel, gezählt vom Nord-
punkt der kleinen Achse nach Osten,
bezeichnen :
o p Austritt ö p
3.8" 161° 23^ 59m 5^ 147 °
3.8 161 12 36 5.3 146
3.8 161 1 10 5.8 144
3.8 162 13 43 6.1 142
3.7 162 2 16 6.5 140
3.7 162 14 49 6.9 138
3.7 162 3 21 7.1 136
3.6 162 15 53 7.3 135
3.5 163 4 24 7.5 134
3.5 163 16 55 7.6 133
3.5 163 5 26 7.6 132
3.4 164 17 57 7.5 131 f3145
Über den Farbenwechsel großer Me-
teore hat Alfred Wegen er neuer-
dings Untersuchungen angestellt, über
die er in den Abhandlungen der Kaiserl.
Leop. Carol. Deutschen Akademie der
Naturforscher (Bd. 104, Nr. 1, 1918,
34 Seiten) berichtet. Die Durchsicht
vorliegender Meteorbeobachtungen zeigt
gerade in bezug auf Farbenangaben das
denkbar größte Durcheinander. Farben-
blindheit, mangelhaf teAuffassung wegen
der Kürze der Erscheinung und ein im
allgemeinen für Farben schlechter als
für Formen ausgebildetes Erinnerungs-
vermögen dürften die Ursache dafür
sein. Die Ableitung allgemeiner Schlüsse
aus so geartetem Beobachtungsmaterial
ist naturgemäß mit großen Schwierig-
keiten verknüpft. Die Farbe der ge-
— 58 —
wohnlichen Sternschnuppen ist in der
Regel gelbrot, gelb oder weiß. Nur ein
ganz kleiner Teil, noch nicht drei Pro-
zent, werden als grünlich beobachtet.
Es sind dies wohl schon größere Körper,
die den Übergang zu den eigentlichen
Meteoren bilden. An diesen werden nun
die mannigfaltigsten Farbenänderungen
beobachtet. Es läßt sich aber doch wohl
sagen, daß der Farbenwechsel von Grün
nach Rot vorherrschend ist. Leider
liegen keine Bestimmungen über die
Höhe der Feuerkugeln im Augenblicke
des Farbwechsels vor. Man kann jedoch
aus den Höhen des Hemmungspunktes
Rückschlüsse auf die des Farbenwech-
sels ziehen und kommt dabei auf min-
destens 75 km. Die Ursache der Farben
sieht nun W egener nicht im Meteor
selbst, sondern in den es umgebenden
atmosphärischen Gasen. Nach Hann
und Humphreys nimmt unsere
Atmosphäre, die bis zu den uns zugäng-
lichen Höhen im wesentlichen aus Sauer-
stoff und Stickstoff besteht, schon von
etwa 50 km Höhe ab einen anderen
Charakter an, indem sich der Wasserstoff
in immer steigendem Maße an ihrer Zu-
sammensetzung beteiligt. Schon bei
100 km erreicht er mit 99% nahezu die
Alleinherrschaft. In etwa 70 bis 80 km
Höhe dürfte sich eine förmliche Schicht-
grenze befinden. Die Übereinstimmung
in der Höhe dieser ,, Luftveränderung"
und des Farbwechsels der Meteore macht
den Schluß unabweisbar, daß beide zu-
sammenhängen, daß eins die Ursache
des andern ist. Bestärkt wird diese An-
nahme noch dadurch, daß auch die
Schweife denselben Farbenunterschied
grün — rot (gelblich) zeigen, je nachdem
sie oberhalb oder unterhalb 75 km Höhe
gesehen werden. [uoe] P. H.
Künstliche Lichtkurven. Wie schon
in den Jahresberichten der A. G.-Stern-
warten für 1918 (s. Seite 52) kurz er-
wähnt wurde, hat Prof. G u t h n i c k
auf der Sternwarte Berlin-Babelsberg
eingehende Laboratoriumsversuche an-
gestellt, um mit Hilfe eines künstlichen
veränderlichen Sternes die in der Natur
vorkommenden Lichtkurven von Ver-
änderlichen des d Cephei- und verwand-
ten Typus zu reproduzieren. Das Modell
des Veränderlichen bestand aus einer
Ebenholzkugel von 34 mm Durch-
messer, die meßbar gedreht werden
konnte. Der Fleck zur Erzeugung des
gesuchten Lichtwechsels wurde mit
weißer Kreide aufgezeichnet. Die Be-
leuchtung der Kugel erfolgte mittels
einer 25-kerzigen, matten Metallfaden-
lampe und einer nichtachromatischen
Beleuchtungslinse. Der Beleuchtungs-
kegel zeigte in dem benutzten Gebiet
außerhalb des Fokus einen deutlichen
Helligkeitsabfall nach dem Rande, was
in der Natur dem Vorhandensein einer
absorbierenden Atmosphäre entspricht.
Die Messungsreihen wurden nun unter
den verschiedensten Versuchsbedingun-
gen durchgeführt. So wurden die For-
men des Fleckes geändert und abwech-
selnd gleichmäßige Beleuchtung oder
solche von mäßigem oder stärkerem
Helligkeitsabfall zum Rande benutzt.
Die in A. N. 4993 gegebenen bildlichen
Darstellungen der Messungsergebnisse
zeigen eine in die Augen springende
Übereinstimmung mit beobachteten
Lichtkurven veränderlicher Sterne, bei-
spielsweise S T V i r g i n i s und ^Ge-
rn i n o r u m. Die dem letzten Stern
entsprechende Kurve wurde mit ganz
weißer Kugel erhalten, auf der nur ein
kreisförmiger Fleck mit dem Mittelpunkt
auf dem Äquator dunkel gelassen worden
war. [iui] P. H.
Nova Sagittae. Das Harv. Coli. Circ.
219 gibt nähere Nachricht über den
neuen Stern, der am 22. November 1913
in der Helligkeit 7.2M im Bilde
des Pfeils, also in der Milchstraße, auf-
leuchtete. Die in der vorhergehenden
Nacht aufgenommene Platte von jener
Gegend zeigt den Stern in der 10.0M.
Während der ersten sechs Wochen war
das Objekt noch für kleinere Instru-
— 59 —
mente erreichbar, also etwas heller als
10M. Die Nova folgt einem schwachen
Stern etwa 0.28. Auf Bildern, die mit
dem 16-zölligen Teleskop 1914 erzielt
wurden, «-scheint das Bild dieses Sternes
etwas verwaschen. Gegenwärtig ist die
Nova Sagittae 14 bis 15M. Ihre Position
für 1 900 ist a = 2C* 3* 4«, d = + 1 7 ° 24.3'
[ii39] Kr.
Kosmos und Kristall.. Der Aufbau
des Kosmos durch Ineinanderschachteln
von Kristallen, dieser wunderbare Ge-
danke unseres großen Kepler, erfährt
durch die neuen Untersuchungen von
Born und L a n d 6 eine neue Be-
leuchtung. Besonders lehrreich sind diese
hochwichtigen Arbeiten hinsichtlich
des „atomaren Kristallaufbaues aus den
einzelnen atomaren Sonnensystemen"
über den Alfred Lande* in Soc. Month.
Heft 879 u. A. folgendes referiert: „Jedes
aus kreisenden Elektronen bestehende
Atom wirkt nach außen mit elektrischen
Kräften und verhütet, daß ein anderes
Atom allzu nahe herankommt und statt
dessen sich in einer Gleichgewichtslage
einstellt. Und zwar ist die Entfernung
von einem zum Nachbaratom etwa 5 mal
so groß wie der Radius der einzelnen
Atome selbst, das heißt wie der Radius
der äußersten umlaufenden Elektronen-
bahn. Die genaue Entfernung der Nach-
baratome konnte aus den speziellen
Eigenschaften der beteiligtenElektronen-
bahnen von Fall zu Fall vorausberech-
net werden und führte zur Erklärung der
spezifischen Gewichte bei einer ganzen
Reihe von Kristallsorten. Dasselbe
gelang für die Härte der Kristalle, die
sich als Wirkung derjenigen rein elek-
trischen Kräfte herausstellte, die bei
Verschiebung der Atome aus ihrer
gegenseitigen Gleichgewichtslage auf-
treten. Schließlich fand Born auch
die Arbeit, die gegen die elektrischen
Kräfte geleistet werden muß, um den
Kristallverband in Einzelatome aufzu-
lösen, in der Bildungswärme der Kri-
stalle wieder. Dadurch ist es erstmalig
gelungen, sowohl die elastischen Druck-
kräfte wie die chemischen Anziehungs-
kräfte auf rein elektrische Wirkungen
zurückzuführen.
Daneben gelangte die Born-
Lan dSsche Theorie aber noch zu einem
zwingenden Beweis, daß die konsti-
tuierenden Atome eine räumliche Struk-
tur mit den Symmetrieeigenschaften
eines Würfels haben müssen. Während
nämlich bisher meist angenommen
wurde, daß die um die positiv elektrische
Zentralsonne kreisenden Elektronen alle
in einer flachen Ebenebleiben, in Analogie
zur Ebene der Ekliptik im Sonnensystem,
weiß man jetzt, daß auch Bahnen mög-
lich sind, die aus dieser Ebene in der Art
heraustreten, daß die Gesamtheit der
Bahnen aller Planeten die Symmetrie
des Würfels besitzt, das heißt mit ihrem
Spiegelbild identisch ist, wenn man diese
Bahngesamtheit an gewissen Ebenen im
Raum spiegelt. Die Existenz solcher drei
dimensionalen Atome, die schon durch
chemische und optische Erfahrungen
nahegelegt wurde, findet in der beob-
achtbaren Härte der Kristalle eine
neue Stütze." [1009
Bücherschan.
Svante Arrhenius, Der Lebenslauf der
Planeten. Akademische Verlagsgesellschaft
m. b. H., Leipzig 1919. (IX und 157 S.
mit 28 Abb.)
Der Verfasser zeigt uns zunächst, wie
durch den unverkennbaren Einfluß be-
sonders der Sonne auf die Vorgänge in der
Natur die Menschen schon frühzeitig zur
Verfolgung der Himmelserscheinungen an-
gehalten wurden. Diese fürs erste aus rei-
nen Zweckmäßigkeitsgründen gemachten
Aufzeichnungen nahmen schließlich bei
dem Drange der Menschheit, einzudringen
in die Geheimnisse des Universums, wissen-
— 60 —
schaftlichen Charakter an. Neben den
Wandelsternen hat besonders die Milch-
straße schon früh die Aufmerksamkeit der
Menschen auf sich gezogen, und schon bei
Anaxagoras und Demokritos finden wir
die Vermutung, daß die Milchstraße eine
äußerst dichte Anhäufung kleiner Sterne
sei. Erst Untersuchungen neuerer und
der neuesten Zeit führten hier weiter
vorwärts und zeigen uns die große Rolle,
die sie als Symmetrieebene in unserem
Milchstraßensystem spielt. Die Entste-
hung eines solchen Systems nach den An-
sichten Arrhenius' durch Aufeinandertref-
fen zweier riesiger Gasmassen von unvor-
stellbaren Dimensionen wird in längeren
Ausführungen dargestellt, wobei verschie-
dene Entwicklungsstadien, wie sie uns der
Himmel selbst bietet, durch photogra-
phische Aufnahmen belegt werden. Das
Thema schwenkt nun von den astrono-
mischen Fragen ab und behandelt in drei
Abschnitten die klimatische Bedeutung des
Wasserdampfes, die Atmosphäre der Him-
melskörper und ihre physikalische Beschaf-
fenheit und schließlich die Chemie der At-
mosphäre. Es wird uns in diesen Kapiteln
gezeigt, welche Vorgänge sich wohl im
großen und ganzen auf den Planeten nach
ihrer Geburt abgespielt haben mögen und
welche führende Rolle besonders das Wasser
und der Kohlenstoff hierbei gehabt haben.
Es werden nun die einzelnen uns näher zu-
gänglichen Planeten Mars, Merkur, Venus
und auch der Mond behandelt, um zu
zeigen, in welcher Phase der oben gezeich- |
neten Entwicklung sie sich befinden, um
auf Grund dieser Feststellungen ein Urteil
über die Frage ihrer Bewohnbarkeit zu ge-
winnen. Nach den letzten Ergebnissen der
Forschung steht für Arrhenius fest,
daß für unser Sonnensystem diese Frage
zur Zeit nur für die Erde mit ja zu beant-
worten ist, aber wie lange noch ? Auch sie
wird dem Schicksal der völligen Verödung
nicht entgehen. [u*43 P. H.
Vom Arbeiter zum Astronomen, Le-
benserinnerungen von Bruno HL Bürgel.
206 S. mit Porträt des Verf. Ullstein u. Co.,
Berlin. 8°. 1919.
Vom Arbeiter zum „astronomischen
Schriftsteller'" war der Titel geplant, der
jedoch aus technischen Gründen geändert
wurde. Die hier gebotene Schilderung, die
allerdings wesentlich politisch-aktuelles In-
teresse hat, ist in vieler Hinsicht, besonders
für den aus bescheidenen Verhältnissen zur
Astronomie Strebenden, lehrreich. Auch
über M. W i 1 h. Meyer erfahren wir
manches Interessante. Wenn diese „Memoi-
ren" auch ein wenig verfrüht sind, so war
ihre Veröffentlichung jedenfalls ein ge-
schickter Griff des Verlages Ullstein. Kr.
[U22
A. Kühl, Die Entwicklung der Erde,
(Monistische Bibliothek. Kleine Flugschrif-
ten Nr. 6, München 1919, 16 S.)
Verfasser gibt hier in gedrängtester
Form ein Bild von derEntsteheung der Erde
mit ihrem Monde aus der Urmaterie, wie
sie sich auf Grund des heutigen Standes
der wissenschaftlichen Forschung darstellt.
Auch die Frage nach dem Ursprung des
Lebens auf der Erde wird kurz gestreift.
P. H.
A. Kühl, Der Mensch und das Weltall.
(Monistische Bibliothek. Kleine Flugschrif-
ten Nr. 7, München 1919, 15 S.)
In schnellem Fluge ziehen die Bilder
an unserem geistigen Auge vorüber, die
sich die Menschheit im Laufe der Zeiten
vom Bau des Weltalls gemacht hat. Etwas
eingehender werden die neuesten Anschau-
ungen, wie sie durch die grundlegenden
Arbeiten S e e 1 i g e r s und Kapteyns
vermittelt werden, behandelt, [n'19] P. H.
Moritz Schlick, Raum und Zeit in der
gegenwärtigen Physik. V + 86 S. 8°.
Zweite, stark verm. Auflage. Berlin. Jtri.
Springer. 1919. Preis brosch. 2.20 M.
Der Fortschritt des Büchleins von der
1. zur 2. Auflage ist ein sehr erheblicher. Es
führt von Newton zu Einstein und gibt einen
Einblick in den gesamten Gedankenkreis
der Relativitätstheorie. Von ganz beson-
derem allgemeinen Interesse sind die Aus-
führungen über den Kosmos als Ganzes in
ihren philosophischen Folgerungen. Zur
Einführung sei das Werk gerne empfohlen.
ii23] Kr.
An die Mitglieder der Ingedelia.
Wie bereits durch Prospekt bekannt gemacht, sind wir genötigt, für das
Jahr 1920 einen Teuerungszuschlag von Mk. 5.— für Deutschland und Deutsch-
Österreich und Mk. 25.— für das übrige Ausland zu erheben. Wir bitten da-
her diejenigen unserer Mitglieder, die erst Mk. 15.— gezahlt haben, den fehlen-
den Betrag auf das Postscheckkonto Berlin 72081 unseres Schatzmeisters
Paul Hügeler einzuzahlen. Der Vorstand.
Herausgeber: Dr„ H. H. Kntzioger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leincr in Leipzig. 39758
Schriftleitung; Paul Hügeler, Berlin SO 33, Schlesischestr. 2*.
Sdilwi der Redaktion; 26, Januar !920.
Sirius 1920, Heft 2/3.
Tafel
Band 53 1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
n »1 1 QOn »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
ripril *~^v« Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Flut und Ebbe. Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen. S. 61 —
Zur Ausgestaltung und Zentralisierung der internationalen Meteorbeobachtung. Von
Otto Reckendorf, Freiburg. S. 67. — Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten
Hilfsmitteln. Von Dr. Alfred Berger in Wien. Mit 2 Tafeln. S. 71. — Ein einfaches
Positions-Differenzenmikrometer S. 74. — Die kleinsten auf photographischem Wege
noch zu erkennenden Helligkeitsunderschiede. S. 76. — Aus den Ergebnissen des
physikalisch-meteorologischen Observatoriums Davos. S. 77. — Zur Statistik der
Sonnenflecken. S. 79.— Rundschau. S.81. — Meinungsaustausch. S. 83. — Bücherschau S. 84.
Flut un<
Von Prof. E. Hoff, Alton
I.
Es darf wohl als allgemein bekannt
vorausgesetzt werden, daß nach dem
von Newton in seinem berühmten
Werke :,,Philosophiae naturalis principia
mathematica" aufgestellten Flutprinzipe
die Fluterscheinungen des Meeres von
dem Unterschiede der Anziehungskräfte
hergeleitetwerden, welche die hier in Be-
tracht kommenden störenden Weltkör-
per, also Sonne und Mond, auf den Erd-
mittelpunkt einerseits und auf die Ober-
flächenpunkte der Erde andererseits
ausüben. Um aber als feste Grundlage
für die weiteren Ausführungen zuver-
lässige Zahlenwerte zu erhalten, sollen
diese Anziehungskräfte und ihre Unter-
schiede hier nochmals genau festgestellt
werden. Abb. 1 soll dazu dienen, die
Einwirkung der Sonne auf die Erde in
diesem Sinne herzuleiten. 5 bezeichnet
den Sonnenmittelpunkt, E den Erd-
mittelpunkt. Bei Annahme einer Par-
allaxe von 8,80" beträgt der mittlere
Abstand A dieser beiden Punkte 23 439
Sirius 1920.
Ebbe.
l. Mit 9 Abbildungen.
Erdäquatorradien. Wir nehmen zunächst
den einfachsten Fall an, daß die Sonne
in der Ebene des Äquators sich befinde,
wie dies zur Zeit der Äquinoktien zu-
trifft, der Kreis um den Mittelpunkt E
stellt also den Äquator dar. Auf den
der Sonne zunächst gelegenen Ober-
flächenpunkt a der Erde, für den der
Stundenwinkel der Sonne gleich 0h ist,
übt naturgemäß die Sonne eine stärkere
Anziehungskraft aus, als auf den Erd-
mittelpunkt E. Nach einer Abhandlung
in dieser Zeitschrift, Jahrgang 1917,
Heft 7 ,, Entwicklung einer einfachen
Berechnungsart zur Ermittelung der
Massen der Sonne und des Mondes" ist
die auf den Erdradius als Entfernungs-
einheit reduzierte Gravitationskonstante
G der Sonnenmasse zu 3 255 403 m an-
zusetzen. Auf den Erdmittelpunkt E
wirkt dann die Sonnenmasse mit der an-
ziehenden Kraft gleich G:A2 ein, für
den in a befindlichen Massenpunkt des
Äquators ist die Anziehungskraft gleich
G :(A — l)2, der Unterschied dieser bei-
Heft 4.
— 62 —
den Anziehungskräfte, oder die in a wirk-
same fluterzeugende Kraft ist also gleich
G_ G _G(A2— 2A + 1)— GA2
A2~~(A—\)2~ A2(A2—2A+l)
Nach einer leichten Umformung ergibt
sich dieser Unterschied zu
— 2GA + G
Abb. 1
und die Ausführung der angedeuteten
Division ergibt wegen der bedeutenden
Größe der Zahl A die sehr rasch kon-
vergierende Reihe
2G 3G AG
Az Ai Aö
Das erste Glied der Reihe ergibt
nach Ausrechnung als Bruchteil des
Meters den Betrag —0,0000005056,
oder in anderer Schreibweise
— 5056 • 10-10 m. Das zweite Glied
liefert nur noch — 0,3 • 10— 10 m, kommt
also gegen das erste Glied nicht mehr
in Betracht. Die im Punkte a wirksame
fluterzeugende Kraft ist also gleich
2G
~ Az '
Die Schwerkraft der Erde wird also im
Punkte a durch den in Rede stehenden
Einfluß um die angegebene sehr geringe
Größe, die nur den 19 millionten Tei!
der Schwerkraft g der Erde, die am
Äquator 9,780 728 m beträgt, herab-
gesetzt.
Für den dem Punkte a gegenüber-
liegenden Massenpunkt b des Erdäqua-
tors, für den der Stundenwinkel der
Sonne gleich 12h ist, ist der Unterschied
der entsprechenden Anziehungskräfte
gleich
G G
(A + l)2 A*
und die daraus abzuleitende Reihe er-
gibt sich zu
2G 3G AG .
Az Ax A*
Die fluterzeugende Kraft im Punkte b
ist also ebenfalls zu
— — = —5056 • lO-io m
Az
anzusetzen.
Auf den in Abb. 1 mit c bezeichne-
ten Punkt des Äquators, für den der
Stundenwinkel der Sonne gleich 6h ist,
wirkt die Sonne mit der anziehenden
Kraft GM2, also ebenso wie auf den
Erdmittelpunkt E ein. Stellt die Strecke
c e diese Kraft dar, so haben wir diese,
um die vertikale Komponente, d. h. um
die hier stattfindende Veränderung
der Schwerkraft der Erde zu ermitteln,
auf den zugehörigen Erdradius B c zu
projizieren, wodurch die Strecke c f er-
halten wird. Im Gegensatz zu den Ver-
minderungen der Schwerkraft, die in
den Punkten a und b stattfinden, wird
— 63 —
in c eine geringe Zunahme der Schwer-
kraft bewirkt. Diese ist leicht zu be-
rechnen aus
G .
H sin a
A2
und da sin a = \:A ist, so beträgt die
Störung in c
+ — - + 2528 • 10-10 m.
A*
In dem Punkte d des Äquators, für den
der Stundenwinkel der Sonne gleich 18h
ist, ist selbstverständlich derselbe Stö-
rungsbetrag wie in c wirksam. Der Un-
terschied der Störungsbeträge in a und
b einerseits, und in den Punkten c und d
andererseits, oder der Spielraum, inner-
halb dessen die fluterzeugende Kraft
sich geltend macht, ist also gleich
3 G M3 = 7584 • 10~10 m. Auf den be-
liebigen Punkt p des Äquators wirkt
diese störende Kraft ein mit dem Be-
trage — 7584 cos L, wenn L den be-
treffenden Stundenwinkel der Sonne
"bezeichnet. Um die Beeinflussung dieser
Störung auf die im Punkte p wirksame
Schwerkraft der Erde zu ermitteln,
haben wir die Strecke pm auf den zu-
gehörigen Erdradius E p zu projizieren,
wodurch die Strecke pn gleich
— 7584 cos2 L erhalten wird. Allgemein
wird, wie leicht zu erkennen ist, die ver-
tikale Komponente der durch die Sonne
bewirkten Störung dargestellt durch
3G 2T , G 3G( 2T 1
cos2! + — = cos2L
A3 Az A*\ 3
— _ 7584 • 1 0-10 cos2L -f 2528 • 1 0~10 m.
Nach der bekannten Darstellung ver-
wandelt sich unter dem besprochenen
Einflüsse die normale, ungestörte Kreis-
form des Äquators in eine Ellipse, deren
große Achse nach dem Sonnenmittel-
punkte gerichtet ist. Durch die Rota-
tion der Erde wird nun der Massenpunkt
a in Abb. 1, der beim Stundenwinkel 0h
Hochwasser hat, nach 6 Stunden in die
Stellung bei c gebracht, wo nun Niedrig-
wasser für den hier gedachten Beob-
achter eintritt. Nach weiteren 6 Stunden
gelangt dieser in die Mitternachtsstel-
lung bei b, es ist wieder Hochwasser, und
nach sechs weiteren Stunden tritt in der
Stellung bei d wieder Niedrigwasser ein.
Das Sinken des Meeresspiegels oder die
Ebbe sowohl wie das Steigen des Mee-
resspiegels oder die Flut finden je zwei-
mal während eines Sonnentages statt,
und beide haben die Dauer von je sechs
Stunden.
Die vorstehende Darstellung von
dem Ursprünge der Sonnentiden ist
wohl nicht richtig, wenn in keiner Weise
die jährliche Bewegung der Erde dabei
berücksichtigt wird, denn dann ist nicht
zu erkennen, wie das Nadir hochwasser
beim Punkte b in Abb. 1 zustande kom-
men kann. Dies wird erst erklärlich,
wenn diese Bewegung gebührend be-
rücksichtigt wird. Bei dieser Herleitung
wird zunächst die Rotation der Erde
theoretisch vollständig aufgehoben, so
daß also die Meridiane der Erde in be-
zug auf die Fixsterne des Himmels
immer in derselben Lage orientiert blei-
ben. Dann beschreiben bei der jährlichen
Bewegung der Erde, die wir zunächst
als eine kreisförmige Bahn betrachten,
die mit konstanter Geschwindigkeit
durchlaufen wird, alle Massenpunkte des
Erdkörpers genau gleich große Kreise,
und es ist daher die bei dieser Bewegung
sich geltend machende Zentrifugalkraft
für alle Punkte genau dieselbe, die auch
der Erdmittelpunkt erfährt. Für diesen
aber ist die Zentrifugalkraft gleich der
Anziehungskraft der Sonne, beide heben
sich, also auf. In dem Punkte a in Abb. 1
übertrifft dann die entsprechend stär-
kere Anziehungskraft der Sonne die
Zentrifugalkraft, in dem Punkte b da-
gegen übertrifft die Zentrifugalkraft, die
entsprechend Verminderte Anziehungs-
kraft der Sonne, und dadurch wird
es verständlich, warum in den Punk-
ten a und b gleichzeitig Hochwasser
eintritt. Wie leicht ersichtlich ist,
— 64 —
ergeben sich aber auch bei dieser
Auffassung von der Entstehung der
Tiden für die Punkte a, b, c und d ge-
nau dieselben Zahlenwerte für die Stö-
rungsgrößen, wie sie vorher berechnet
wurden. Auf dieser Grundlage wurde
nun die bekannte Gleichgewichtstheorie
der Gezeiten aufgestellt.
Es ist nun hier zunächst die wichtige
Frage zu beantworten, wie groß nach
der genannten Theorie der Höhenunter-
schied des Hochwassers im Punkte a
der Abb. 1 und des Niedrigwassers im
Punkte cf oder mit anderen Worten,
wie groß der Tidenhub der Sonnenwelle
sein wird. Bezeichnet r den Äquator-
radius der Erde gleich 6 377 377 m und
g die normale, ungestörte Schwerkraft
der Erde am Äquator gleich 9,780 728 m,
rx den in den Punkten a und b zufolge
der Schwerkraftsverminderung vergrö-
ßerten Abstand des Scheitels der Flut-
welle vom Erdmittelpunkte, ^dieum den
angegebenen Betrag von 7584-10—10 w
verminderte Schwerkraft in a im Ver-
gleich zum Punkte c, so muß, wenn
Gleichgewicht stattfinden soll, % • r2
= g xr\ sein, es ist also
Durch Einsetzung der gegebenen Zahlen
und Ausrechnung erhält man
rx = 6 377 377,25 m, es steht also da-
nach der Meeresspiegel in den Punkten a
und b um 25 cm höher, als in den Punk-
ten c und d in Abb. 1. Nach einer etwas
anderen Berechnung findet Prof. Dr.
Krümmel in dem Werke: „Hand-
buch der Ozeanographie, Band II, die
Bewegungsformen des Meeres" (Stutt-
gart 1911) auf Seite 218 den Wert
24,6 cm, der also mit unserem Resultate
übereinstimmt.
Mit der Sonne zugleich wirkt aber
auch der Mond störend auf den Gleich-
gewichtszustand der Erde ein. Zwar ist
seine Masse im Vergleich zur Sonnen-
masse nur sehr klein (sie beträgt nur
den 27 millionten Teil der letzteren), da
aber sein Abstand bei Annahme einer
Parallaxe von 57' 2" nur 60,279 Erd-
äquatorradien, also nur den 390. Teil
des Sonnenabstandes mißt, so ist, wie
die bezügliche leichte Ausrechnung er-
gibt, seine fluterzeugende Kraft 2,18
oder rund 2,2 mal so groß, als die der
Sonne. Bei Annahme der Mondmasse
gleich dem 81. Teil der Erdmasse stellt
sich die auf den Erdäquatorradius der
Erde als Entfernungseinheit reduzierte
Schwerkraftskonstante y des Mondes
auf 0,12068 m. Bezeichnet a den eben
erwähnten Abstand des Mondmittel-
punktes vom Erdmittelpunkte, so wirkt
der Mond nach der vorher für die Ein-
wirkung der Sonne gegebenen Herlei-
tung, und wenn wir uns nun im Punkte
5 der Abb. 1 den Mondmittelpunkt den-
ken, auf den zunächst dem Monde ge-
legenen Punkt a des Äquators ein mit
der fluterzeugenden Kraft
2 y 3y 4y
az ax a5
= — 1 1300 • 10~10 m.
An dem entferntest liegenden Punkt b
macht sich die fluterzeugende Kraft des
Mondes geltend mit dem Betrage
a* a* a5
= — 10725 • 10~10 m.
Die Einwirkung in a ist also 1,05 mal
stärker, als in b. Nach genauerer analy-
tischer Berechnung ist aber die Störung
in a nur um 1/43 stärker als in b. Im
Mittel ist die fluterzeugende Kraft
nach den gegebenen Zahlen gleich
— 1 1 026 • 10-10 m, also gleich dem
9 millionten Teil der Schwerkraft der
Erde am Äquator. In den Punkten c
und d ist durch den Einfluß des Mondes
die Zunahme der Schwerkraft gleich
+ -^-sin 57' 2" = 4-5519 ■ 10~i° m.
Nach der vorher bei der Sonne gegebe-
nen Darstellung steht also als fluterzeu-
— 65 —
gende Kraft des Mondes zur Verfügung
der Betrag von — 16545 • 10~~10 m, der
sehr nahe gleich ist
—L = 16530 • 10~10 m.
a3
Da nach diesen Zahlen wie schon vorher
bemerkt wurde, die fluterzeugende Kraft
des Mondes 2,2 mal. so stark ist, als die
der Sonne, so ist der dadurch bewirkte
Tidenhub derMondwelle gleich 25 cm -2,2
also gleich 55 cm zu setzen. Da nun nach
einfacher Auffassung bei den Spring-
tiden die beiden Tidenhübe des Mondes
und der Sonne zu addieren, bei den
Nipptiden zu subtrahieren sind, so
müßte nach dieser Berechnung der Ti-
denhub am Äquator im Mittel 55 cm be-
tragen.
Es muß hier besonders betont wer-
den, daß nach keiner anderen Theorie
und nach keinem anderen bisherigen
Erklärungsversuche über die Entste-
hung der Tiden ein höherer Tidenhub
für den Äquator berechnet werden kann.
Der Betrag von 55 cm für den Tidenhub
ist hier dadurch erhalten worden, daß
wir ohne jede -Rücksicht auf die in der
Natur gegebenen Verhältnisse einfach
den Störungsbetrag glatt in einen Tiden-
hub umgerechnet haben, und zwar in
der Art, als ob der Massenpunkt ein
völlig freier, und seine Beweglichkeit
zeitlich und räumlich keinerlei Be-
schränkung unterworfen sei. In der
Wirklichkeit aber kann der berechnete
Kraftfaktor unmöglich ohne weiteres in
einen Tidenhub sich umsetzen, und es
kann daher der Tidenhub in der vorher
berechneten Größe niemals eintreten.
Weil nun bei der Berücksichtigung der
in der Natur vorhandenen wirksamen
Hemmungen und Widerstände der ohne-
hin geringe Tidenhub erheblich verklei-
nert sich ergeben mußte, so ersann man
zur Begünstigung der schwachen Kraft-
wirkung eine Reihe von Hypothesen.
Man nahm an, daß der ganze Erdkörper
durchaus flüssig sei, also ein „Wasser-
sphäroid" bilde, denn nur unter dieser
Bedingung kann jeder Massenpunkt des
Erdkörpers auf der ganzen Linie von
der Oberfläche bis zum Erdmittelpunkte
die dem Abstände von letzterem ent-
sprechende jeweils neue Gleichgewichts-
lage annehmen, und nur dadurch kann
jeder Oberflächenpunkt in den berech-
neten größeren Abstand vom Erdmittel-
punkte gelangen. Den natürlichen Ver-
hältnissen näher kommend, ließ man
auch wohl die Annahme gelten, daß die
Erde von einem sehr tiefen, ununter-
brochenen Meere rings umgeben sei,
aber auch schon dadurch wird der be-
rechnete Tidenhub herabgesetzt. In der
Tat aber ist die Meerestiefe im Vergleich
zum Erdradius nur sehr gering, bei einer
mittleren Tiefe von 3,5 km ist sie nur
der 1820ste Teil des Erdradius. Das
Meer bildet also im Vergleich zur Größe
der Erde nur eine ganz flache Schale,
und da der Tidenhub der erzwungenen
Flutwellen von der Tiefe direkt abhängig
ist, so kann der berechnete Tidenhub
schon deshalb nicht eintreten. Man
mußte ferner annehmen, daß alle Be-
wegungen des Wassers ohne jegliche
Reibung erfolgen, weil durch diese die
Wirkung der fluterzeugenden Kraft ver-
mindert wird. Weiterhin ließ man die
Annahme gelten, daß jeder Massenpunkt
des Wassersphäroides ohne jeden Zeit-
verlust in die jeweils geforderte neue
Gleichgewichtslage sich begeben könne,
weil jede Verspätung die Höhe der Flut-
welle ungünstig beeinflussen muß.
Außerdem wird in Wirklichkeit der Zu-
sammenhang des Weltmeeres durch die
zwischengelagerten Kontinente unter-
brochen, und dadurch die Flutbewe-
gung unterbrochen und aufgehoben.
Zur vollständigen Entwicklung der Flut-
welle müßte am Äquator eine ununter-
brochene Meeresfläche gleich dem hal-
ben Erdumfang zur Verfügung stehen,
damit von beiden Seiten her zur voll-
ständigen Ausbildung des Scheitels der
Flutwelle das Wasser zuströmen kann.
— 66 —
Der Atlantische Ozean z. B. umspannt
nur den sechsten Teil des Erdumfanges
und schon dadurch muß in diesem eine
erhebliche Verminderung des berech-
neten Tidenhubes eintreten.
Bei genauerer Beachtung der natür-
lichen Verhältnisse mußte man aber zu-
geben, daß der Einwirkung der stören-
den Kräfte auch der ganze, von der
festen Rinde umschlossene Erdkörper
nachgeben muß und dadurch gezwun-
gen wird, den Schwingungen der Wasser-
massen bis zu einem gewissen Grade
zu folgen. Gäbe der Meeresboden allent-
halben in derselben Weise den störenden
Kräften nach, wie das Wasser, so würden
wir selbstverständlich Tiden nicht wahr-
nehmen können. Der jeweils beobach-
tete Tidenhub ist nur der Unterschied
der Bewegungen, die das leichter be-
wegliche Wasser einerseits, und die feste
Erdrinde andererseits ausführen, und je
starrer die Erde ist, desto größer ist die
Höhe der Flutwelle. Man hat nun be-
rechnet, daß, wenn der feste Erdkörper
die Starrheit des Stahles besäße nur
zwei Drittel, und wenn er die Starrheit
des Glases besäße nur zwei Fünftel des
Tidenhubes eintreten könne, als wenn
die Erde absolut starr wäre. Da aber
der zur Verfügung stehende Kraftfaktor
nur ein sehr geringer ist, die Höhe der
Flutwelle aber eine überraschende Größe
in der Natur aufweist, so sah man sich
gezwungen, dem Erdkörper eine sehr
bedeutende Gezeitenstarrheit zuzu-
schreiben. Man darf aber meines Er-
achtens sehr wohl annehmen, daß der
im Innern glutflüssige Erdkörper eine
sehr viel plastischere und nachgiebigere
Masse ist als Glas oder Stahl, und der
Geologe wird die behauptete Gezeiten-
starrheit des Erdkörpers gewiß nicht
zugeben können. Jedenfalls wird durch
die hier besprochenen natürlichen Ver-
hältnisse der vorher berechnete Tiden-
hub sehr bedeutend vermindert.
Vor allem aber muß, wenn der Auf-
bau der Flutwelle erfolgen soll, eine hin-
reichend länge Zeit zur Verfügung stehen
und diese ist in der Natur nur in sehr
beschränktem Maße gegeben. Würde
der Einfluß des betreffenden störenden
Gestirnes in der in einem bestimmten
Momenteangenommenen Form gewisser-
maßen fixiert und unverändert fortbe-
stehen, so würden eine Reihe von Tagen
oder auch wohl einige Wochen dazu
nötig sein, bis auf die weite Erstreckung
eines halben Erdumfanges das ganze
Meer überall den theoretisch geforder-
ten Gleichgewichtszustand angenom-
men hätte. G. H. Darwin fordert in
seinem bekannten Werke: ,,Ebbe und
Flut", deutsche Übersetzung von A.
P o c h e 1 (Leipzig 1902) Seite 135 u. ff
sogar eine unbeschränkte Zeit. Das
Wasser kann an den Orten, wo die Stö-
rung ein Maximum ist und wo also der
Scheitel der Flutwelle sich erheben soll,
nicht ohne weiteres in die entsprechende
größere Entfernung vom Erdmittel-
punkte sich begeben. Die Erhebung
kann nur dadurch zustande kommen,
daß die Wassermassen von den Seiten
her zuströmen. Zu diesem Zwecke muß
aber beim Einsetzen der Flüt der vorher
vorhandene Ebbestrom aufgehalten und
in die entgegengesetzte Richtung um-
gelenkt werden. Schon dadurch gehen
Zeit und ein Teil der Kraft verloren.
In den wenigen Stunden, die dem Auf-
bau der Flutwellen in der Natur zur Ver-
fügung stehen, kann der geforderte
Gleichgewichtszustand und damit der
vorher berechnete Tidenhub auch nicht
entfernt erreicht werden. Kaum hat die
Erhebung der Flutwelle begonnen, so
tragen die rasch umsetzenden und ent-
gegengesetzt wirkenden Kräfte dieselbe
schon wieder ab. Ohne auf weitere ter-
restrische und lokale Hemmungen und
Verzögerungen hier näher einzugehen,
müssen wir, wenn wir nach streng kri-
tischer Prüfung die Einflüsse der ge-
nannten Widerstände in Abzug bringen,
aus den vorhergehenden Erwägungen
den sicheren Schluß ziehen, daß, wenn
— 67 —
wir den Newtonschen Kraftfaktor zu-
grunde legen, der Tidenhub am Äquator
höchstens einige Zentimeter betragen
kann, und auch diese Größe ist, nach
später zu bringenden ßeweisen, noch zti
günstig angenommen.
(Fortsetzung folgt).
Zur Ausgestaltung
und Zentralisierung der internationalen Meteorbeobachtung.
Von Otto Reckendorf, Freiburg.
Trotz der schwierigen politischen
Verhältnisse ist die geradezu als
mutige Tat zu bezeichnende Gründung
der „Ingedelia" von deutschen Astro-
nomen unternommen worden. Möge
es hier, im Dienst der Wissenschaft,
recht bald gelingen, mit unseren jetzigen
politischen Feinden die gemeinsame Ar-
beit wieder aufzunehmen und bedeutend
auszugestalten. Zunächst ist es vor
allem erwünscht, die Beziehungen zu
Astronomen des neutralen Auslandes,
den nordischen Staaten, Holland und der
Schweiz fester zu knüpfen, um dann von
da aus weiter vorzutasten.
Es ist klar, daß sich für die größere
Zahl der Liebhaberastronomen zwei Be-
tätigungsfelder in erster Linie darbieten :
1. die Beobachtung der veränderlichen
Sterne und 2. die Beobachtung der
Sternschnuppen und Meteore. Soll nun
aus den zahlreichen, über viele Länder
verstreuten Beobachtungen ein erheb-
licher Nutzen gezogen werden, so be-
darf es einer durchgehenden Organisa-
tion und Zentralisierung möglichst vie-
ler Beobachter über jegliche politische
Grenzen hinweg. Was die Beobachtung
der Veränderlichen betrifft, so mögen
anschließend an ältere Veröffentlichun-
gen im Sirius von anderer Seite diesbe-
zügliche Vorschläge vorgebracht wer-
den. Ich möchte hier lediglich im "An-
schluß an frühere Ausführungen für
kleineren Maßstab einige Vorschläge zur
internationalen Arbeit der
Meteorastronomie machen, zu-
nächst aber einige Ansichten über die Ge-
staltung der Gesamtorganisation äußern.
Ihr engerer Zweck soll der sein,
daß uns die Arbeiten und Beobach-
tungsergebnisse aus dem Auslande zur
Vervollkommnung unseres eigenen Ma-
terials unmittelbar zur Verfügung ste-
hen, in demselben Maße, wie auch
unser Material dem Auslande zur Ver-
fügung stehe. Dies ist ja ohne weiteres
der Fall überall da, wo der gegenseitige
Austausch durch die „Vereinszeitschrift'
vermittelt wird. Aber diese Ver-
einszeitschrift in deut-
scher Sprache darf der Or-
ganisation keine Grenzen
ziehen. Vielmehr muß allmählich
ein allseitiger Arbeitenaustausch ange-
strebt und gefördert werden, der außer-
halb der durch Sprachverschiedenheiten
gesetzten Schranken steht. Wie zu
hoffen ist, werden sich bald mehr Teil-
gruppen sowohl in Deutschland, als
allmählich auch im Ausland bilden,
sich den jeweiligen örtlichen Verhält-
nissen anpassend und mehr oder we-
niger selbständig arbeitend; und wäh-
rend nun innerhalb eines Staates das
Material der einzelnen Gruppen in
eine Zentrale zusammenströmt, wird
eben die vermittelnde Tätigkeit
der Staatengruppen in der
gegenseitigen Auswechslung des Ge-
samtmaterials beruhen müssen.
II.
Soviel über das Gesamtbild der zu
schaffenden Organisation. Was nun
— 68 —
die einzelnen Arbeitsgebiete betrifft,
so mag es hier angebracht sein, die
Hauptgesichtspunkte der Meteorastro-
nomie, wie sie für eine so umfassende
Bearbeitung in Betracht kommen, in
Kürze festzulegen. Die Bedeutung,
die der Meteorbeobachtung
für die astronomische Wis-
senschaft zukommt, beruht ja
u. a. beispielsweise darin, daß sie uns
genaue Auskunft geben soll über die
Größe der Gesamtmasse aller Körper,
die in Form solcher kleinen Weltstäub-
chen den Raum unseres Sonnensystems
und in derselben Weise zum mindesten
das ganze Milchstraßensystem erfüllen.
Wir können aus ihrer Zahl und Masse
weiter auf diejenigen körperlichen Be-
standteile des Weltalls schließen, die
in noch feinerer und wohl auch viel
massenhafterer Verteilung den uns um-
gebenden Raum erfüllen, die wir aber
wegen ihrer Kleinheit und der Unschein-
barkeit ihrer etwaigen Wirkungen nicht
mehr wahrnehmen können. Langdau-
ernde Beobachtungsreihen können uns
ferner unter günstigen Umständen Auf-
schluß darüber geben, ob die Zahl, bzw.
Masse der uns begegnenden Körper
konstant bleibt oder irgendwelchen
Schwankungen unterliegt, zum minde-
sten, ob sie während der Beobachtungs-
periode (welche freilich schon eine er-
hebliche Dauer besitzen muß), vielleicht
im Zu- oder Abnehmen begriffen ist.
Ein besonderes Arbeitsgebiet be-
faßt sich mit den regelmäßig wieder-
kehrenden Strömen, die in geschlosse-
ner Bahn dem Sonnensystem angehören.
Hier ist z. B. durch Beobachtung
die Frage zu beantworten, wie schnell
und in welcher Weise sich die Körper
im Laufe der Zeit relativ zueinander in
dieser Bahn verteilen. Besonders dank-
bar wird dies bei solchen Strömen zu
beobachten sein, deren Masse noch vor
kurzer oder auch absehbarer Zeit größ-
tenteils auf einen Punkt in Gestalt
eines Kometen vereinigt war. Weiter-
hin interessiert die Feststellung, inwie-
weit die täglich auftretenden Stern-
schnuppen wirklich sporadisch sind,
oder einem wenn auch noch so dünn
verteilten Schwann angehören1).
Ein in gleicher Weise astronomisch,
als auch meteorologisch wichtiger Beob-
achtungsgegenstand ist erstens die Bahn-
höhe und -länge der Meteore, sowie
zweitens ihre Färbungen2) und drittens
die Art und Weise der Geschwindig-
keitsabnahme bei größeren Objekten.
Hier sei ferner die bis jetzt noch offene
Frage erwähnt, ob und nach welchen
Gesichtspunkten letzten Endes die gro-
ßen, eigentlichen Meteore und Meteo-
riten von den gewöhnlichen kleinen
Sternschnuppen im wesentlichen zu
unterscheiden sind.
111.
Aus dem Vorhergesagten ist also zu
ersehen, daß die Hauptaufgabe, welche
zu lösen ist, darin besteht, die G 1 i e -
derungderStern schnuppen
nachihrerkosmischcn Her-
kunft und ihren physikali-
schen Eigenschaften klarzu-
legen. Es muß daher eine großzügige
Statistik des zuströmenden Materials
durchgeführt werden. Es sind da, ent-
sprechend dem vorhergesagten, in einer
Hauptgruppe die jährlich wiederkeh-
renden Ströme zu behandeln. Und
zwar ist durch einfache Zählung die
jeweilige Stromdichte zu ermitteln, fer-
ner durch die Anzahl der Tage, wäh-
rend derer zu einem bestimmten Strom
gehörige Objekte feststellbar waren, die
„ Dicke" des Stromringes festzustellen;
endlich ist die Färbung der einzelnen
Objekte und damit die durchschnitt-
liche Färbung eines Stromes und ihre
etwaige Veränderung bei jeder einzel-
nen Wiederkehr zu prüfen (letzteres
!) Diese Fesstellung dürfte überhaupt
kaum möglich sein. H.
2) Vgl. Wegener, über den Farben-
wechse! der Meteore, Sirius 1915, S. 145.
— 69 —
würde unter Umständen auf Verschie-
denheit der Körper nach in: ir chemi-
schen Beschaffenheit in verschiedenen
Bahnteilen schließen lassen). Weiter
gehört zu dieser Gruppe noch die Fest-
stellung neuer oder noch nicht erkann-
ter schwächerer Schwärme.
Etwas schwieriger gestaltet sich
zur genauen Erforschung die Gliederung
allerübrigen Erscheinungen. Als Haupt-
richtungspunkte, nach denen hier ver-
fahren werden muß, kommen indessen
vor allen erstens die Größe bzw.
Lichtstärke der Objekte und zwei-
tens ihre Geschwindigkeit in
Betracht. Im übrigen sind bei dieser
Gruppe hauptsächlich fördernd ge-
naueste Zählungen der Erscheinungen
und eine Gliederung nach den einzelnen
Bahnrichtungen. Ein sehr wichtiger
Gesichtspunkt sind die täglichen
Häufigkeitsmaxima1) und
ihre etwaige Verschiebung während der
verschiedenen Jahreszeiten. Es sei an
dieser Stelle besonders erwähnt, daß
gerade zur Feststellung der täglichen
Perioden nach Ort und Zeit gleichzei-
tige Beobachtungen von zwei Erd-
hälften sehr wesentlich werden können,
so daß auch aus diesem Grunde Be-
ziehungen z. B. zu Amerika (ev.
auch Südafrika) sehr zu wünschen sind
(auch für die Erforschung der Veränder-
lichen fordert dies Herr Prof. G u t h -
nick, Sirius 1916).
IV.
In aller Kürze sei hier noch einiger
weniger beobachtungstech-
nischer Merkpunkte Erwäh-
nung getan. Jeder Beobachter wird
natürlich bestrebt sein, bei seinen Auf-
zeichnungen ein möglichst geringes iWaß
von Fehlern mit eingehen zu lassen. Um
annähernd fehlerfreie Angaben über
*) Das tägliche Maximum findet im
Durchschnitt bei der Kulmination des
Apex, gegen 18h Ortszeit, statt, und läßt
sich daher meist gar nicht beobachten. H.
einen Beobachtungsgegenstand machen
zu können, muß man sich erstens durch
viele Übung einige Beobachtungssicher-
heit aneignen, zweitens muß man eini-
germaßen über die Art und Neigung
seiner persönlichen Fehler Bescheid
wissen, um den Aufzeichnungen die nöti-
gen verbessernden Angaben beifügen zu
können. Seine Helligkeitsschätzungen
kann man prüfen durch Schätzungen an
Fixsternen, die Fehler bei Schätzungen
der Leuchtdauer kann man ebenso durch
zweckmäßige Übungen mit Hilfe einer
zweiten Person kennen lernen und auf
ein Mindestmaß bringen.
Besondere Schwierigkeit bietet oft
die Festlegung von Meteor-
bahn e n am Dämmerungs- und Tages-
himmel, überhaupt, wenn sie nach den
Sternen bzw. den äquatorealen Koordi-
naten unmöglich ist. Es werden dann
einfache Höhenschätzungen der ausge-
zeichneten Bahnpunkte notwendig, bei
welchen mit Vorteil der von C. Hoff-
m e i s t e r schon erwähnte und leicht
selbstanzufertigende kleine Pendel-
quadrant, oder aber auch ein ein-
facher Maßstab (den man gestreckt von
sich hält) benützt wird. Unbedingt
notwendig ist es bei Erscheinungen am
gestirnslosen Himmel, diese möglichst
schnell durch eine Skizze ihrer Bahn -
neigunggegenden Horizont
festzuhalten und den Punkt des Hori-
zontes zum mindesten, welcher senk-
recht unter dem Endpunkt der Bahn
liegt, nach festen Merkpünkten und ge-
gebenenfalls auch nach der Himmels-
richtung zu bestimmen1).
Was die Festlegung der Bahnen ge-
wöhnlicher Sternschnuppen am gestirn-
ten Himmel betrifft, so bedient man
sich hierzu am besten einer schwarz
auf weiß gedruckten Sternkarte, in die
x) Diese Angaben sollen lediglich einen
Anhalt dafür bieten, wie man den nur zu-
fällig beobachtenden Laien, auf dessen Be-
obachtungsangaben man oft angewiesen,
ist, hierzu anleiten kann.
— 70 -
man die Bahnen entweder direkt oder
auf ein übergespanntes gut durchsich-
tiges Papier einzeichnet.
Bei der planmäßigen Sternschnup-
penbeobachtung sei jeder einzelne dar-
auf bedacht, nicht nur Bruchstücke,
sondern möglichst zusammenhängende
und längere Beobachtungsreihen zu lie-
fern. Zur Geschlossenheit einer Beob-
achtungsreihe gehört auch, daß sie vor-
nehmlich ein bestimmtes abgegrenztes
Himmelsgebiet betrifft. Was die Wahl
des Himmelsabschnittes angeht, so ist
diese bei der Beobachtung von Strömen
durch die Lage des jeweiligen Radia-
tionspunktes bestimmt, bei der Beob-
achtung der sporadischen Sternschnup-
pen dagegen nach dem Belieben des
Beobachters zu treffen; doch sollten,
zum mindesten von verschiedenen
Beobachtern nach Übereinkommen
die verschiedensten Himmelsabschnitte
(nicht nur der allerdings mit Recht
gern bevorzugte Osthimmel) berück-
sichtigt werden.
Die erste Voraussetzung für das Ge-
lingen längerer, zuverlässiger und voll-
kommener Beobachtungen ist wei-
testgehende Rücksicht auf
die eigenen körperlichen
Bequem lickheitsbedürfnisse
des einzelnen Beobachters, denn die
Hauptforderung, welche die Stern-
schnuppenbeobachtung an den einzel-
nen stellt, ist nicht die geistige Tätig-
keit, sondern die eiserne Ausdauer des
Beobachters. Die ganze Arbeit kann
nicht ohne ein erhebliches Maß von
Opferfreudigkeit durchgeführt werden.
Die Beobachtung der spo-
radischen Sternschnuppen
und schwächeren Ströme, welcher die
größere wissenschaftliche
Bedeutung zukommt, kann manch-
mal darin bestehen, daß als Ergebnis
von mehreren Stunden einige wenige,
vielleicht 2 oder 3 Erscheinungen zu
verzeichnen sind. Da ist ein Höchst-
maß von Geduld und Ausdauer not-
wendig. Möge aber trotzdem die Zahl
derer sich mehren, die solche Opfer um
der Wissenschaft willen nicht scheuen!
V.
Um die Sternschnuppen- und Feuer-
kugelbeobachtung in größerem Maß-
stabe organisieren zu können, ist es un-
bedingt notwendig, das Interesse hier-
für mehr und mehr in allen Kreisen zu
verbreiten. Es wäre deshalb höchst er-
freulich, wenn noch mehr Leute des
Fachs die Propaganda für dieses
Gebiet weitgehend unterstützen wür-
den. Das Thema der Meteorbeobach-
tung eignet sich vorzüglich für gemein-
verständliche Vorträge, wie sie von
wissenschaftlichen Vereinigungen aller-
orts abgehalten werden. Nicht zu unter-
schätzen ist auch der Wert kleiner Auf-
sätze aus diesem Gebiet in den Tages-
zeitungen.
Ebenso wie die Propaganda im In-
land, ist auch ganz besonders die W e r -
bung von Beobachtern im
Ausland für unsere Organisation
notwendig. Jeder einzelne, der irgend-
welche Verbindungen zum Ausland be-
sitzt, muß sich berufen fühlen, auch
dort im Sinne fester wissenschaftlicher
Zusammenschließung zu werben. Be-
sonders notwendig erscheint mir, was
ja auch aus obigen Darlegungen hervor-
geht, Beziehungen zu Ame-
rika aufzunehmen, wo ja leider in
jüngster Zeit in P i c k e r i n g ein
Mann verloren gegangen ist, der unge-
achtet aller nationalen Unterschiede
Unsere Sache nach Kräften gefördert
haben würde.
Es war nicht der Zweck dieser Zeilen,
die Durchführung der Beobachtung im
einzelnen zu besprechen1), sondern es
sollte hier vielmehr in erster Linie der
allgemeinen Gesichtspunkte gedacht
J) Es sei auf meine Ausführungen in
Heft 3, 1916 und denen des Herrn Hoff-
m eist er 10, 11, 1916 hingewiesen.
— 71 —
werden, um in weiteren Kreisen und
nicht zum wenigsten auch unter den
älteren Schülern für dieses anziehende
astronomische Gebiet zu werben. [1115
Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln.
Von Dr. Alfred Berger in Wien.
Mit 2 Tafeln.
Für den Amateur-Astronomen, wel-
cher bei der Beschaffung der Instru-
mente für sein „Observatorium" auf
eigene, meist knappe Mittel angewiesen
ist, sind die Wünsche nicht befriedigt,
auch wenn er ein Instrument sein eigen
nennen darf. Die geeignete Aufstellung
ist auch im Fall eines kleinen Instru-
mentes, soll sich sein Gebrauch auch
nur einigermaßen für den Besitzer
fruchtbar erweisen, unerläßlich. Die
Kosten einer Kuppel übertreffen für
Instrumente kleiner Dimensionen meist
erheblich die Anschaffungskosten- des
Instrumentes, und weil naturgemäß
jeder Amateur seine verfügbaren Mittel
zunächst für ein möglichst vollkomme-
nes Instrument anlegen will, bleibt für
die geeignete Aufstellung unter einer
Drehkuppel aus finanziellen Gründen
oft keine Möglichkeit.
„Ersatz" für die Drehkuppel ist
wiederholt auch im Sirius in Vorschlag
gebracht worden. Für kleinere Instru-
mente wird ja auch die Hütte mit auf-
klappbarem Dach ihren Zweck erfüllen.
Aber das Bestreben, sein Instrument vor
Wind und Wetter vollständig gesichert
zu wissen und die Beobachtungen einiger-
maßen bequem zu gestalten, wird, wie
ich glaube, die Drehkuppel stets ver-
missen lassen.
Gedanken dieser Art haben mich
bestimmt, für meinen schönen Refrak-
tor (Zeiß, Astro- Liste 30, Nr. 50) eine
Drehkuppel selbst zu bauen. Der Bau
der Kuppel erforderte nicht allzu große
Mühe, die Kosten waren trotz der im
Kriege hohen Materialpreise relativ sehr
gering und, was die Hauptsache ist, die
Kuppel hat sich nach bald zweijähri
gern Gebrauch außerordentlich bewährt
und läßt nichts zu wünschen übrig. In
der Annahme, mich dem einen oder an-
deren Leser des Sirius durch Bekannt-
gabe meines Arbeitsplanes und aller
näheren Details nützlich erweisen zu
können, lasse ich im folgenden eine ge-
naue Beschreibung der von mir gebauten
Kuppel folgen.
Die Dimensionen meines Instru-
mentes erforderten eine Kuppel von
3 m Durchmesser. Dies gilt im allge-
meinen für Instrumente bis zu 1.75 m
Brennweite. Darüber hinaus bis zu
1.90 m Brennweite dürfte ein Kuppel-
durchmesser von 3.5 m entsprechen.
Jedenfalls würde ich nicht empfehlen,
über dieses Maß meinen Arbeitsmetho-
den zu folgen, da die notwendige Rück-
sicht auf Festigkeit und leichten Gang
für größere Maße andere Vorsorge be-
dingen müßte.
An Werkzeug wird recht wenig be-
nötigt. Da die Konstruktion in Eisen
ausgeführt wird, ist ein starker Metall-
sägebogen samt einem Dutzend Säge-
blättern und eine Handbohrmaschine
(Brustleier) samt dazu passenden Spiral-
bohrern verschiedener Dimensionen die
Hauptsache. Werkbank und Schraub-
stock verstehen sich von selbst, dazu
Hämmer, Feilen, Schraubenschlüssel,
verschiedene Zangen. Das ist alles. Ich
wollte unter allen Umständen vermei-
den, bei dem einen oder anderen Werk-
stück den Schlosser zu Rate ziehen zu
müssen ; hierauf mußte die Konstruktion
von vorneherein Bedacht nehmen. Im
speziellen bedeutete dies zunächst den
Verzicht auf die Biegemaschine zum
Rundbiegen der Metallgurten und Trä-
— 72 —
ger der Kuppel. Auch Verstöße gegen
die Statik durften, wo es galt, der be-
quemen Herstellung ein Opfer zu bringen,
nicht tragisch genommen werden. Bei
den kleinen Dimensionen sind solche
Verstöße nicht bedenklich.
An Material wird für die Eisenkon-
struktion benötigt: An 40 Stangen je
4 m Winkeleisen von 2 mm Stärke und
3 cm Schenkeibreite. 5 Stangen je 4 m
Winkeleisen von 3 mm Stärke und 3 cm
Schenkelbreite. 10 Stangen je Am Flach-
eisen von 4 mm Stärke und 3 cm Breite.
1 2 Kugellagerrollen von 8 bis 10 cm Durch-
messer. An 600 Mutternschrauben von
15 bis 20 mm Länge und 5 bis 6 mm
Stärke. An 50 Mutternschrauben von
6 cm Länge und 7 bis 8 mm Stärke.
Wie bereits angedeutet, verzichte
ich auf die Biegung der Winkeleisen-
stangen nach dem Radius von 1.5 m,
da dies nur mittels Maschinen in der
notwendigen Exaktheit ausführbar ist.
Ich setze vielmehr an die Stelle des
Kreises durchwegs das 16- Eck. Die Ab-
weichung von der Kugelgestalt der Kup-
pel ist verhältnismäßig sehr gering, und
die Arbeitsersparnis hierdurch insbeson-
dere auch bei der Eindeckung der Kup-
pel sehr erheblich. Auch die Herstellung
der Spalttüre ist auf Grund dieses Um-
standes wesentlich erleichtert, wie sich
späterhin ergeben wird.
Wir schreiten zunächst an die Aus-
führung des wichtigsten Teiles, des Rol-
lenkranzes. Auf dem Boden des Rau-
mes, den wir als ,, Montage Halle" er-
wählt haben, werden zwei Kreise vom
Radius 1.48 m und 1.52 m konzentrisch
aufgerissen. Entlang des inneren Krei-
ses, in etwa 3 mm Abstand von diesem
gegen den Mittelpunkt werden starke
Nägel in den Boden geschlagen, so daß
diese etwa 3 cm aus dem Boden ragen.
Der gegenseitige Abstand der Nägel soll
10 bis 15 cm betragen. Nunmehr wird
aus dem4mm starken Bandeisen um den
Kranz der Nägel ein Reifen gebogen und
das Bandeisen mit dem nächst folgenden
dadurch verbunden, daß man ein 15 cm
langes Stück desselben Eisens über die
fest zusammengestoßenen Enden legt
und mit 4 Schrauben befestigt. (Abb. 1.)
Das letzte Stück Bandeisen wird dann
entsprechend der Länge des Umfanges
dieses Reifens mit der Metallsäge abge-
schnitten und mit dem Anfang in der
beschriebenen Art so verlascht, daß der
Reifen fest* auf dem Kranz der Nägel
aufsitzt. In genau der gleichen Weise
bilden wir uns einen Reifen von 1.52 m
Radius, welcher also zwischen sich und
dem konzentrischen ersten Reifen über-
all genau 4 cm Abstand einhält. Wäh-
rend die 15 cm langen Bandeisenstücke
(Laschen), welche zur Verbindung der
Bandeisen untereinander dienen, beim
ersten Reifen von innen aufgesetzt wen-
den, geschieht dies beim zweiten Reifen
von außen. Man achte darauf, daß
nicht zwei dieser Laschen des inneren
und äußeren Reifens an dieselbe Stelle
kommen.
Nunmehr schneidet man aus einer
5 cm starken Stange aus hartem Holze
(am besten Gardinenstange) 4 cm lange
zylindrische Stücke, deren wir 32 be-
nötigen. Diese Klötze werden zu je
zwei in 15 cm Abstand an acht Stellen
in genau gleichem Abstand voneinander
(entsprechend den Eckpunkten des dem
Kreise eingeschriebenen regulären Acht-
eckes) zwischen die beiden Reifen ge-
preßt. Die übrigen 16 Klötze kommen
zu je zwei in die den Seiten des Acht-
eckes entsprechenden Räume zwischen
den zwei Reifen. (Abb. 5.) Sind alle
Klötze eingefügt, dann sollen die beiden
Reifen mit den Klötzen ein strammes
Ganzes bilden, ohne daß jedoch das
Eintreiben der letzten Klötze besondere
Gewalt erheischen darf, da sich ande-
renfalls die Reifen verspannen würden.
Sind die Klötze genau an den ent-
sprechenden Stellen, dann werden diese
bezeichnet, und nachdem alles ausein-
andergenommen ist, an diesen Stellen
die Löcher für die 6 cm langen Schrauben
— 73 —
gebohrt. Entsprechend werden auch die
Klötze zentrisch durchbohrt, so daß
diese Schrauben leicht hindurchgehen.
Hernach wird alles zusammengesetzt
und fest verschraubt wieder über den
welche den acht Paaren an den Ecken
des Achteckes entsprechen. Abb. 2 gibt
für das Gesagte die nähere Erläuterung.
Die Fläche des oberen Schenkels der
genannten Winkeleisenstücke muß mit
Fig.l
| O Q O Q
Pig.2
O
o
n fT°n
^ TT
FigJ
X
Fig 10
F.g.5
Fig.9
Fig.
7
II
c
I
4
Fig-11
n — n
inneren Kranz der Nägel gezogen, wäh-
rend der äußere entfernt wird. Die
Klötze dürfen über den Bandeisenring
nicht hinausragen. Sollte dies der Fail
sein, so sind sie entsprechend abzustem-
men. Vor der Zusammensetzung des
Ringes haben wir uns aus dem 3 mm
starken Winkeleisen 16 3 cm lange
Stücke geschnitten. Diese werden durch-
bohrt und auf der Innenseite des Ringes
auf die 16 Mutterschrauben aufgesetzt,
n
dem oberen Rande der Reifen in einer
Ebene liegen.
Nunmehr fertigen wir aus dem
3 mm starken Winkeleisen ein 16-Eck.
Dies geht sehr einfach dadurch, daß wir
aus dem einen Schenkel des Eisens an
den Stellen, welche den Ecken des
einem Kreise von 1.5 m Radius einge-
schriebenen 16-Eckes entsprechen, einen
Winkel aus dem Eisen herausschneiden,
welcher dem Supplement des Winkels
— 74 —
des regulären 16-Eckes entspricht Ist
dies geschehen (Abb. 3), dann läßt sich
das Eisen leicht zusammenbiegen (Abb.
3). Die Winkel müssen mit möglichster
Exaktheit ausgeschnitten Werden. Zum
Aufreißen derselben auf dem Winkel-
eisen fertigen wir uns aus einem Brett-
chen ein für allemal eine „ Lehre". Zur
Verbindung der einzelnen Winkeleisen-
stangen benutzen wir Stücke desselben
Winkeleisens von 15 cm Länge, welche
nach entsprechender Bohrung auf die
beiden Enden der zusammengestoßenen
Stangen aufgesetzt und verschraubt
werden. Da das Winkeleisen dort, wo
die beiden Schenkel zusammenstoßen,
im Fleisch stärker ist, müssen wir, um
einen exakten Sitz der Verbindungs-
laschen zu erzielen, die Kanten dieser
Laschen vorher mit der Feile etwas ab-
stumpfen. (Vgl. Abb. 4.) Die Verbin-
dung der Winkeleisen untereinander soll
stets in der Mitte der Seiten des 16-Eckes
erfolgen. Bei einer Länge des Eisens
von 4 m wird man mit drei solchen Ver-
bindungen auskommen.
Ist dieses 16- Eck aus dem starken
Winkeleisen hergestellt, dann wird es
auf den Rollenkranz aufgelegt. Die
Seitenmitten kommen hierbei auf die
3 cm breiten Winkeleisenstücke aufzu-
sitzen und werden nach Bohrung auf
diesen festgeschraubt. Man wird gut
daran tun, bei der Herstellung des
J 6- Eckes für jede Stange vor dem Ver-
laschen mit der nächsten Stange sich
davon zu überzeugen, ob die Seiten
genau auf die 3 cw-Winkel aufsitzen,
wobei die Ecken des 16-Eckes auf dem
Kreise von 1.5 m Radius liegen, dem-
nach in die Mitte zwischen den beiden
Reifen fallen. (Abb. 5.)
Zur Fertigstellung des Rollenkran-
zes fehlen nun noch die Rollen. Diese
sollen einen Durchmesser von 8 bis
10 cm, eine Achsenlänge von 6.5 cm be-
sitzen und die eingedrehte Nut soll am
Grunde 9 bis 10 mm breit und an 8 bis
10 mm tief sein. Man erhält Rollen
dieser Dimensionen in jeder größeren
Eisenhandlung. Am besten wählt man
Kugellagerrollen, wie solche für Schiebe-
türen im Handel zu haben sind, nehme
jedoch nicht solche mit auf die Achse
aufgeschraubten Lagerkonussen, sondern
solche, welche auch in der Richtung der
Achse auf dieser verschiebbar sind. Die-
ser Umstand ist wichtig, weil hierdurch
für die Rolle Spielraum zwischen den
beiden Reifen bleibt und eventuelle ge-
ringe Abweichungen von der Kreisge-
stalt bei der Drehung der Kuppel aus-
geglichen werden. Nachdem die Löcher
für die Achsen der Rollen an 8 Stellen
des Kranzes, genau in der Mitte zwischen
den in 15 cm Abstand stehenden Klötzen
gebohrt sind, werden die Rollen einge-
setzt und verschraubt und der wichtigste
Teil der Drehkuppel ist fertig.
(Fortsetzung folgt).
Ein einfaches Position
Der Liebhaberastronom, der sich ein-
gehender mit der Verfolgung be-
stimmter Aufgaben beschäftigt, wird in
die Lage kommen, Messungen am Him-
mel vorzunehmen. Auf die Verwendung
des für solche Zwecke in erster Linie
in Frage kommenden Instrumentes, des
Positionsfadenmikrometers mit beweg-
lichen Meßfäden, muß der Liebhaber
Differenzenmikrometer.
meistens verzichten. Da bleiben dann
nur die einfachen Mikrometer, vor allem
das Ringmikrometer und das Diffe-
renzen mikrometer.
Für Beobachtungen an meinem pa-
rallaktisch aufgestellten Vierzöller ohne
Uhrwerk benütze ich seit einiger Zeit
ein Mikrometer eigener Konstruktion,
das bequem zu handhaben ist und dabei
I
— 75 —
befriedigende Ergebnisse zeitigt1). Es
ist ein Mikrometer mit Positionskreis
und einem festen, aber in jeden Winkel
zur N — 5-Linie einstellbaren Meß-
faden, das Positionswinkel direkt, Ab-
stände aber durch Beobachtung der
Durchgangsaugenblicke zu messen er-
laubt. Das neue an dem Instrument ist,
daß man die Sterne nicht nur am senk-
recht zur täglichen Bewegung gestellten
Faden passieren läßt, sondern z. B. bei
engen Doppelsternen an dem geeignet
schief dazu gestellten Faden, so daß
man den Zeitunterschied des Pas-
sierens beliebig vergrößern und damit
die Meßgenauigkeit bedeutend erhöhen
kann2).
Ein Beispiel mag dies erläutern. Es
sei in Abb. 1 das Gesichtsfeld des Mikro-
meters dargestellt. A sei ein Stern, B
ein zweiter, dessen Lage zu A bestimmt
werden soll, a — b bzw. c — d seien die
Richtungen der Bewegung durch das
Gesichtsfeld, e — / sei die Nord-Südlinie.
Abb. 1
Zunächst wird der Meßfaden in Rich-
tung der Verbindungslinie A — B ein-
gestellt, was durch mehrfaches Pro-
bieren auf gleichzeitiges Passieren der
Sterne sehr genau erreicht werden kann.
!) Das Mikrometer wird gebaut bei der
;jFeinmechanischen Anstalt" in Nürnberg.
2) Es handelt sich also um eine Art
„Differenzmikrometer", wie es schon 1845
von Boguslawski angegeben wurde.
Red.
Damit ist der Positionswinkel a, der am
Kreis abgelesen werden kann, fest-
gestellt. Nun wird der Faden weiter-
gedreht, bis er einen sehr spitzen Winkel
mit der Richtung der täglichen Bewe-
gung bildet, etwa in die Lage i — k, die
wieder am Kreis abgelesen wird. Durch
Subtraktion des Winkels a wird y be-
stimmt.
Nun beobachtet man mit Hilfe einer
Sekundenuhr die Durchgangszeiten, d.h.
bestimmt den Zeitunterschied, um den
der Stern B später den Faden passiert
als A. Der Durchgangspunkt des
Sternes B ist C. Aus der Zeit — die
mit-/ bezeichnet sei — in Sekunden
findet man die Länge der Strecke B C
zu 15 /-cos 6 Bogensekünden (<5 ist die
Deklination). Es muß nun noch der
Winkel bestimmt werden, der 270° —
(a + y) ist — (a + y) war die zweite
Ablesung am Kreis — und nun findet
sich der Abstand A B —
BC-smB , 15 • /-cos S • sin ß
oder -
sin y sin y
Bogensekunden.
Der Meßfaden hat bei meinem Mikro-
meter eine Stärke von fast 0,5 mm.
Dies hat den Vorteil, daß es selbst bei
dunklem Himmelsgrund (starke Ver-
größerung) deutlich zu sehen ist. Außer-
/
*/
^
V /
\ /
\ /
\ /
> r
Abb. 2
dem kann man Ein- und Austrittszeiten
an den beiden Fadenkanten messen und
dadurch die Genauigkeit noch erhöhen.
Den für jeden Fall günstigsten Winkel
— 76 —
wird man durch Übung bald finden,
auch kann man mit verschiedenen Win-
keln die Messungen wiederholen. Die
Auswertung der Gleichung
15-/-cos 6- sin ß
sin y
ist nicht schwierig, immerhin können
dabei Irrtümer vorkommen, da ß und y
meist in verschiedenen Quadranten
liegen. Ich habe deshalb ein Hilfsmittel
dafür durchgebildet, eine Vereinigung
einer Tafel mit einem einstellbaren Teil-
kreise, aus der fast ohne Rechnung die
Resultate genau abgelesen werden kön-
nen.
Eine Ansicht des Mikrometers am
Fernrohr zeigt die Abbildung 2. Ich
hoffe Gelegenheit zu haben, Messungen
mit dem neuen Mikrometer bei Ge-
legenheit veröffentlichen zu können.
[ii49 G. v. Hanffstengel.
Die kleinsten auf photographischem Wege
noch zu erkennenden Helligkeitsunterschiede.
Die große Empfindlichkeit der photo-
graphischen Platte, schwache Licht-
reize durch Integration über eine ge-
wisse Dauer noch zur Wahrnehmung zu
bringen, ist wohl bekannt. Eine andere
Frage jedoch bleibt es, wie weit sie fähig
ist, Helligkeitsunterschiede durch ver-
schiedene Schwärzung wiederzugeben.
Dieses Problem ist von A. H n a t e k
(Zs. f. wiss. Phot. 16, S. 323, 1917) mit
Hilfe des S c h e i n e r sehen Sensito-
meters einer eingehenden Untersuchung
unterzogen.
Zunächst erörtert er den Einfluß der
hierbei benutzten intermittierenden Be-
leuchtung. Nach Schwarzschild
ist die Schwärzung hierbei von dem Ver-
hältnis der Dauer der Lichteinwirkung
zu der der Expositionspause abhängig,
da bei letztgenannter ein Rückgang der
Schwärzung eintritt, welcher um so stär-
ker wird, je länger die Pause und je ge-
ringer die Intensität dabei ist. Bei den
Versuchen wurde nun eine Sektorscheibe
mit einer Öffnung von 100° benutzt, die
nacheinander auf 101 °, 102° . . . bis 108°
eingestellt werden konnte. Dabei wird
also die Pause proportional dem Hellig-
keitszuwachs kleiner, so daß nach den
Ergebnissen von Schwarzschild
ein Anwachsen der Schwärzung und da-
mit auch des Schwärzungskontrastes
gegen die dem Sektorwinkel von 100°
entsprechende Normalschwärzung hätte
eintreten müssen, was also noch eine
Verschiebung des Untersuchungsergeb-
nisses zu Gunsten der Kontrastempfind-
lichkeit der Platte bewirken würde.
Als Lichtquellen dienten eine kleine
Benzinlampe sowie ein 4 Volt-Glüh-
lämpchen von 2 HK, bei welchen Ent-
fernung und Expositionszeit entspre-
chend variiert wurden. Zur Unter-
suchung gelangten vier Plattensorten:
Agfa-Spezial, Elko-Ultra, Elko-Gaslicht
und Germaniaplatte. Geachtet wurde
von zwei Beobachtern unabhängig von-
einander auf das Auftreten eines
Schwärzungskontrastes, wobei die bei-
den Vergleichsfelder unmittelbar an-
einander stießen, und zwar sowohl in der
Durchsicht wie auch in der Aufsicht, wo-
bei unter die Platte ein weißes Papier
gelegt wurde. Es ergab sich dabei im
Mittel eine schwache Überlegenheit der
Durchsicht für die stärkeren Schwär-
zungen, dagegen hatte die Entfernung
der Lichtquelle keinen Einfluß, wenn,
nur die Belichtungszeit entsprechend
gesteigert wurde, so daß sich in allen
Fällen dieselbe Belichtung ergab; nur bei
Diapositivplatten erwies sich entgegen,
der landläufigen Meinung die durch den
größeren Abstand erforderte verlängerte
Expositionszeit als nicht so günstig.
Aus den mitgeteilten Beobachtungs-
— 77 —
ergebnissen folgt, daß der unter günstig-
sten Umständen eben beobacht-
bare Schwärzungsunter-
schied bei den gewöhnlichen Platten
einem Helligkeitsunterschied von 3 b i s
4% entspricht und nur bei der
Diapositivplatte bis auf höchstens 2 bis
3% heruntergeht; dabei ist es gleich-
gültig, ob es sich um Auf- oder Durch-
sicht handelt. Daß die Art der Be-
trachtungsweise keine Steigerung der
Schwärzungskontraste verursacht, weist
darauf hin, daß diese Grenzwerte nicht
durch die Unterschiedsempfindlichkeit
des Auges bedingt, sondern dem
photographischen Verfahren selbst eigen-
tümlich sind. Berücksichtigt man, daß
ein geübter Beobachter rein visuell noch
Helligkeitsunterschiede von 1% aufzu-
fassen vermag, so sieht man, daß nach
diesen Untersuchungen die photo-
graphische Platte bei photo-
metrischen Untersuchungen noch nicht
die Hälfte dessen leistet, was das
Auge zu ermitteln vermag.
Ein Helligkeitsunterschied von 3 bis
4% bedeutet . aber einen Unterschied
von 0.03 bis 0.04M. Dies würde also das
Maximum an Genauigkeit bei stellar-
photometrischen Messungen mit ge-
wöhnlichen Bromsilberplatten darstellen
wobei noch ein Zusammentreffen aller
günstigsten Umstände vorausgesetzt ist.
Berücksichtigt man aber, daß durch ge-
ringe Dicke- und Empfindlichkeitsände-
rungen in der Schicht sowie Unter-
schiede in der Art der Verlagerung des
Silberkornes noch störende Nebenum-
stände auftreten, so wird man die Ge-
nauigkeit im allgemeinen nur auf 0.1 M
ansetzen dürfen.
Daraus folgt weiter, daß eine Photo-
graphie der Sonnenkorona bei
vollem Tageslichte außerhalb
einer totalen Sonnenfinsternis u n -
möglich ist. Nach zahlreichen photo-
metrischen Messungen ist nämlich die
Helligkeit der intensivsten Korona-
strahlung nur V500 von der Helligkeit
des Himmelsgrundes in der Nähe der
Sonne. Das Kontrastverhältnis beträgt
somit nur 501/500 oder rund 0.2%, was
weniger als ein Zehntel von dem ist, was
die kontrastreiche Chlorbromsilberemul-
sion der Diapositivplatte unter günstig-
sten Umständen gerade noch zu leisten
vermag. Trotzdem mag es vielleicht ge-
lingen, mit Hilfe von sehr kontrastreich
arbeitendem Chlorsilberpapier aus-
nahmsweise helle Koronastrahlen
nachzuweisen, wie es H u g g i n s im
Jahre 1882 glückte. Unter diesen Um-
ständen müßten sie auch visuell sicht-
bar sein1). [1027 B.
!) Vielleicht machen unsere Leser un-
abhängige Versuche darüber. Red.
Aus den Ergebnissen
des physikalisch-meteorologischen Observatoriums Davos.
Gab Herr Prof. Dr. Domo in der
vom klimatischen Gesichtspunkt ge-
schriebenen ,, Studie über Licht und Luft
des Hochgebirges" (V i e w e g 191 1) für
jede Sonnenhöhe die absolute Helligkeit
von Sonne und Gesamthimmel, so bringt
„Himmelshelligkeit, Himmelspolarisa-
tion und Sonnenintensität in Davos 191 1
bis 1918" als Band VI der Abhandlungen
des Preuß. Meteorol. Instituts 1919 eine
großzügige Erweiterung auf die ein-
zelne Himmelsstelle. Durch getrennte
Durchführung für beide Schwingungs-
komponenten und nicht nur für die Ge-
samthelligkeit wird gleichzeitig völlig
die Polarisation geklärt. Die Isophoten-
und Isopolarenkarten veranschaulichen
die Ergebnisse (Auszug Meteorol. Zeit-
sehr. 1919) in ihrer stereographischen
Projektion in plastischer Weise. Zeigen
— 78 -
die den Parallelkreisen folgenden Iso-
polaren ein nach der Sonne zu orien-
tierendes Koordinatenbystem als maß-
gebend, so ist das Charakteristikum der
Isophoten die „Sonnenregion" und
,, Gegenregion" trennende „Dunkel-
linie": Auf jedem größten Kreis durch
die Sonne fällt die Helligkeit bis zur
Dunkellinie, um jenseits wieder zu stei-
gen. Ausführliche Nebenbestimmungen
wie beispielsweise der Erdalbedo er-
gänzen das Programm. So ist eine breite
Grundlage geschaffen für die Frage-
stellung, nach welchen Gesetzen die
irdische Atmosphäre strahlenzerstreuend
wirkt. Die Reichweite der durch Re-
flexion, Beugung und Brechung abge-
lenkten direkten Sonnenstrahlen be-
schränkt sich auf die der Sonne nahe
Himmelszone, ausschlaggebend beim
wolkenlosen Hochgebirgshimmel ist die
R a y 1 e i g h sehe molekulare Zerstreu-
ung; große Bedeutung kommt der Ex-
tinktion der diffundierten Strahlen zu.
Aus den anziehenden Kapiteln über den
Lichthaushalt der Atmosphäre sei die
Albedo0,04der wolkenfreien Atmosphäre
für die Davoser Höhe von 1600 Metern
^rwähnt.
Haben solche Fragen der meteoro-
logischen Optik1) — als hierher gehörig
sei etwa erinnert an die Erhellung durch
das Sternlicht2) — die mannigfachsten
Berührungspunkte mit der Astronomie,
so sind für diese von einschneidendem
Interesse die Abweichungen von den
Normalwerten, die zurückzuführen sind
auf wechselnden Reinheitsgrad der Atmo-
sphäre. Zu den überraschend großen
Änderungen mit der Jahreszeit, die u. a.
eine hübsche Illustration darin finden,
daß man im Hochgebirge im Sommer
untertags nie einen Stern sieht, während
!) Es sei auch auf die in Viewegs
Sammlung „Die Wissenschaft" angekün-
digte Monographie verwiesen: C. Domo,
Physik der Sonnen- und Himmelsstrahlung.
2) Siehe Sirius 53. 26.
dies am reineren und damit dunkleren
Winterhimmel selbst um Mittagszeit
(Venus ) nichts seltenes ist, treten die
eigentlichen optischen Störungen vül-
kanisch-tellurischer oder kosmischer Na-
tur. Die 1911 — zum Teil möglicher-
weise auch infolge großen Reinemachens
durch den H a 1 1 e y sehen Kometen —
besonders durchlässige Atmosphäre wird
1912 durch den Kaimaivulkan auf 2Jahr
schwer getrübt, während die Störung
von 1916 auf eine mit neu einsetzender
Sonnenaktivität vermehrte Kathoden-
strahlenemission der Sonne zurückzu-
führen ist, wie denn überhaupt eine stets
rege Beziehung des Reinheitsgrads der
Erdatmosphäre zur Sonnentätigkeit zu
bestehen scheint. Hier bilden Himmels-
helligkeit, Polarisation und die in den
verschiedensten Spektralteilen bis ins
Ende des Ultraviolett vorliegenden Mes-
sungen der Sonnenintensität eine Ein-
heit mit den „Beobachtungen der Däm-
merung und von Ringerscheinungen um
die Sonne 1911 bis 1917" (Auszug
Meteorol. Zeitschr. 1917). Lange Zeit
durchgeführte Reihen der verschieden-
sten Methoden ergänzen sich so in glück-
licher Weise, denn selbst bei den gün-
stigen Beobachtungsverhältnissen des
Hochgebirges — die beispielsweise über-
haupt erst eine nicht nur sporadische
Verfolgung der „tellurischen Sonnen-
korona" gestatten, und sich besonders
auch in der Konstanz der Normalwerte
aussprechen — läßt sich aus einer Me-
thode allein nicht mit voller Sicherheit
auf den Reinheitsgrad der Atmosphäre
schließen. Können doch die Störungs-
schichten ihrer Entstehung nach von
verschiedenster Struktur und Höhen-
lage sein. So mag es, wenn auch selten,
vorkommen, daß optische Effekte sich
derart überlagern, daß sie Normalver-
hältnisse vortäuschen. Ein Beispiel vom
25. August 1916 zeigt stark gesteigerte
Helligkeit in größerer Sonnenentfernung,
jedoch pseudonormalen Intensitätsab-
fall der Sonne zum nächstbenachbarten
Himmel1), der doch im allgemeinen eines
der schärfsten Kriterien bildet für den
Reinheitsgrad der Atmosphäre von be-
sonderer Eignung als „eine auf den
momentanen Zustand derErdatmosphäre
abstellende Methode zur Bestimmung
des Extinktionskoeffizienten" (Astron.
Nachr. 209, Nr. 4999). Die vielseitigen
Konsequenzen der Davoser Ergebnisse
!) Dieser Intensitätsabfall wurde bereits
vom unterzeichneten Berichterstatter beim
Mond als Kriterium der Lichtzerstreuung
herangezogen (Veröffentl. der Sternwarte
Oesterberg. Tübingen I, 2, S. 24).
— beliebig herausgegriffen sei nur noch
etwa die Frage einer in verschiedener
Richtung möglicherweise verschiedenen
optischen Durchlässigkeit der Ekliptik^
ebene — unterstreichen immer wieder
die für eine scharfe Erfassung kosmischer
Strahlungsquellen in absolutem Maße
grundlegende Wichtigkeit des Extink-
tionsproblems, und sie dürften Hand in
Hand damit ein beredtes Zeugnis ab-
legen für die für die astrophysikalische
Forschung noch bei weitem nicht voll
gewürdigten Vorzüge einer Höhensta-
tion. [1153 F. W. Paul Götz.
Zur Statistik der Sonnenflecken.
Seit dem letzten Bericht über die
Sonnentätigkeit im 2. Vierteljahr
1919 (Sirius 1919, Heft 11, Seite 222) hat
sich die Zahl der Mitarbeiter an der Be-
obachtung der Sonnenoberfläche wieder
um einige vermehrt. Aus den einge-
sandten Beobachtungen und Monats-
berichten, welche mit vielem Eifer und
Fleiß aufgezeichnet sind, erhellt, daß
unser Tagesgestirn durch das wechsel-
volle Spiel auf seiner Oberfläche man-
cherlei Interesse abzuringen vermag.
Für den Liebhaberastronomen und be-
sonders wieder für denjenigen, weither
nur über ein kleineres optisches Instru-
ment verfügt, bleibt als fruchtbarstes
Feld für die Beobachtung der Sonne die
leicht zu bewerkstelligende zahlenmäßige
Feststellung der jeweils sichtbarenGrup-
pen, Einzelflecke und Fackelgruppen
(nicht der einzelnen Fackelverästelun-
gen!). Jeder Beitrag zur endgültigen
Feststellung des Jahresmittels der Son-
nentätigkeit ist sehr willkommen; der
Beobachter findet in dem Jahresmittel,
an dessen Errechnung er mitwirkte,
wenigstens ein aus seinen Bemühungen
entspringendes Ergebnis. Wie schon im
letzten Bericht zum Ausdruck ge-
bracht, wird gerade von Liebhaber-
astronomen vieles beobachtet und auf-
gezeichnet, was wohl für sein eigenes
Interesse von Wert sein mag, dem aber
eine erschöpfende und seine Mühe und
Arbeit ausgleichende wissenschaftliche
Verwertung leider oft nicht angediehen
werden kann. Um so mehr ist es daher
zu begrüßen, daß fast alle Mitarbeiter
in unserer „Sonnengruppe" sich jetzt
nach fortgesetzter Anregung durch die
Gruppenleitung immer mehr zur An-
stellung rein statistischer Sonnenbeob-
achtungen entschließen. — Interessante
statistische Parallelbeobachtungen an
zwei Instrumenten stellt Herr J o k -
k i s c h - Marburg (Lahn) an und be-
schäftigt sich auch im Verein mit den
Herren Hachfeld - Berlin, Krau se-
Nixdorf (Böhmen) und Malsch-
Heidelberg weiter mit der photographi-
schen Aufnahme der Sonnenoberfläche.
Herr Krause überreichte einige sehr
gut gelungene Vergrößerungen von pho-
tographierten Fleckgruppen. Zeichnun-
gen der Gruppenlagen sandten die
Herren Grubitsch - Feldhof (Steier-
mark), F a u t h - Landstuhl (mit dem
die durch den Krieg unterbrochene Ver-
bindung nunmehr wieder aufgenommen
werden konnte ) und F u t h - Borsig-
walde ein. Ich darf vielleicht hier im
Allgemeininteresse erwähnen, daß nach
— 80 —
einer Mitteilung von Herrn Professor
W o 1 f e r - Zürich solche Zeichnungen
nur dann verwendbar sind, wenn ihre
Orientierung nicht nach der Horizon-
talen und Vertikalen, sondern nach
Parallel- und Deklinationskreis erfolgte;
sonst lohnt es sich kaum, viel Zeit und
Arbeit darauf zu verwenden, da sie zu
Ortsbestimmungen nicht brauchbar sind,
ganz abgesehen davon, daß feinere Ein-
zelheiten der Fleckenstruktur sich mit
kleineren Instrumenten überhaupt nicht
wahrnehmen lassen.
Im folgenden möchte ich einen eng
umrissenen Überblick über die Sonnen-
tätigkeit in den Monaten Juli bis Sep-
tember geben:
Juli: Die Tätigkeit der Sonne ließ
in diesem Monat merklich nach. Nach
einer größeren Intensität in den ersten
Tagen des Monats, die neun Gruppen
zeitigte (von Stemp.ell), trat eine
ganz erhebliche Abnahme ein, die am
5. mit zwei Gruppen ihren tiefsten Stand
erreichte (F u t h). Das darauf folgende
Maximum fand mit acht Gruppen am
16. statt. Einem Teilminimum am 17.
folgte ein nochmaliges Anschwellen der
Sonnentätigkeit, die am 24. wiederum
neun Gruppen lieferte (F u t h). Darauf
begann ein erneutes Abflauen. Im allge-
meinenbesaßendiein den Gruppen befind-
lichen Flecke mittlere Größe, vereinzelt
traten jedoch auch recht ansehnliche
Flecke auf, so um den 7., 14., 21. herum,
welche auch dem unbewaffneten Auge
zugänglich wurden (H a c h f e 1 d). Grö-
ßere Fleckenanhäufungen waren, wenn-
gleich auch die Zahl der Einzelflecke
teilweise ziemlich hoch war, wie in den
Vormonaten nicht zu verzeichnen
(F u t h) , besonders am Monatsende war
die Fleckenbildung sehr gering. Auch
Fackeln traten in geringerem Umfang
als wie im Vormonat auf, jedoch blieb
kein Tag fackelnfrei (v. Buttlar,
F ü th , Voss).
August: Die Sonnentätigkeit
hielt sich im Mittel auf der Höhe des
Vormonats. Sie setzte zunächst ziem-
lich matt ein, am 2. waren nur zwei
Gruppen mit vier Einzelflecken sichtbar
(v. Buttlar). In geringen Schwan-
kungen steigerte sich allmählich die
Gruppenzahl : am 23. wurden 12Gruppen
beobachtet (Wolf- Wien). GegenEnde
des Monats nahm die Tätigkeit wieder
ab und ging auf drei bis fünf Gruppen
herunter (v. Buttlar, F u t h). Am
interessantesten gestaltete sich das
zweite Monatsdrittel durch eine am 13.
aufgetretene Gruppe, welche am 19.
und 20. die Sonnenmitte erreichte und
an Schönheit und Reichhaltigkeit ihrer
Einzelheiten die prachtvolle Maigruppe
noch übertraf. An den genannten beiden
Tagen wurden insgesamt 330 bzw. 446
Einzelflecke in den sichtbaren Gruppen
gezählt (F u t h). Auch waren ver-
schiedentlich Gruppen mit dem unbe-
waffneten Auge wahrzunehmen, so die-
jenige, welche am 3. am Rande der
Sonne auftrat, bis zum 12. (H a c h f e 1 d,
Kaper, Wegner), ferner die große
Ostgruppe vom 16. bis 23. (H a c h f e 1 d,
Kaper). An 2 Tagen wurde das
Wilson sehe Phänomen deutlich be-
obachtet (H a c h f e 1 d).
Der Fleckenbildung entsprach auch
die der Fackeln, die zahlreich notiert
wurden (v. Buttlar, F u t h ,
Malsch, v. Stern pell, Voss)
und keinen Tag des Monats freiließen.
Auffallend war, daß bei geringerer
Fleckenhäufigkeit sich die Anzahl der
Fackelgruppen meistens erhöhte(F u th).
Merkwürdig schwach hervortretend
wurde die Granulation der Sonne beob-
achtet, die sehr feinkörnig und sehr fein
geädert erschien. Gegen Monatsende
wurde sie hingegen wieder deutlicher
(J o c k i s c h).
September: Die Sonnentätig-
keit nahm in diesem Monat nicht uner-
heblich ab. Nach den Berechnungen von
Herrn Voss und meinen eigenen sank
das Monatsmittel gegenüber dem des
Vormonats um rund 20 Einheiten. Die
— 81 —
Anzahl der Gruppen wechselte zwischen
zwei und zehn, auch die Fleckenbildung
war im allgemeinen nicht bedeutend.
Von besonderem Interesse war eine
Gruppe, die am 9. erschien, um den 14.
die Sonnenmitte überschritt und am 20.
wieder verschwand. Sie konnte während
ihrer Sichtbarkeit auch mit bloßem Auge
wahrgenommen werden (H a c h f e 1 d ,
Kaper, Seelecke, Wegn er).
Durch den Vergleich ihres Erscheinens
am Ostrande der Sonne und Verschwin-
dens am Westrand mit den entsprechen-
den Zeiten derschönenAugustgruppeund
wegen der gleichen Lage der Hauptflecke
damals wie jetzt, ist man zuder Annahme
berechtigt, daß beide Gruppen identisch
sind, mithin die Augustgruppe eine ganze
Sonnenumdrehung überstanden hat.
Die Anzahl der Fackelgruppen, die
täglich beobachtet werden konnten
(v. Buttlar, F u t h , Kaper,
v. Stempeil, Voss), war schwan-
kend und verhältnismäßig gering. Sehr
auffallend waren am 10. und 11., sowie
am 27. die großen ausgedehnten Fackel-
gruppen, die an Helligkeit die mehr nach
der Sonnenmitte zu gelegene Granu-
lation bei weitem übertrafen (F u t h ,
Kaper, v. S t e m p e 1 1).
[1166 Günther von Stempeil.
Auf Wunsch der Leitung der Sonnen-
gruppe stellen wir hier, um Mißverständ-
nissen vorzubeugen, nochmals fest, daß der
im Januarheft (S. 16/17) gebrachte Tätig-
keitsbericht nur die Zeit seit Gründung der
Sonnengruppe bis Mai 1919umfaßt. Schrift!
Rundschau.
Johann Adolf Repsoldf. Im Alter
von nahezu 82 Jahren ist der große
Meister des Instrumentenbaues am 1. Sep-
tember 1919 aus dem Leben gerufen
worden. Die Astronomie verdankt ihm
nicht nur einen großen Teil ihres Rüst-
zeuges, das sie erst in Stand setzte, dem
Himmel seine Geheimnisse abzuringen,
auch in seinem großem zweibändigen
Werk „Zur Geschichte der Astrono-
mischen Meßwerkzeuge" bietet er
eine Einführung in dieses Gebiet, die
wohl nur ihm, als dem am meisten dazu
Berufenen, möglich war. Mit Hans
R e p s o 1 d verliert die Wissenschaft
auch leider die in 120 jähriger Tätigkeit
in der ganzen Welt berühmt gewordene
Werkstatt1). tiu*
Irrtümlich verzeichnete Mondrillen.
Meine Mitteilungen im Novemberheft
x) In einem der nächsten Hefte werden
wir Gelegenheit haben, einen Vortrag des
Verstorbenen zu bringen, der uns von seiner
Tochter freundlichst zur Verfügung gestellt
worden ist. P. H.
„Drei handliche Mondkarten" haben den
Wunsch laut werden lassen, näheres über
falsche Rillen der M ä d 1 e r - Karte zu
erfahren. Im allgemeinen dürfte der
Beobachter sich selbst am Fernrohr klar
werden, ob ein Mondgebilde als Rille
anzusprechen ist oder nicht. Da die
kleine Karte ungefähr dasselbe enthält
wie die 3 Fuß große, so beziehe ich mich
auf diese.
Von Triesnecker südwärts in die
Ebene streichen Adern und Bergaus-
läufer; zwei Rillen M ä d 1 e r s sind zu
streichen. Lohrmann gibt hier auch
zwei in anderer Richtung ziehende, nicht
vorhandene Risse an. — Zwischen
Uckert und A hat die große Karte
eine Rille e, die kleine nicht diese, son-
dern zwei andere östlich davon, die ent-
ferntere sehr lang. An Stelle dieser ist
ein mächtiges Tal zu sehen, die andern
gibt es nicht. — Nahe bei Sosigenes
sollen zwei lange Rillen entspringen und
wie eine große Gabel den Arago zwischen
sich nehmen; aber dort gibt es nur Berg-
adern. — Im N von Aristoteles ist die
— 82 —
lange Rille zwischen den Kratern Sund
C zu streichen, ebenso die kleine Quer-
rille zwischen Endymion und Atlas. —
Im Christian Mayer ist das Objekt
gleichfalls nicht da. — Ebenso soll von
einer Grube c aus im Osten von Plato
eine Bruchlinie gegen NW gehen; sie
ist nicht vorhanden. — Am O-Hang von
Saussure ist keine Rille gelegen; ob eine
Terrassenstufe den Eindruck einer sol-
chen erwecken kann, weiß ich noch
nicht. — Von Piccolomini gegen NO
findet sich auf der Karte eine sehr lange
Rille, die samt ihrer Gabelung f auch
von N e i s o n übernommen wurde.
Dort liegen wohl 4 Rillen, aber in ganz
anderer Lage. Die M ä d 1 e r sehe Rille
läßt sich gleichwohl aus der Hügelnatur
des Geländes herausfühlen, nur ist sie
keine Bruchlinie, kein Riß. Sie kommt
auf der großen Karte Lohrmanns
in ihrer NO-Hälfte ebenfalls vor, ebenso
eine starke, lange Rille von Picco-
lomini gegen SO, die auch nicht be-
rechtigt erscheint. — Im Mare nectaris
soll östlich von Bohnenberger ein Bruch
südöstlich ziehen; nian erkennt leicht
die Verwechslung mit einer Bergader. —
Dagegen weist die kleine Karte M ä d -
1 e r s nicht die Rille der großen zwischen
Abulfeda und Almanon auf. — Im Berg-
iande nördlich von Capella soll vom
Kraterchen Centorinus aus eine
Rille gegen SW gehen ; sie ist nicht da.
Weiter im SW finden sich wohl 3etwa
parallele Rillen, aber nur gegen Guttem-
berg hin; ihre Fortsetzung gegen NO
läßt nur höchstens eine Rille und einen
Ansatz erkennen. — Im 0 von Messier
endlich steht eine Rille y verzeichnet.
Ein existierendes Objekt in der Nähe
kann nicht gemeint sein, weil es M ä d 1 er
nicht erreichbar war; die Rille ist zu
streichen.
Demgegenüber ist das riesengroße,
wie aus lauter Kratern zusammen-
hängende Tal bei Rheita auf der großen
Karte gut gegeben, auf der kleinen aber
und auf der S t i e 1 e r karte wie ein
langer Bergzug gezeichnet. Da auf
M ä d 1 e r s un$ Lohrmanns großen
Karten gelegentlich deutliche Rillen
fehlen (wie bei Bürg!), wogegen viel
feinere gezeichnet sind, so beweist das
die innere Ungleichmäßigkeit der Erst-
aufnahmen des Mondes in großem Stil.
Was gezeichnet wurde, hat natürlich
seinen Grund; es liegen da fast immer
Auffassungsfehler vor. Ph. F a u t h.
[1147
Über den Anblick einer Planeten-
atmosphäre schreibt Prof. S c h m a u ß
in der „Met. Ztschr." 1918, Heft 7/8,
Juli/August, folgendes: „Es ließ sich
feststellen, daß die Bewegung der auf der
Jupiteroberfläche sichtbaren Flecken
und Streifen nicht einheitlich verläuft,
woraus der Schluß gezogen wurde, daß
der Jupiter nicht wie die Erde ein in sich
geschlossener Rotationskörper sei. Ohne
zu der Annahme, daß sich hieraus eine
andere Rotationsdauer in höheren Brei-
ten als in der Nähe des Äquators ergebe,
Stellung zu nehmen, muß der Meteoro-
loge darauf aufmerksam machen, daß
auch das Bild der Erde für einen Außen-
beobachter Schwankungen unterliegen
muß, die nichts mit der Rotation des
Planeten zu tun haben. Die Depres-
sionen mit ihrem Bewölkungsschirm, die
Hochdruckgebiete mit ihrem klaren
Himmel, die sich rhythmisch folgen,
müssen einem fernen Beobachter manche
Rätsel aufgeben." [1019
W Ursae majoris. Aus dem Nachlaß
von Dr. E. Krön veröffentlicht E.
Hertzsprung in A. N. 207, 25—34
Helligkeitsmessungen des rasch ver-
änderlichen Sternes W Ursae majoris,
dessen Lichtwechsel anscheinend durch
gegenseitige Verdunklungen zweier ellip-
soidischer Körper hervorgerufen wird.
Aus theoretischen Gründen wurde dabei
die scheinbare Umlaufsdauer von nur
vier Stunden verdoppelt (genauer
0.d333 639 562). Diese Periode ist die
kürzeste bisher bekannte (U Pegasi folgt
— 83 —
mit 0.375d) und die Dichte die bisher
größte bei einem Verdunklungsveränder-
lichen gefundene. Die Periode hat sich
bei Vergleichung mit dem benachbarten
Stern BD 54°1329 (7.73) als unver-
ändert erwiesen. Das mitlere Minimum
nach Krön ist nach mittlerer Weltzeit :
2418 694.3788^ L 0.0006d (m. F.). Die
Helligkeitsschwankung geht von 8.0m
bis 8.6M. Das Objekt ist zur Einübung
für solche Beobachtungen geeignet.
[ioi8 Kr.
Meinungsaustausch.
Bemerkungen zu dem Artikel im
„Sirius" 1919, Heft 6—8.
„Die Gestaltung der Mondoberfläche."
1. Seite 135 heißt es: ,,Die fortschrei-
tende Erstarrung, im Verein mit der
durchdieRotationverursach-
ten Bewegung des flüssigen
Innern, hatte zur Folge, daß die er-
starrte Kruste durch eine Menge von Spal-
ten zerrissen und aufgebrochen wurde."
Durch die Rotation allein
wirdkeineBewegungdesflüs-
sigen Innern hervorgerufen,
solches könnte geschehen durch Verände-
rung der Rotationsgeschwindigkeit infolge
der Gezeitenreibung.
2. Seite 136: „Stellen wir uns vor ... .
während es gleichzeitig aus dem ent-
gegengesetztgerichteten zu-
rückgezogen wir d."
Wie auf der Erde bei einer Rotation
zwei Fluten entstehen, die eine an der dem
Monde zugekehrten, die andere an der
gegenüberliegenden Seite, so würde die flut-
erzeugende Kraft auf dem Monde bei jeder
Umdrehung auch zweimal ein Heraus-
treten des Magmas aus dem Innern hervor-
rufen. Sowohl an der der Erde
zugekehrten als auch an der
gegenüberliegenden Seite
wärenalsodieKratermitMag-
m a g e f ü 1 1 1 , während sie bei auf- bzw.
untergehender Erde leer sein würden.
Gründe, die dagegensprechen, daß die
Mondkrater durch die fluterzeugende Kraft
entstanden sind.
1. Die fluterzeugende Kraft auf dem
Monde reicht nicht hin, die zähe Masse aus
der Krateröffnung herauszupressen, die
Schwerkraft auf dem Monde nicht, um die
Massen bei Ebbe wieder zurückzuführen.
2. Die starre Kugelschale des Mondes
würde sehr starken fluterzeugenden Kräften
nicht den nötigen Widerstand entgegen-
setzen, bei eintretender „Ebbe" würde die
ungeheure Last der Lavamassen den Krater-
boden eindrücken. (Vgl. die Deformation
der Erde durch die fluterzeugenden Kräfte.
Darwin und Schweydar.)
3. Da die fluterzeugende Kraft in der
Äquatorregion am stärksten ist, so müßten
hier die Kraterdurchmesser am größten
und die Kraterwälle am höchsten sein.
4. In der Nähe der Pole könnten sich
keine Krater bilden oder nur solche von
ganz geringem Umfang und Höhe.
5. Die fluterzeugende Kraft würde in
den mittleren Mondbreiten die austretende
Lava dem Äquator zu ausbreiten, und die
Öffnungen sowie die sich über diesen
bildenden Zentralkegel müßten sich auf der
Nordhälfte des Mondes am Nordrande, auf
der Südhälfte dagegen am Südrande des
Walles befinden.
6. Das Auftreten der Wallkrater bleibt
unerklärt.
7. Wäre die Oberfläche des Mondes
völlig erstarrt, bevor die Rotation im Ver-
hältnis zur Erde aufhörte, so müßte er
diese Rotationsgeschwindigkeit heute noch
besitzen, denn sobald die Gezeitenreibung
aufhörte, hörte auch die Abnahme der
Rotationsgeschwindigkeit auf. Bestand da-
gegen die Gezeitenreibung noch zu der Zeit,
als der Mond aufhörte zu rotieren und ver-
ringerte die Schwingung so weit, daß nur
noch die heute bemerkbare Libration übrig
blieb, so müßten die in der Nähe der Ver-
bindungslinie Erde— Mond liegenden Krater
an beiden Seiten des Mondes heute noch
mit dem erstarrten Magma bis zum Rande
gefüllt sein H. Peters.
[H52 Auf dem Schnee, b. Herdecke (Westf.)
Die Ausführungen des Herrn Hom-
mel haben auch von anderer Seite einigen
Widerspruch erfahren, so daß wir in den
nächsten Heften weiter auf dieses Thema
zu sprechen kommen werden. Es sei be-
sonders auf eine Arbeit des Herrn Prof.
Dr. A. Wegen er hingewiesen, die wir bei
dieser Gelegenheit zu veröffentlichen be-
absichtigen. Wir werden dann auch auf
die Abbildungen zurückkommen müssen,
die uns Herr Hommel zuerst in einer
— 84 —
jedoch später für ungeeignet befundenen
Vorlage zur Verfügung gestellt hatte. Wir
erhielten erst nach Anfertigung der Druck-
stöcke andere Abzüge von ihm, die von
neuem klischiert werden mußten. Er ist
nun der Auffassung, daß die Abbildungen
auf Tafel VI nicht den Effekt des Be-
leuchtungsunterschiedes demonstrieren, son-
dern nur den Unterschied zweier Abzüge
von derselben Platte. Von Seiten des Ver-
lages ist jedenfalls alles geschehen, um
diese (von uns übrigens nicht anerkannte)
Verwechslung zu vermeiden. Kr.
Bücherschau.
Grundriß der Funkentelegraphie in ge-
meinverständlicher Darstellung von Dr.
Franz Fuchs, München und Berlin 1920.
R. Oldenbourg; XI. Auflage; 130 Textab-
bildungen.
Der Verfasser gibt in kurzer, gedräng-
ter Form eine Einführung in das weite
Gebiet der drahtlosen Telegraphie. Was
der Laie sich sonst mit großer Mühe und
doch nur lückenhaft aus der Fachliteratur
zusammensuchen müßte, wird ihm hier in
einfacher Gestalt geboten. Zahlreiche
Figuren erleichtern das Verständnis. Be-
sonders wertvoll erscheint die Einführung
in die einfachsten Formeln und Meßver-
fahren, die beim Bau sowie beim Arbeiten
an einer drahtlosen Station erforderlich
sind. Aktuelles Interesse verdient der Ab-
schnitt über die Kathoden röhren, die in
den letzten Jahren durch ihre mannig-
fache Anwendung die Funkentelegraphie
zu ungeahnten Erfolgen führten.
Allen, die einen Einblick in das Wesen
der drahtlosen Telegraphie gewinnen wollen,
wie auch denen, die praktisch an ihr zu
tun haben, kann das Büchlein warm emp-
fohlen werden. Ganz besonders aber wird
es Astronomen und Uhrmachern, die sich
für die Aufnahme der Zeitsignale inter-
essieren, willkommen sein. [uöo Wf.
W. D. Mann, Das Preisproblem der
Potenzreihe. Preis M 1.25. 69 S. Verlag
der Deutschen Buchhandlung Mexiko. D. F.
1919. Auslieferung durch Koehler &
V o 1 c k m a r , A.-G., Leipzig.
Das Problem, um das es sich hier han-
delt, ist die berühmte Preisaufgabe, die im
Anschluß an den bekannten Fermat-
sehen Satz aufgestellt wurde.
Die allgemeinen philosophischen Er-
örterungen eines Mexikaners über den Welt-
krieg, die das Bändchen einleiten, sind für
uns im allgemeinen ebenso fesselnd, wie die
zahlentheoretischen Studien der folgenden
Kapitel es für den Mathematiker im beson-
deren sind.
Die Lösung der Preisfrage zu beurteilen,
soll hier nicht vorgreifend unternommen
werden. [1130 Kr.
Kurd Laßwitz, Empfundenes und Er-
kanntes. 312 S. 1. — 3. Tausend. Leipzig.
Verlag von B. E 1 i s c h e r Nachf. Preis
geh. M 6.50, geb. M 9.—.
Aus dem Nachlaß des 1910 heimge-
gangenen Verfassers mancher feinsinnigen
Aufsätze und des bekannten Romans „Auf
zwei Planeten" ist hier in Poesie und Prosa
manches wiedergegeben worden, was nicht
allgemein bekannt sein dürfte. Die Aus-
wahl an Gedichten ist sogar recht reichlich
und bietet den Freunden seiner Werke sehr
lehrreiche Einblicke in seine innerste Ge-
dankenwelt.
Als anregende Unterhaltungslektüre ist
das Buch jedem Freunde der Himmelskunde
warm zu empfehlen. [1137 Kr.
P.Luckey, Einführung in die Nomographie.
Zweiter Teil: Die Zeichnung als Rechen-
maschine. Math.-phys. Bibl. Bd. 37. 63 S.
mit 34 Fig. Teubner 1920.
Der vorliegende zweite, übrigens selb-
ständige Teil der Einführung in die Nomo-
graphie ist für jeden Freund der zeich-
nerischen Lösung mathematischer Aufgaben
eine wertvolle Quelle interessanter An-
regungen. Den Astronomen interessieren
besonders die Tafeln auf S. 42 und 49. Es
lassen sich jedoch noch viele astronomische
Fluchtentafeln entwerfen, die Verf. nicht
einmal erwähnen konnte. [1136 Kr.
E. Hinselmann, Unveränderlichkeit oder
Veränderlichkeit der Lage der Erdachse?
Verlag von M. u H. Schaper, Hannover
1917 (62 S. mit 12 Abb. und 2 Tafeln).
Wie aus dem Untertitel hervorgeht, ist
die Arbeit „zur Richtigstellung und Recht-
fertigung der Lehre des Coppernikus
von der dritten Bewegung der Erde
(Deklinationsbewegung)" ausgeführt. Nun,
Leser, die sich an leichten Beispielen in
der selbständigen Auffindung von Trug-
schlüssen üben wollen, können das Heft-
chen dazu benutzen, dadurch mag . es
immerhin einen Zweck erfüllen. Wenn Ver-
fasser aber glaubt, daß die Wissenschaft
durch seine Darstellungen ihren „Irrtum"
einsehen wird — dann ist er im Irrtum.
[1130 P. H.
Herausgeber : Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40 Iii
Scbriftleitung : Paul Hügeler, Berlin SO 33, Schlesischestr. 21.
Gez. von E. Lein er.
Nr. 4.
Karten zur Beobachtung veränderlicher Sterne.
Das mittlere Quadrat enthält sämtliche Sterne der BD, die Randteile alle
BD-Sterne bis 9.0M einschließlich.
RR Geminorum: Ort für 1855.0: a = 7h 12m 18*
8= + 31° 9.0'
Elemente: 2416223.286 + 0.3972927d E; M-m = 0.050a.
Der Stern schwankt zwischen 9.7 und 10.6 Gr.
Sirius 1920, Heft 4.
Tafel III.
oy BT • 53~ 52'
1 1 1 f
22t
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■~AS ^,€5 ^.ZS -*.VS -*0S ^.6* «.8V
Gez. von E. Lein er.
Nr. 5.
Karten zur Beobachtung veränderlicher Sterne.
Das mittlere Quadrat enthält sämtliche Sterne der BD, die Randteile alle
BD-Sterne bis 9.0M einschließlich.
U Pegasi: Ort für 1855.0: a = 23h 50™ 34s
8 = + 15° 8.5'
ß Lyraestern.
Elemente: 2420072.575 + 0.37479^ E. Helligkeiten : M = 9.3, mt = 9.9,
m2 = 9.8
Sirius 1920, Heft 4.
Tafel IV.
Band 53
1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
Mai 1Q9H »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
mal l^U- Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Mdnat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Flut und Ebbe. (Fortsetz.) Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen.
S. 85. — Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln. (Schluß). Von
Dr. Alfred Berger in Wien. Mit 2 '1 afein. S. 91. — Jupiter, Saturn, Jupitermonde.
S. 93. — Der innere Aufbau der Sterne. Von Dr. Arnold Kohlschütter. S. 95,. —
Zur Statistik der Sonnenflecken S. 100 — Rundschau. S. 102. — Vermischte Beobachtungs-
nachrichten. S. 105. — Meinungsaustausch. S. 106. — Bücherschau. S. 107.
Flut und Ebbe.
Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen. (Fortsetzung)
N, für die das störende Gestirn im
Zenit oder Nadir stehend angenommen
wird, die Wassermassen des Meeres
ringsherum durch die horizontale Kom-
Da somit die Gleichgewichtstheorie,
die von der vertikalen Komponente
der fluterzeugenden Kraft ausgeht und
das Problem der Tidenlehre als ein hydro-
statisches auffaßt, selbst für den gün-
stigsten Fall, die Tiden des Äquators,
nur unbefriedigende Resultate ergab,
so hat man späterhin dieser Kompo-
nente jede Bedeutung und jede Wirkung
abgesprochen und sie völlig verworfen.
Man sah sich um so mehr dazu veran-
laßt, da bei weiterem Verfolg die Gleich-
gewichtstheorie für die Erklärung der Ti-
den auf mittleren und höheren geographi-
schen Breiten, die später noch zu be-
sprechen sind, immer mehr und größere
Schwierigkeiten sich ergaben. Man hat
dann eine andere Verwendung der flut-
erzeugenden Kraft erdacht, von der man
einen größeren Erfolg sich versprach.
Man brachte nämlich statt der verti-
kalen die horizontale Komponente der
fluterzeugenden Kraft in Anwendung
und dachte sich, daß im Sinne der neben-
stehenden Abb. 2 um die Punkte Z und
Sirius 1920.
Abb. 2
ponente in der Richtung der eingezeich-
neten kleinen Pfeile in Bewegung ge-
setzt, und so ein „Massentransport" des
Wassers nach den genannten Punkten
veranlaßt werde. Die verschiedene
Heft 5.
— 86 —
Größe der Pfeile soll die wechselnde
Stärke der horizontalen Komponente
bei verschiedenen Abständen von Z
und N andeuten. Dadurch soll dann
sowohl bei Z wie bei N der Gipfel eines
Wellenberges entstehen und auf dem
dazwischen gelegenen größten Kreise
Pt P2 Niedrigwasser hervorgerufen
werden. Um nun über die Größe der
horizontalen Komponente und ihre
Leistungsfähigkeit ein bestimmtes Urteil
zu gewinnen, soll diese hier genauer er-
örtert werden. Bezeichnet in Abb. 3 M
den Mondmittelpunkt und B den Erd-
mittelpunkt, so ist für einen beliebigen
Oberflächenpunkt p der Erde # der
Winkel, den der Erdradius B p mit der
Verbindungslinie B M bildet. Nach
M
Abb. 3
dem vorhergehenden wirkt dann im
Punkte p nach Abb. 1 zunächst die nach
dem Mondmittelpunkte gerichtete stö-
rende Kraft ein mit dem Betrage
121 cos A
Stellt nun wie vorher die Strecke p m
diese Kraft ihrer Größe nach dar, so
haben wir diese nun auf die durch den
Punkt p gezogene Tangente zu proji-
zieren, wodurch die Strecke pn erhalten
wird. Wie leicht zu • erkennen, ist p n
gleich p m sin es ist also die horizon-
tale Komponente bestimmt durch
3y
— — sin # cos
und kann nun für jede Größe des Win-
kels # leicht berechnet und bezüglich
ihrer etwaigen Leistungsfähigkeit näher
untersucht werden.
Für die nächste Umgebung der
Punkte Z und N ist der Winkel ■& sehr
klein, die horizontale Komponente ist
daher hier ebenfalls sehr klein und daher
wirkungslos, so daß hier, wo der An-
trieb und der Zufluß der ringsum be-
findlichen Wassermassen zum Aufbau
des Wellenberges am nötigsten ist, keine
Bewegung eintreten kann. Erst in
einem weiteren Abstände von Z und N
könnte mit wachsendem Werte von #
eine schwache Strömung hervorgerufen
werden. Nehmen wir z. B. # = 5° an,
so berechnet sich die Größe der horizon-
talen Komponente zu 1435 • 10~ 10 m.
Lassen wir die für die Leistungsfähig-
keit dieser Komponente sehr begünsti-
gende Annahme gelten, daß die in diesem
Abstände ringsum befindlichen Wasser-
teilchen unter dem Einflüsse dieses sehr
geringen beschleunigenden Antriebes
nach den Gesetzen des freien Falles,
also nach der bekannten Formel s =~gr/2
von p nach Z sich bewegen könnten, so
würde jedes dieser in 300 Seemeilen
von Z entfernt befindlichen Wasserteil-
chen in einer ganzen Stunde nur um
0,930 m dem Punkte Z sich nähern kön-
nen. Es hätte dann jedes dieser Teil-
chen nach dieser Zeit die äußerst ge-
ringe Geschwindigkeit von nur 0,5 mm
erlangt. Es ist schon daraus ersichtlich,
daß eine Wirkung im Punkte Z davon
— 87 -
nicht erwartet werden kann. Setzen
wir den Winkel ß gleich 10°, so stellt
sich der Betrag des durch die horizon-
tale Komponente veranlaßten Antriebes
auf 2869 • 10~ 10 m, und dadurch wür-
den die Wasserteilchen, die sich nun in
einer Entfernung von 600 Seemeilen
rings um Z und N befinden, in einer
Stunde nur um 1,832 m nach den ge-
nannten Punkten sich hinbewegt haben.
Ihre Geschwindigkeit würde nur 1 mm
in der Sekunde betragen. Das Maxi-
mum der horizontalen Komponente
tritt ein für # = 45°. Beschreiben wir
also mit dem sphärischen Radius von
45° Kreise um Z und N, so treffen wir
auf diejenigen Oberflächenpunkte, die
von den Scheiteln der Flutwellen um
2700 Seemeilen entfernt sind. Für die
hier befindlichen Wasserteilchen ist der
Betrag der horizontalen Kraftkompo-
nente gleich 8265 • 10 — 10 m, und bei
diesem Antriebe würden sich die be-
treffenden Wasserteilchen den Ober-
flächenpunkten Z und N nur um 5,356 m
in einer Stunde nähern können. Die
nach dieser Zeit erlangte Geschwindig-
keit würde nur 3 mm in der Sekunde
betragen. Betrachten wir die Erfolge
in den genannten Abständen inner-
halb 6 Stunden, also in der Zeit, die
zum Aufbau der Flutberge in Z und N
zur Verfügung steht. Die Wasserteil-
chen würden von ringsher nach diesen
Punkten drei Stunden mit beschleunig-
ter Geschwindigkeit, und darauf, da
nach sechs Stunden Stillstand eintreten
muß, drei Stunden mit verzögerter Ge-
schwindigkeit fortschreiten. Setzen wir
zunächst # = 5°, so würde unter dieser
Bedingung im ganzen eine Strecke von
16,740 m in sechs Stunden zurückgelegt,
und die nach drei Stunden erlangte
größte Geschwindigkeit betrüge nur
1,6 mm in der Sekunde. Für # = 10°
würden die betreffenden Größen gleich
32,970, und 3,5 mm, für & = 45° gleich
96,402 und 9 mm sein. Eine Strömung
von 9 mm Geschwindigkeit in der Se-
kunde, die also nur im günstigsten
Falle, unter Einwirkung des Maximums
der horizontalen Komponente und unter
Annahme einer sehr begünstigenden
Bedingung sich errechnen läßt, und
demnach in einer Stunde um 32 m fort-
schreitet, ist so gut wie unmerklich.
Dabei ist der Umstand zu berücksich-
tigen, daß die Oberflächenpunkte Z und
N im Vergleich zu den genannten Ge-
schwindigkeiten wie im Fluge über das
Meer dahin eilen, und in einer Stunde
um 900 Seemeilen fortschreiten. Wie
nun vcn in so gioßen Entfernungen ein-
setzende, äußerst langsam sich entwik-
kelnde und schwache Strömungen auf
die mit großer Geschwindigkeit fort-
schreitenden Punkte Z und N eine Wir-
kung erwartet werden kann, ist meines
Erachtens nicht einzusehen. Dabei
kommt auch noch weiterhin der Um-
stand in Betracht, daß die, die zusam-
menhängende Erstreckung des Welt-
meeres unterbrechenden Kontinente,
die Strömungen aufheben und niemals
zur vollen Entwicklung gelangen lassen.
Wenn wir dagegen sehen, daß in
der Natur dieTidtnströmungen mit sehr
viel größeren Geschwindigkeiten auf-
treten, und daß in je sechs Stunden die
Wassermassen um mehrere, vielleicht
bis zu 10 km im Flut- und Ebbestrome
hin und her getrieben werden, so ist die
Schlußfolgerung berechtigt, daß die ho-
rizontale Komponente der störenden
Kraft des Mondes, und damit der New-
tonsche Kraftfaktor, aus dem sie abge-
leitet ist, viel zu schwach sind, um diese
großartigen Umlagerungen der Wasser-
massen und die dabei auftretenden Ge-
schwindigkeiten verursachen zu können.
Die horizontale Komponente der stören-
den Kraft der Sonne ist noch viel ge-
ringer, als beim Monde, und es ist des-
halb überflüssig, darüber weitere Unter-
suchungen anzustellen.
Wäre in der Natur die horizontale
Komponente der störenden Kräfte in
Wirklichkeit die Ursache der Tiden, so
— 88 -
müßte an den Zenit- und Nadirpunkten
je ein nach allen Seiten hin gleichmäßig
abfallender Wellenberg entstehen, und
der Tidenhub müßte an den genannten
Oberflächenpunkten höher sein, als an
irgend einem anderen Erdorte. Die
Beobachtung weiß aber von einem so
gestalteten Flutberge nichts zu berich-
ten. Die Flutwelle tritt vielmehr stets
in lang gestreckten Wellenzügen auf,
und an den Zenit- und Nadirpunkten
ist der Tidenhub durchschnittlich nicht
größer, als an weit davon entfernten
Erdorten, an denen die Höhe des Mondes
bei der Kulmination eine sehr viel ge-
ringere ist.
Aus dem Vorhergehenden müssen
wir die berechtigte Folgerung ziehen,
daß die horizontale Komponente bei
streng kritischer Prüfung vollständig
versagt, und daß im Gegensatze dazu
die Verwendung der vertikalen Kom-
ponente der störenden Kraft rationeller
und vorteilhafter sich stellt. Denn es
läßt sich, wenn das Ergebnis auch ein
dürftiges ist, immerhin etwas daraus
berechnen, was bei der Verwendung der
horizontalen Komponente ganz ausge-
schlossen ist. Aus der letzteren läßt
sich gar nichts berechnen, und das ist
vielleicht der Grund, daß man dieser
den Vorzug gab, indem man sich aus
dem angeblichen „Massentransport" der
Wassermassen einen größeren Erfolg
versprach. Bezüglich der vertikalen
Komponente würde man in jedem ande-
ren Falle, wenn unter denselben kos-
mischen Bedingungen eine Gleichge-
wichtsstörung auf einen Massenpunkt
sich geltend macht, unbedingt die Fol-
gen ziehen, daß derselbe nach der je-
weils bedingten neuen Gleichgewichts-
lage hinstrebt. Bei der Verwendung der
vertikalen Komponente hat man zudem
den Vorteil, daß das Maximum der flut-
erzeugenden Kraft immer an den Zenit-
und Nadirpunkten sich geltend macht,
mit derselben Geschwindigkeit wie diese
fortschreitet, und an den Orten des Be-
darfes am stärksten zur Geltung gelangt,
während die horizontale Komponente
erst in weiter Entfernung davon eine
nur schwache und damit erfolglose Wir-
kung ausübt.
Die vorstehenden Ausführungen be-
ziehen sich im wesentlichen nur auf den
Äquator, für den die Sachlage die gün-
stigste ist. Verfolgen wir die weiteren
Schlüsse, die nach dem Newtonschen
5
Abb. 4
Flutprinzipe für die nord- und südwärts
vom Äquator gelegenen Hemisphären
zu ziehen sind, so wird die Sachlage
noch viel mißlicher. Steht die Sonne
oder der Mond in der Ebene des Äqua-
tors, so muß die Flutwelle nord- und
südwärts mit wachsender geographischer
Breite erst langsam, dann immer rascher
abnehmen. Die bei Abb. 1 für den Äqua-
tor gezogenen Schlüsse gelten unver-
ändert für jeden größten Kreis, der auf
der Erdoberfläche durch jede, durch a b
gehende schneidende Ebene erzeugt
wird. Die ganze Erde, zunächst als
Wassersphäroid oder als von einem zu-
sammenhängenden Meere umgeben ge-
dacht, verwandelt sich in der bekannten
Weise in ein Rotationsellipsoid, dessen
große Achse nach dem betreffenden
störenden Gestirne gerichtet ist. Um
die weiteren Ausführungen zu veran-
schaulichen diene Abb. 4. Während bei
Abb. 1 die Ebene der Zeichnung mit
der Ebene des Äquators zusammenfällt,
steht hier die Ebene der Zeichnung
rechtwinklig zur Ebene des Äquators.
Die Buchstaben n und s bezeichnen
Nord- und Südpol, a und b den zur
Linie verkürzten Äquator. Wie bei
Abb. 1 die Erhebung der Flutwelle
vom Punkte a aus nach beiden Seiten
mit cos2 L abnimmt, wenn L den Stun-
denwinkel der Sonne bezeichnet, so
nimmt also auch mit wachsender geo-
graphischer Breite B nördlich und süd-
lich der Tidenhub beiden Stundenwin-
keln 0h und 12*' mit cos2 B ab. Wie
aus Abb. 4 ersichtlich ist, erhebt sich
auf dem durch c d angedeuteten Par-
allelkreise der Scheitet der Flutwelle zu
geringerer Höhe, als am Äquator. Wenn
nun schon, wie nachgewiesen ist, am
Äquator der Tidenhub nach dem New-
tonschen Flutprinzip nur ein geringer
sein kann, so könnte z. B. an der Küste
von England, also in der nördlichen
Breite von 50° bis 58°, wenn das stö-
rende Gestirn in der Ebene des Äqua-
tors steht, nur ein erheblich geringerer
Tidenhub bemerkbar sein. Im Atlan-
tischen Oceane aber treten die Tiden
am Äquator sowohl wie in den genann-
ten und selbst in noch höheren Breiten
in gleicher Größe auf, und es gibt kein
Gesetz, welches in der Natur die Größe
der Flutwelle nach der geographischen
Breite regelt. Im Gegensatze zu der in
Abb. 4 veranschaulichten Sachlage tre-
ten an den Küsten von England sehr
ansehnliche Flutwellen auf, wie dies
z. B. die Zahlen in dem nautischen
Jahrbuche von 1919 auf Seite 256 und
<len folgenden zeigen. Aus diesen ergibt
sich ein mittlerer Schwingtidenhub von
5 m, also ein mittlerer Tidenhub von
etwa 33/4 m> und am Äquator ist im
Durchschnitt die Flutwelle nicht größer.
Um trotz der geringen Leistungs-
fähigkeit des Newtonschen Kraftfak-
tors die bedeutende Höhe der Flut-
welle an der Küste zu erklären, nahm
man an, daß die Welle auf hoher See
nur klein sei, mit der Annäherung an
die Küste aber bedeutend wachse. Um
diese Frage zutreffend beurteilen zu
können, müssen wir hier an den Unter-
schied zwischen erzwungenen und freien
Wellen erinnern. Die ersteren sind solche
Wellen, die ununterbrochen unter dem
Zwange äußerer Kräfte stehen und von
diesen in ihrem ganzen Verhalten be-
stimmt werden. Freie Wellen sind da-
gegen solche, die nach einem äußeren
Anstoße ihr Verhalten nur nach den
Gesetzen der Wellenbewegung regeln,
ohne dabei weiter von äußeren Kräften
beeinflußt zu werden. Nach theore-
tischen Untersuchungen soll nun die
Wellenhöhe beim Übergange aus tiefem
in flaches Wasser umgekehrt wie die
vierte Wurzel aus der Tiefe zunehmen.
Dieses Gesetz gilt aber nur für die freie
Welle. Es liegt aber meines Erachtens
kein Anlaß vor, die an der frei und offen
liegenden Küste auflaufende Flutwelle
als freie zu betrachten. Abgesehen von
vereinzelten Ausnahmen ist im allge-
meinen die Flutwelle als die normale er-
zwungene Welle zu betrachten, und für
diese gilt das eben genannte Gesetz
nicht.
Aus dem Newtonschen Flutprinzipe
ergibt sich noch eine andere Folgerung,
die wir hier näher zu erörtern haben.
Wie schon erwähnt wurde, muß die
große Achse des zum Rotationsellipsoide
deformierten Wassersphäroides immer
nach dem betreffenden störenden Ge-.
stime gerichtet sein. Abb. 5 stellt nun
die Sachlage dar, wenn der Mond nicht
in der Ebene des Äquators a b, sondern
außerhalb dieser im Maximum der ver-
änderlichen Deklination sich befindet.
Der Winkel M E a ist durchschnittlich
— 90 —
gleich 23,5°, die Achse des Elliploides
ist nach M gerichtet. Aus der Abbildung
ist sogleich zu ersehen, welche bedeu-
tende Änderung der Fluterscheinungen
für den Parallelkreis c d in diesem Falle
eintritt. Während bei der Stellung des
M
Abb. 5
Mondes in der Ebene des Äquators
zwei im wesentlichen gleiche Halbtags-
tiden stattfanden, tritt nun im Verlaufe
eines Mondtages nur einmal Hochwasser
dann ein, wenn für den im Punkte c
gedachten Beobachter der Stunden-
winkel des Mondes gleich 0h ist. Nach
Verlauf eines halben Mondtages tritt
für den Beobachter, wenn er inzwischen
nach dein Punkte d angelangt und für
ihn der Stundenwinkel des Mondes nun
gleich 12h ist, Niedrigwasser ein. Auf
dem Parallelkreise c d tritt also während
eines Mondtages nur einmal Hochwasser
und einmal Niedrigwasser ein, es findet
nur einmal Flut und einmal Ebbe statt.
Diese Erscheinung der Eintagstide
müßte noch deutlicher hervortreten,
wenn zur Zeit der Solstitien Neu- und
Vollmond eintritt, da dann beide stören-
den Gestirne vereint in dem angegebe-
nen Smne ihre Wirkung geltend machen.
An den Küsten von England und allge-
mein an den Küsten des nördlichen
Europas müßte diese Erscheinung stark
ausgeprägt zu beobachten sein, gleich-
gültig, ob man die vertikale oder die
horizontale Komponente der fluterzeu-
genden Kräfte in Anwendung bringt.
Bei Annahme des Newtonschen Flut-
prinzipes ist diese Folgerung unweiger-
lich notwendig, und sie kann nicht um-
gangen werden. Von einer solchen fun-
damentalen Änderung der Fluterschei-
nungen, die mit wachsender Deklina-
tion des betreffenden störenden Ge-
stirnes aus Halbtagstiden in Eintags-
tiden allmählich übergehen müßten, ist
aber selbst in höheren geographischen
Breiten nichts zu bemerken. Auch
beim Maximum der Deklination des
Mondes treten, wenigstens im Atlan-
tischen Ozean im wesentlichen nicht
anders geartete Tiden auf, als wenn der
Mond in der Ebene des Äquators sich
befindet.
Diese Folgerung bildet eine der
größten Schwierigkeiten der Newton-
schen Fluttheorie, und um sie zu besei-
tigen, nahm man, ohne einen Grund an-
zuführen und völlig willkürlich an, daß
die Tiden in der theoretisch geforderten
Form auf den mittleren und höheren
geographischen Breiten überhaupt nicht
zustande kämen. Man stellte dann die
Hypothese auf, daß nur am Äquator
eine Flutwelle entstände, die dann nord-
und südwärts von der Ursprungsstelle
fortschreite und dadurch auf den Par-
! allelkreisen bis in hohe geographische
j Breiten stets nur Halbtagstiden hervor-
rufe. So ist es allgemein und als selbst-
verständliche Auffassung üblich ge-
worden, auch für die Tiden der höheren
Breiten nur die Tiden des Äquators gel-
ten zu lassen. Dabei ließ man im Wider-
spruch mit physikalischen Gesetzen
gänzlich außeracht, daß die Flutwelle
des Äquators auf dem weiten Wege vom
Orte ihrer Entstehung bis in höhere
Breiten bis zu völliger Unmerklichkeit
— 91
abnehmen mußte. Auch neigte man
wohl der Ansicht zu, daß der Atlantische
Ozean zur Erzeugung einer selbstän-
digen Flutwelle überhaupt zu klein sei,
und von dieser Ansicht ausgehend, ver-
legte man den Ursprung der Flutwelle,
diese als freie Welle betrachtend, noch
weiter bis in den großen Ozean zurück,
aus dem sie auf dem Umwege um
Südafrika oder Südamerika in den At-
lantischen Ozean gelangen sollte. Da
1 aber selbst Landseen, wie z. B. der
Michigansee in Nordamerika eine deut-
lich ausgesprochene und genau gemes-
sene Flutwelle von 7 cm zeigt, so muß
man selbstverständlich den Atlantischen
Ozean zufolge seiner sehr viel größeren
Ausdehnung für durchaus befähigt hal-
ten, eine ursprüngliche und bedeutende
Flutwelle hervorzubringen.
(Fortsetzung folgt.)
Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln.
Von Dr. Alfred Berger in Wien.
Mit 2 Tafeln. (Schluß)
Die folgende Arbeit ist wesentlich
einfacher. Wir stellen aus dem 2 mm
starken Winkeleisen durch Aussägen
der Winkel in bekannter Weise die
Hälfte eines 16-Eckes her, so daß zuerst
eine halbe, dann sieben ganze und zum
Schluß wieder' eine halbe Seite folgt.
Der Radius des umgeschriebenen Krei-
ses dieses 16-Ecks ist aber nicht 1.5, son-
dern entspricht der Hälfte der Geraden
A A in Abb. 6. Diesen Teil benötigen
wir in vier Stücken. Je zwei werden
aneinandergelegt und mit dem Feilklo-
ben oder Zwingen zusammengespannt.
Aus demselben Winkeleisen fertigen wir
uns 12 cm lange Stücke, welche durch
Zusammenbiegen im Schraubstock auf
die Form der Abb. 7 gebracht werden.
Diese Laschen werden an den Stellen,
wo das Winkeleisen geknickt wurde,
über die beiden zusammengelegten
Schenkel gezogen und mit zwei Mutter-
schrauben befestigt. Abb. 8 erläutert
das Gesagte. Solche Laschen werden
an allen Knickstellen angebracht und
hierdurch je zwei Winkeleisen fest mit-
einander verbunden. . Hat man zwei
solche ,, Gurten" hergestellt, so werden
sie mit den Enden in je zwei Eckpunkte,
welche zwei gegenüberliegenden Seiten
des 16-Ecks angehören, eingesetzt und
mit je zwei Schrauben befestigt. Nor-
mal auf diese werden vier weitere Gur-
ten aus je zwei Winkeleisen gefertigt,
welche jedoch nur aus drei ganzen und
einer halben Seite bestehen. Es folgen
endlich noch vier weitere kurze Gurten,
wie die Abb. 6a und 6b erkennen lassen.
Dort, wo zwei Stücke zusammenstoßen,
wird überall gehörig Schenkel auf Schen-
kel gebohrt und verschraubt und endlich
zur horizontalen Verbindung von Knick
zu Knick einfaches Winkeleisen benutzt,
welches in Stücke entsprechender Länge
gesägt und an den entsprechenden Stel-
len mittels Schrauben befestigt wird.
Hierbei wird nur zwischen den ersten
beiden Gurten jener Raum freigelassen,
welcher für den Spalt bestimmt ist und
sich über vier ganze und ein halbes Feld
erstreckt. Entlang des Spaltes werden
auf der Oberseite der Gurten auf beiden
Seiten zwei entsprechend geknickte Win-
keleisen mit nach oben gerichtetem
Schenkel als Anschlag für die Spalttür
aufgeschraubt. Damit ist das eigent-
liche Gewölbe der Kuppel hergestellt
und es erübrigt nur noch die Herstellung
der Spalttür und der Laufschiene.
Die letztere fertigt man sehr ein-
fach, indem man zwei Bandeisen von je
4 mm Stärke gegeneinander um etwa
1 m versetzt, um einen Kranz von Nä-
geln, wie schon bekannt, mit 1,5 Radius
— 92 —
herumiegt und fortlaufend in etwa 30
bis 40 cm Abstand beide Bandeisen
durchlocht und verschraubt. Setzt man
die fertige Laufschiene unter den Rollen-
kranz, so wird, wenn alles gehörig genau
ausgeführt ist, die Kuppelkonstruktion
spielend leicht drehbar sein. Eventuelle
Hemmungen und Spannungen müssen
durch genaues Nachsehen der Ursachen
dieser Störungen unter allen Umständen
beseitigt und ein leichter und hem-
mungsloser Gang sichergestellt werden.
Die Herstellung der Spalttür erfolgt
in der Weise, daß wir zunächst zwei Gur-
ten aus doppeltem Winkeleisen von
2 mm Stärke fertigen. Die Gurten ent-
halten eine halbe, drei ganze und endlich
eine Seite von anderthalbfacher Länge.
Hierbei wird man zu jeder Seite noch
etwa 0.5 bis 1 cm zugeben müssen, da-
mit die Knicke der Spalttür genau über
jenen des Spaltes zu stehen kommen.
An Stelle der Winkeleisen für die Hori-
zontalverbindung der Gurten verwenden
wir hier jedoch Bandeisen. Die Spalt-
tür läuft unten und oben auf je zwei
Kugellagerrollen, welche unten zwischen
zwei zu einem f"| verschraubten Winkel-
eisen befestigt sind (Abb. 9), während
am Ende des obersten horizontalen Fel-
des der Tür einfach zwei parallel aufge-
schraubte Winkeleisen zur Aufnahme
der Rollen dienen (vgl. Abb. 10). Die
Führung der Rollen geschieht unten auf
dem einen Schenkel eines an die Gurten
der Spaltöffnung angeschraubten |~|-
Eisens (Abb. 6b). Oben laufen die Rollen
in einem rechteckigen Rahmen (Abb. 1 1),
welcher ein Ausspringen der Tür absolut
ausschließt. Der Rahmen ist an den
Gurten nach Verwendung geeigneter
Unterlagen in vertikaler Richtung mit-
tels Schrauben befestigt. Für die Her-
stellung der unteren Laufschiene und
des rechteckigen Rahmens verwenden
wir das 3 mm starke Winkeleisen. Die
geeignete Stelle für die Befestigung des
rechteckigen Rahmens wird man am
besten durch Versuche ermitteln. Die
Schenkel der Tür müssen sich an die
auf die Gurten aufgesetzten Schenkel
bei geschlossener Tür genau passend an-
legen und im übrigen die Spalttür ganz
leicht auf und zu gleiten. Daß ich die
oberste horizontale Fläche der Spalt-
tür über das Ende des Spaltes ein gutes
Stück hinausgehen lasse, hat seinen
Grund in dem Umstand, daß hierdurch
Eintreiben von Schnee verhütet wird.
Um diesen Zweck noch vollkommener
zu erreichen, wird oben am rechteckigen
Rahmen ein genügend großes und ge-
eignet gebogenes starkes Blech ange-
schraubt, welches frei über das Ende
der Spalttür hinweggeht und an der
Holzschalung der Kuppel angenagelt
wird.
Ist die Eisenkonstruktion fertig-
gestellt, dann wird alles zerlegt und an
der Baustelle montiert. Ich war in der
glücklichen Lage, an meinem Hause
einen Turm zu besitzen, welcher sich für
den Zweck, den er jetzt erfüllt, vorzüg-
lich eignete. Der Leser, der einen Kup-
pelbau beabsichtigt, wird ja stets genau
wissen, über welchen Raum die Kuppel
zu stehen kommt, und ich will demnach
annehmen, die Kuppel sei an Ort und
Stelle gebracht und montiert.
Für die Deckung der Kuppel ver-
wendete ich 25 cm breite, 1 cm starke
Bretter. Sie wurden entsprechend der
Größe der einzelnen Felder geschnitten
und mit je vier Mutterschrauben an dem
Winkeleisen befestigt. Hierbei ist es
durchaus nicht nötig, das Winkeleisen
zu durchbohren, sondern man führt die
Schrauben an diesem vorbei hindurch
und sorgt an der Innenseite durch ge-
nügend breite Unterlagscheiben für ent-
sprechende Auflage der Schrauben-
mutter. Nur bei der Spalttür wird man
die Schrauben besser durch Holz und
Eisen ziehen, um größere Festigkeit
gegen seitliche Verziehung zu erzielen.
Ist die Holzschalung an der Außenseite
der Kuppel vollendet, dann wird das
Holz mit Karbolineum, die Eisenkon-
— 93 —
struktion mit Ölfarbe zweimal ge-
strichen und die Kuppel mit 1.5 bis
2 mm starker Ruberoidpappe gedeckt.
Für die Herstellung von Wetterschenkel
und Wasserablauf sind die örtlichen
Verhältnisse zu sehr maßgebend, als daß
ich hierüber Vorschläge machen könnte.
Diese kleinen Ergänzungen werden wohl
am besten dem Handwerker überlassen.
Ich will nicht unterlassen, die
Kosten meiner Kuppel im nachfolgen-
den aufzuführen.
Winkel- und Bandeisen . . .
12 Kugellagerrollen
Schraubenmaterial
Ölfarbe und Karbolin eum . .
Holzmaterial
Ruberoidpappe
Diverses Material, Bohrer, Sägen
K 135
60
85
72
60
36
100
Sa.: K 548
Hierbei kamen die Kriegspreise des
Jahres 1917 in Betracht. Man wird Viel-
leicht der Ansicht sein, daß bei Verwen-
dung von T-Eisen statt der Winkeleisen
eine wesentliche Ersparnis an Arbeit zu
erzielen wäre. Diese Ansicht ist aber aus
dem Grunde irrig, weil bei dem Mangel
an maschinellen Behelfen die Bearbei-
tung von schwachen Winkelprofilen
weit weniger Mühe verursacht als die
von T-Eisen, weil dieses in den für uns
in Betracht kommenden Dimensionen
nur in Wesentlich größerer Stärke in
den Handel kommt. Ich will endlich
nicht unterlassen, darauf hinzuweisen,
daß ich die einzelnen kleinen Details,
wie Sperrung der Spalttür, Bewegung
der Spalttür mittels Rollenzug, Sturm-
sicherung der Kuppel, Abdichtung gegen
Zugluft u. a. nicht im einzelnen be-
sprechen will, da sie sich aus persön-
lichen und lokalen Bedürfnissen von
selbst ergeben. Im übrigen bin ich jeder-
zeit bereit, im einzelnen mit weiterer
Aufklärung zu dienen.
Ich brauche wohl nicht darauf hin-
zuweisen, daß in Anpassung an spezielle
Zwecke an der Konstruktion der Kup-
pel Änderungen mannigfacher Art vor-
gesehen werden müssen. So bedingt
z. B. die Ausrüstung des Refraktors mit
astro -photographischen Instrumenten
unter allen Umständen eine größere
Spaltbreite. Abänderungen dieser und
anderer Art an der Konstruktion sind
jedenfalls unschwer zu berücksichtigen.
Ich will endlich nicht verschweigen, daß
der Bau der Kuppel ein gewisses Maß
von Ausdauer erfordert, da dieselbe Ar-
beit, derselbe Handgriff immer und
immer wieder gemacht werden muß. Da
ich jedoch selbst keinerlei Vorkenntnisse
oder Schulung in solchen rein manuellen
Arbeiten besitze und der gute Wille alles
andere ersetzen mußte, kann ich nicht
daran zweifeln, daß der Bau der Kuppel
auch anderen gelingen muß und ge-
schickteren Händen sicherlich noch besser
als mir, wenngleich ich, wie eingangs er-
wähnt, alle Ursache habe, mit meinem
Resultat zufrieden zu sein. [io85
Jupiter, Saturn,
Jupiter hat in den 15 Monaten der
Unterbrechung seiner Beobachtung
in Landstuhl eine so gründliche Wand-
lung durchgemacht, daß man sich beim
ersten Anblick fragte, ob nicht N und S
vertauscht sei. Seit Jahrzehnten war
der N-Gürtel die Gegend der nie aus-
setzenden Umwälzungen und der S-
Gürtel blieb mit der bekannten Bucht
Jupitermonde.
und dem Großen Fleck immer von
gleicher Breite und Färbung. Nun ist
dieser S-Gürtel als solcher ganz ver-
schwunden. Sein N-Rand ist noch gut
sichtbar vorhanden, der S-Rand aber
meist so verblaßt, daß er mit Mühe ge-
sehen wird; doch kommen hier wie dort
Wolkenballen vor und die frühere, helle
Zwischenlinie ist zum sehr hellen, flocki-
— 94 —
gen Räume verbreitert. Erst das ST-
Band oder gelegentlich sein Begleiter
SSTB tritt wieder stärker hervor. So-
dann befinden sich ein SAB und ein
deutlicher Rand der SP-Kappe an der
Grenze der Wahrnehmbarkeit. Ein EB
ist beiderseits zerfranst und von Flecken
und Bogen begleitet. — Der N-Gürtel
ist am N-Rande mit einzelnen, tief braun-
roten Flecken begleitet oder unter-
brochen, von denen gewöhnlich zarte
Girlanden in die NTrZ hineinragen. Das
NTB und NNTB sind ziemlich gleich an
Zartheit und Breite; dem NAB folgt
gelegentlich ein NNAB als feine Linie
und die Polkappe setzt sehr zart an. —
Innerhalb beider Gürtel am Rande der
EZ treten allein starke und wohlbe-
grenzte Flecke auf, die sich zur Fest-
stellung der Eigenbewegung benützen
lassen; ebenso gibt es eine Reihe sehr
gut begrenzter, heller Flecke. Aber
auch höhere Breiten zeigen erreichbare
Knoten, wenn auch diebisherigeschlechte
Luft sie am Medial nur gerade erkennen
ließ. Es würde sich aus mehreren Grün-
den empfehlen, wenn Beobachter des
Planeten uns ihre Auffassung des heu-
tigen Oberflächenzustandes zugänglich
machen wollten. Jedenfalls ist Aufmerk-
samkeit geboten, wie sich die Dinge be-
sonders im ehemaligen S-Gürtel gestal-
ten werden. Außerdem sei gesagt, daß
Beobachtungen des Vorübergangs ein-
zelner so gut sichtbarer Flecke durch den
mittleren Jupitermeridian von großem
Werte sind, wenn sie mit guter MEZ ver-
folgt werden.
Saturn weist wieder eine so schmale
Ringfigur auf, daß die ganze Äquator-
zone des Planeten frei liegt und auch der
nördliche graue Gürtel zu sehen ist.
Der S-Gürtel scheint doppelt zu sein,
und zwar mit einer sehr zarten S- Kom-
ponente, die nur hier und da aufblitzt.
Ein besser sichtbares TB ist auf beiden
Halbkugeln vorhanden; sodann ist die
Polkappe beiderseits bestimmt abge-
setzt. Ob am 3. Februar ein etwas
,, helleres" Polfleckchen im S wirklich
vorhanden war, kann ich nicht genau
ausmachen; es schien wenigstens so.
Zwischen Ring und N-Gürtel lag ein
Teil der hellen E.Z., etwas breiter als
der N-Gürtel selber erschien. Da aber
die wahren Größen ungemein gering
sind, hier z. B. etwa 0.6", so muß man
sich mit vergleichenden Abschätzungen
begnügen. — Nur die E.Z. erschien fahl-
gelblich; alle übrigen Teile der Kugel
waren zart senfgrünlich oder vom Tone
der trockenen Wasserfarbe Gummigutt.
Die Ringfläche im ganzen, besonders der
B-Ring, war wesentlich heller; A fiel
von der deutlichen Cassinilinie an im
Tone ab; entweder war die Enckelinie
wirklich sichtbar, was ich glaube, oder
A war außen noch etwas düsterer. C
war gut sichtbar. — Das nördlichste
Säumchen des Ringschattens war noch
sehr schmal zu sehen ; Breite vermutlich
0.2b". Die Kugel warf auch einen
Schlagschatten auf die westliche Ring-
seite, der geometrisch genau richtig er-
schien. — Bei diesen Beobachtungen
war die Luft zwischen 1 und 2 wechselnd
und die Vgr. 305fach bei 30 cm Öffnung.
Saturn hätte bei höherem Stande als
um 10h wohl auch ruhigere Bilder ge-
geben.
Jupitermonde. Am 3. Februar war
bei Luft 2 und wechselnd etwas besser
schon an Vgr. 305 aufgefallen, daß III
ungleich hell erschien. Vgr. 626 be-
stätigte die Vermutung: III zeigte schon
ein N-Polfieckchen und einen um die
Polzone beginnenden, fast bis an den
S-Rand reichenden, trichterförmig zuge-
spitzten Keilfleck, vielleicht von un-
regelmäßiger Seitenbegrenzung. — IV
hatte im N und S kleine Polflecke, auch
quer von NO bis SW durch die Scheibe
ein mattes Band.
Am 4. Februar begegneten
sich II und III so, daß III hinter II
vorüberzog. Es schien die Mitte von Ii
über dem verdeckten S-Rande von III
zu liegen und die so geformte Birne hatte
— 95 —
mit II eine glänzende Spitze, so
daß der große Helligkeitsunterschied
geradezu auffällig war. Elf Lagen-
schätzungen der Monde ergaben die
wahrscheinliche Konjunktion um
9h3m458 oder 558, wobei die K. selber
9h0m45s beobachtet war. Die Monde
waren völlig rund, nur in Augen-
blicken schwirrender Luft konnte ein
schwacher Eindruck entstehen, als
ob III wegen des hellen Polflecks ein
wenig verlängert wäre. Da jetzt wieder
die Zeit anbricht, in der lange Monate
hindurch solche teilweise und voll-
ständige Bedeckungen sich ereignen,
so müßten alle Fernrohrbesitzer auf
solche Gelegenheiten scharfes Augen-
merk haben. Vgr. zwischen 150 und 200
genügen völlig, das Schauspiel zu ge-
nießen. Für die vergrößerten Beugungs-
scheibchen der Monde in kleineren Fern-
rohren sind solche Ereignisse sogar noch
öfter zu erwarten als für große Rohre
mit genauerer Begrenzung der Mond-
scheiben.
Besonders eindrucksvolle Beobach-
tungen gelangen am 19. Februar. Es
standen zwei Finsterniserscheinungen
bevor, wobei die Austritte von III und I
aus dem Jupiterschatten zur Uhr-
kontrolie dienten. Ebenso waren Be-
deckungen von IV durch II und von III
durch i zu erwarten. Die erstere gewinnt
dadurch an Bedeutung, daß sie infolge
der fast gleichen scheinbaren Bewegun-
gen von 8h25m bis lCh17m hingezogen
wurde und in ihrem ganzen Verlauf von
der ersten bis zur letzten Ränderbe-
rührung zwei und eine halbe Stunde ge-
dauert haben dürfte, gewiß ein sehr
seltenes Ereignis, das sich bei 626facher
Vgr. auch ungemein anziehend gestal-
tete. Dabei ging II etwas südlich der
Mitte von IV vor diesem vorüber. Um
9h25m und 10M9m tauchte ein kleines,
helles N-Polfleckchen auf diesem auf. —
Inzwischen hatte sich unerkannt
eine sonderbare Mondfinsternis ent-
wickelt, diesmal nämlich durch I auf III
hervorgerufen. In unruhiger Luft er-
schien III wie mit abgeschnittener N-
Polkappe — von etwa 50° Nordbreite
an; allein unter besseren Umständen
war ein prächtiger, schwarzer Halbkreis
über dem N-Rande von III zu sehen, der
sich nach 10m, bis zur Unsichtbarkeit
abnehmend, zum ONO-Rande verschob.
Es wäre wissenswert, ob jemals der-
gleichen anderswo beobachtet worden
ist. [n623 Ph. Fauth.
Der innere Aufbau der Sterne.
Bericht über die Arbeiten von A. S.Eddington betreffend das Strahlungsgleichgewicht1).
Von Dr. Arnold Kohlschütter, Potsdam.
Nachstehende Ausführungen entneh-
men wir mit besonderer Genehmigung des
Herrn Verfassers der bekannten Zeitschrift
„Die Naturwissenschaften" (1919, Heft 5,
6). Abgesehen von geringfügigen Ände-
rungen, die durch das Ubergehen dermathe-
matischen Stellen notwendig wurden, ist der
Aufsatz wörtlich wiedergegeben. Schriftl.
x) A. S. E d d i n g t o n, On the Ra-
diative Equilibrium of the Stars. Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 77, S. 16 und S. 596, November 1916
und Juni 1917.
Ferner: A. S. Eddington, The
Interior of a Star, Scientia Vol. XXIII, Ja-
nuar 1918.
1. Die älteren Theorien.
Die älteren Theorien über den inne-
ren Aufbau der Sterne haben sich
wenigZutrauen erringen können. Man be-
trachtete diese Theorien als schöne, in
sich geschlossene, theoretische Bau-
werke. Galt es jedoch die Frage, wie
weit diese errechneten Modelle nun auch
die tatsächlichen Verhältnisse im In-
nern eines Sternes darstellen würden, so
konnten sehr wohl bedenkliche Zweifel
geltend gemacht werden. Die Grundlagen
dieser Theorien schienen zu willkürlich.
— 96 —
Was waren diese Grundlagen? Der
£ustand eines Gases — die Materie im
Innern von selbstleuchtenden Sternen
kann wegen der hohen Temperatur trotz
großen Druckes als gasförmig angesehen
werden — ist durch die drei Zustands-
größen Druck, Temperatur und Dichte
bestimmt, und die Aufgabe der Theorie
liegt darin, für jeden Punkt im Innern
des Sternes diese drei Zustandsgrößen
zu bestimmen. In bezug auf die geo-
metrische Gestalt des Sternes kann man
zunächst eine Vereinfachung des Proble-
mes herbeiführen. Die einzige Gleich-
gewichtsform einer ruhenden Gas-
masse, auf welche keine Kräfte von
außen einwirken, ist die Kugel, daher
muß in dem einfachen Fall eines allein-
stehenden, nicht rotierenden Sternes
seine Gestalt kugelförmig sein, die
Flächen konstanten Druckes, konstanter
Temperatur und konstanter Dichte sind
konzentrische Kugelflächen, und die
Aufgabe des Problemes besteht darin,
den Verlauf der Zustandsgrößen als
Funktion des Kugelradius darzustellen,
Da wir drei unabhängige Zustands-
größen haben, nämlich Druck, Tempera-
tur und Dichte, erfordert jede Theorie als
Grundlage drei unabhängige Gesetze,
deren jedes eine Beziehung zwischen den
Zustandsgrößen geben muß. Als erstes
dieser Gesetze haben alle Theorien ge-
meinsam das Gesetz des mechanischen
Gleichgewichtes. Auf einem jeden
Massenelement im Innern des Sternes la-
stet infolge der allgemeinen Schwere-
anziehung das Gewicht der darüber
liegenden Gasmassen. Auf das Massen-
element wird daher von außen her
ein bestimmter Druck, der Gravitations-
druck der darüber liegenden Massen,
ausgeübt, und das Gesetz des mecha-
nischen Gleichgewichtes fordert, daß der
innere Gasdruck in dem Massenelement
gerade diesem von außen wirkenden Gra-
vitationsdruck das Gleichgewicht hält.
Das zweite der Gesetze, welches auch
alle Theorien in gleicher Weise be-
nötigen, ist eine Zustandsgieichung der
Materie bzw. der Gase, d. h. eine
Gleichung, welche eine physikalisch all-
gemein gültige Beziehung zwischen den
drei Zustandsgrößen Druck, Tempera-
tur und Dichte darstellt. Man hat für die
Anwendung auf Sterne bisher fast aus-
schließlich die Zustandsgieichung der
idealen Gase zugrunde gelegt, welche
ausdrückt, daß der Druck eines Gases
proportional seiner Temperatur und pro-
portional semer Dichte ist. Diese Zu-
s andsgleichung stellt das Verhalten der
wirklichen Gase nur genähert dar, und
schon in dem Bereich von Druck und
Temperatur, innerhalb dessen wir im
Laboratorium Versuche anstellen und
Messungen ausführen können, zeigen sich
große Abweichungen. Am besten ist das
Verhalten wirklicher Gase durch die
Zustandsgieichung der idealen Gase dar-
gestellt, solange die Dichte der Gase
klein bleibt, die Abweichungen werden
um so größer, je größer die Dichte des
Gases wird. Das Maßgebende scheint
also die Dichte zu sein, nicht etwa Druck
oder Temperatur, und es ist wahr-
scheinlich, daß selbst bei gewaltig hohen
Drucken, wie wir sie in Sternen ver-
muten müssen, ein wirkliches Gas dem
idealen Gasgesetz gehorcht, wenn nur
auch die Temperatur dementsprechend
so hoch ist, daß die resultierende Dichte
des Gases klein bleibt.
Van der Waals hat auf Grund
von theoretischen Überlegungen über
den molekularen Aufbau der Materie die
Zustandsgieichung der idealen Gase
durch Hinzufügen zweier weiterer Kon-
stanten erweitert und so die unter seinem
Namen bekannte allgemeine Zustands-
gieichung aufgestellt, die nicht nur das
Verhalten der Gase für alle irdisch im
Laboratorium realisierbaren Zustände
darstellt, sondern auch über die kriti-
schen Punkte hinaus den flüssigen und
festen Zustand der Materie beherrscht.
Daß man bei den älteren Theorien über
den inneren Aufbau der Sterne nicht
— 97 —
diese van der Waalssche Zustands-
gieichung, sondern die Gleichung der
idealen Gase zugrunde legte, hat seinen
Grund darin, daß das an sich kompli-
zierte Problem durch die komplizierte
van der Waalssche Gleichung noch
schwieriger geworden wäre, und daß
ferner die Konstanten der van der
Waalsschen Gleichung gar nicht oder
nur sehr unsicher bestimmbar sind. Man
muß also darauf Acht halten, daß die
Anwendung der Zustandsgieichung der
idealen Gase sehr wohl für Sterne zu-
lässig ist, wenn die Dichte auch im
innersten Kern des Sternes gering ist,
daß sie dagegen unzulässig ist für Sterne
größerer Dichte.
Nun das dritte Gesetz. Da finden
wir bei den älteren Theorien eine große
Mannigfaltigkeit, und das geringe Zu-
trauen, das diese Theorien gefunden
haben, ist in der Willkür begründet, die
in der Wahl dieses dritten Gesetzes
herrschte. Man war gezwungen, irgend
eine Annahme über den Gleichgewichts-
zustand innerhalb des Sternes zu ma-
chen. So hat man z. B. angenommen,
daß die Dichte innerhalb des Sternes
konstant sei, und den Aufbau eines
Sternes konstanter Dichte untersucht.
Eine andere Annahme ist die, daß die
Temperatur innerhalb des Sternes kon-
stant gesetzt wird, sie liefert den iso-
thermen Gleichgewichtszustand eines
Sternes. Eine dritte Annahme, die wohl
am häufigsten benutzt worden ist und
der auch ein physikalischer Sinn zu-
grunde liegt, ist die des adiabatischen
Gleichgewichtes, auch Konvektions-
gleichgewicht genannt. Die physikali-
sche Bedeutungdes adiabatischen Gleich-
gewichtszustandes besteht darin, daß
eine durch Konvektionsströme sehr
stark durcheinandergemischte Gasmasse
diesen Zustand annehmen muß, oder
anders ausgedrückt: eine Gaskugel be-
findet sich im adiabatischen Gleich-
gewicht, wenn die Zustände der längs
eines Radius aufeinanderfolgenden Gas-
elemente genau dieselben sind, die ein
bestimmtes Gaselement annehmen wür-
de, wenn es längs des Radius transpor-
tiert würde. Zweifellos hat die An-
wendung dieses Gleichgewichtszustan-
des auf Sterne Berechtigung, weil wir
an der Sonnenoberfläche Erscheinungen
beobachten, die auf starke Konvektions-
ströme zum mindesten in den obersten
Schichten der Sonne schließen lassen.
Ob allerdings diese Konvektionsströme
sehr tief in das Sonneninnere hinein-
reichen, ist zweifelhaft.
2. Das Strahlungsgleich-
gew i c h t.
Diese Willkür, die über die Annahme
des dritten Gesetzes bei den älteren
Theorien herrschte, ist jetzt behoben, in-
dem es gelungen ist, ein notwendiger-
weise wirksames, physikalisch begrün-
detes Prinzip dafür einzusetzen. Es
kann keinem Zweifel mehr unterliegen,
daß für das Innere von selbstleuchten-
den Sternen eine Bedingung maßgebend
sein muß, die S c h w a r z s c h i 1 d als
das Strahlungsgleichgewicht eingeführt
hat. Schon 1894 hat S a m p s o n darauf
hingewiesen, daß bei dem Energieaus-
tausch im Innern von Sternen die
Energieübertragung durch Strahlung
eine ausschlaggebende Rolle spielen
muß. Im Jahre 1906 hat Schwarz-
schild die Theorie des Strahlungs-
gleichgewichtes aufgestellt, indem er das
Problem folgendermaßen formulierte:
Aus dem Innern eines Sternes strömt
aus unbekannten Quellen ein mächtiger
Energiestrom. Die einzelnen Schichten,
die dieser Energiestrom durchstrahlt,
werden erstens als absorbierend und
zweitens infolge ihrer Temperatur als
ausstrahlend angenommen. Wie muß
die Temperatur der einzelnen aufeinan-
derfolgenden Schichten sein, damit der
Energiestrom stationär befördert wird,
d. h. ohne daß eine Temperaturänderung
der durchstrahlten Schichten eintritt?
S c h w a r z s c h i 1 d hat die Theo-
rie des Strahlungsgleichgewichtes nur
— 98 —
auf die äußersten Oberflächenschichten
der Sonne angewendet. Die Erweite-
rung der Theorie auf das Innere von
Sternen sowie die praktische Anwendung
auf beliebige Sterne erfolgte im Jahre
1916 durch A. S. Eddington-in
zwei Arbeiten, über deren Hauptergeb-
nisse im folgenden berichtet werden soll.
Eddington beginnt zunächst, den
Aufbau eines Sternes auf folgenden
Grundlagen zu untersuchen: Als erstes
der drei nötigen Gesetze dient ihm die
oben angeführte mechanische Gleich-
gewichtsbedingung. Als zweites Gesetz
wählt er die Zustandsgieichung der
idealen Gase. Er begrenzt dadurch die
Anwendungsmöglichkeit auf Sterne ge-
ringer Dichte. Das Beispiel, welches er
diesen ersten Rechnungen zugrunde
legt, kann deswegen nicht unsere Sonne
oder ein ähnlicher Stern von großer
Dichte sein, sondern er wählt vielmehr
einen Stern, dessen Masse und dessen
effektive Temperatur wohl nahe gleich
der Masse und effektiven Temperatur
unserer Sonne ist, dessen mittlere Dichte
aoer etwa 1000 mal kleiner als die
Sonnendichte ist. Daß derartige Sterne
zahlreich vorkommen, wird durch ver-
schiedene astronomische Erfahrungen
bestätigt. Als drittes Gesetz wird das
Strahlungsgleichgewicht zugrunde ge-
legt, gefaßt in die Form: Der Energie-
strom im Innern eines Sternes ist pro-
portional dem Gradienten der Energie-
dichte und umgekehrt proportional der
Undurchlässigkeit des Mediums.
Es schien zunächst alles gut zu gehen
und eine brauchbare Theorie über den
inneren Aufbau der Sterne geschaffen
zu sein. Jedoch, nachdem auf diesen
Grundlagen ein Stern der eben ange-
gebenen Beschaffenheit aufgebaut ist,
stellt sich heraus, daß die Theorie zu
widersinnigen Unmöglichkeiten führt.
So ergibt sich für den Wert der Ab-
sorptionskonstante, die naturgemäß im
Strahlungsgleichgewicht von großer Be-
deutung ist, ein unmöglich hoher Wert,
der besagen würde, daß die Strahlung
beim Durchgang durch Gas oder Ma-
terie von der Dichte unserer atmosphä-
rischen Luft schon nach einer Weg-
strecke von 0,001 cm fast völlig absorbiert
sein würde. Auch folgt für die im Stern
eingeschlossene Gesamtenergie ein ganz
unwahrscheinlich hoher Wert.
3. Der Strahlungsdruck.
Irgend etwas mußte also an der
Theorie noch falsch sein. Da ist es
Eddingtons Verdienst, erkannt zu
haben, daß die Vernachlässigung des
Strahlungsdruckes die Schuld trägt,
und daß die Hinzufügung des Strah-
lungsdruckes die Unstimmigkeiten be-
hebt. Man muß es nicht so auffassen,
als ob, weil die Theorie so nicht stimmen
will, als neue Hypothese der Strahlungs-
druck eingeführt wird, sondern die Hin-
zufügung des Strahlungsdruckes wird
deswegen nötig, weil die bisherigeTheorie
einen Zustand im Innern des Sternes
fordert, bei welchem der Strahlungs-
druck eine bedeutende Rolle spielt.
Denn die Bedeutung des Strahlungs-
druckes hängt offenbar vom Wert der
Absorptionskonstante ab; ist sie klein,
so ist der Strahlungsdruck klein; ist sie
groß, so wird der Strahlungsdruck groß.
Da sich nun nach der bisherigen Theorie
gerade die Absorptionskonstante als
ungeheuer groß ergeben hat, folgt, daß
die Vernachlässigung des Strahlungs-
druckes unzulässig war.
Der Strahlungsdruck ist eine physi-
kalische Erscheinung, an deren Existenz
nicht mehr zu zweifeln ist. Ein Energie-
strom transportiert eine gewisse Energie
und besitzt deswegen ein Moment pro-
portional seiner Intensität. Durchstrahlt
der Strom eine Schicht, in welcher Ener-
gie absorbiert oder zerstreut wird, so ist
der austretende Energiestrom um den
Betrag der absorbierten oder zerstreuten
Energie geschwächt, sein Moment ist ge-
ringer, und der Verlust an Moment stellt
den Strahlungsdruck dar, welcher von
dem Strom auf die absorbierende Schicht
— 99 —
ausgeübt wird. Findet die Absorption
oder Streuung an kleinen festen Partikel-
chen statt, so läuft die Berechnung des
Strahlungsdruckes auf die Berechnung
der Absorption und Streuung an diesen
Partikelchen hinaus. Bei der Absorption
in Atomen oder Molekülen ist der Vor-
gang kompliziert, weil dabei offenbar ein
innerer Mechanismus ausgelöst wird,
aber die einfache Beziehung zwischen
Strahlungsdruck und Absorption bleibt
auch hier bestehen, da sie nur allgemein
die Erhaltung des Momentes darstellt.
Experimentell ist der Strahlungsdruck
von L e b e d e w und anderen mit Hilfe
von leichten Spiegeln in verdünnter Luft
in dem von der Theorie geforderten Be-
trage nachgewiesen worden.
4. Das Strahlungsgleich-
gewicht mit Berücksich-
tigung des Strahlungs-
druckes.
Wir wollen weiter dem Gedanken-
gang Eddingtons folgen, den er bei
dem Aufbau der Sterne nach dem Strah-
lungsgleichgewicht, nunmehr mit Be-
rücksichtigung des Strahlungsdruckes,
geht. Das Gesetz des mechanischen
Gleichgewichtes lautet jetzt: Der innere
Druck auf ein Massenelement muß ge-
meinsam mit dem Strahlungsdruck,
welchen der von innen nach außen
fließende Energiestrom auf das Massen-
element ausübt, dem Gravitationsge-
wicht der darüber lagernden Massen das
Gleichgewicht halten. Als zweites Ge-
setz wird die Bedingung des Strahlungs-
gleichgewichtes wie früher formuliert.
Diese beiden Gesetze, deren jedes eine
Differentialbeziehung zwischen den Zu-
standsgrößen Druck, Dichte, Tempera-
tur und dem Radius liefert, werden ver-
eint, und durch Elimination des Radius
wird eine allgemeine Differentialbe-
ziehung zwischen den Zustandsgrößen
im Innern des Sternes erhalten.
Die Lösung dieser Differentialglei-
chung gelingt jedoch nur unter zwei be-
schränkenden Annahmen. Erstens muß
der Massenabsorptionskoeffizient ent-
weder innerhalb des Sternes überhaupt
als konstant angenommen werden, oder
es muß wenigstens ein geeignet defi-
nierter konstanter Wert an seine Stelle
gesetzt werden, welcher die durchschnitt-
liche Absorption vom Mittelpunkt bis
zum Rande repräsentiert. Die zweite
Annahme bezieht sich auf die Energie-
quellen, die wir im Innern des Sternes
voraussetzen müssen. Die Sterne
können nämlich bei dem Studium ihres
inneren Aufbaues als stationär betrach-
tet werden, denn ihre fortschreitende
Entwicklung geht so langsam vor sich,
daß sie bisher jeder astronomischen
Beobachtung sowohl an der Sonne wie
an Sternen verborgen blieb. Da nun
aber von den Sternen ununterbrochen
eine gewaltige Energiemenge abgegeben
wird, sind wir gezwungen, Energie-
quellen im Innern anzunehmen. Das
physikalische Wesen dieser Energie-
quellen kann vorläufig unerörtert blei-
ben, man mag dabei an Energiegewinn
durch Kontraktion oder an Energie-
erzeugung durch radioaktive Prozesse
oder durch irgendwelche sonstige physi-
kalische Vorgänge denken. Über diese
Energiequellen soll die Annahme gelten,
daß die in der Masseneinheit entstehende
Energiemenge innerhalb des Sternes ent-
weder überhaupt konstant sein soll, oder
es soll auch, für die pro Masseneinheit
freiwerdende Energie wenigstens ein
geeignet definierter konstanter Durch-
schnittswert eingeführt werden. Gegen
diese beiden beschränkenden Annahmen
können keine Bedenken vorliegen. Wohl
wird durch sie das Bild, das wir mit
ihnen von dem Verlauf der Zustands-
größen im Innern des Sternes erhalten,
ein wenig verändert werden. Jedoch
interessiert es uns zurzeit nicht so sehr,
genau zu erfahren, wie die Zustands-
größen sich vom Mittelpunkt bis zur
Oberfläche verhalten, sondern das Haupt-
interesse richtet sich auf gewisse Inte-
gralwerte, die sich auf den gesamten
— 100 —
Stern beziehen und die der astronomi-
schen Beobachtung allein zugänglich
sind. Auf diese Integralwerte können die
beiden beschränkenden Annahmen kei-
nen großen Einfluß ausüben.
Die Integration der Differential-
beziehung zwischen den Zustandsgrößen
ergibt unter diesen vereinfachenden
Annahmen das fundamentale Ergebnis:
Der Druck ist überall im Innern des
Sternes proportional der vierten Potenz
der Temperatur.
Das dritte Gesetz, das zur völligen
Beherrschung desinneren Aufbaues nötig
ist, nämlich eine Zustandsgieichung, ist
bisher noch gar nicht benutzt worden,
es gilt also das bisher Gesagte für jede
beliebige Zustandsgieichung. Wir wol-
len jetzt eine bestimmte Zustandsglei-
chung wählen, und zwar die Gleichung
der idealen Gase, wodurch wir allerdings
die Anwendungsmöglichkeit der Theorie
beschränken. Denn nur solange ihre
Dichte gering bleibt, gehorchen die wirk-
lichen Gase der Zustandsgieichung der
idealen Gase. Da nach astronomischen
Erfahrungen eine große Zahl von Ster-
nen eine sehr geringe mittlere Dichte
hat, bleibt ein großes Gebiet, auf das
die durch Wahl der Idealgasgleichung
vereinfachte Theorie angewendet wer-
den kann, und wir haben den großen
Vorteil, daß wir ohne Hinzufügung
neuer Hypothesen, die mit der Ein-
führung einer komplizierteren Zustands-
gieichung verbunden sein würden, aus-
kommen.
Die Einführung der Zustandsglei-
chung der idealen Gase in unsere Theorie
können wir uns bequem machen, indem
wir auf die ausgedehnten Untersu-
chungen Emdens über Gaskugeln
zurückgreifen. Emden hat den Auf-
bau von Gaskugeln eingehend auf fol-
genden Grundlagen behandelt: Erstens
wird die mechanische Gleichgewichts-
bedingung (ohne Berücksichtigung des
Strahlungsdruckes), zweitens die Zu-
standsgleichung der idealen Gase zu-
grunde gelegt, während als drittes Gesetz
spezielle Annahmen über die Beziehung
zwischen den Zustandsgrößen dienen.
Unter den von ihm ausführlich behan-
delten Fällen findet sich auch der, in
welchem der Druck proportional der
vierten Potenz der Temperatur ist; das
ist aber gerade der Fall, den wir brau-
chen, denn diese Beziehung hat sich
oben als für das Strahlungsgleichgewicht
charakteristisch ergeben. Nun hat
Emden den Strahlungsdruck nicht
berücksichtigt, das können wir aber
leicht nachholen, indem wir einfach die
Gravitationskonstante mit einem be-
stimmten Faktor (ß) multiplizieren.
Wir benutzen daher einfach den von
Emden berechneten Ausdruck für die
innerhalb jedes Sternes konstante Größe
Druck — füjiren darin ß nach un-
Temperatur4
serer Definition ein und multiplizieren
außerdem die Gravitationskonstante
mit ß. So erhalten wir eine neue Be-
ziehung, die den von uns gewählten
Grundlagen des Strahlungsgleichgewich-
tes streng entspricht.
(Fortsetzung folgt.)
Zur Statistik der Sonnenflecken»
In dem vorliegenden die Monate
Oktober bis Dezember 1919 um-
fassenden Bericht über die Sonnentätig-
keit soll trotz der nicht sehr umfangreich
eingelaufenen Beobachtungen der Mit-
glieder der Sonnengruppe versucht wer-
den, einen allgemeinen Überblick über
den Verlauf der Vorgänge auf der Sonne
zu geben. Die Witterung hatte einen zu
argen Streich gespielt und die Geduld
der Beobachter auf eine sehr harte
Probe gestellt:
— 101 —
Oktober: Die Sonnentätigkeit
war nur gering. Bis etwa zur Mitte des
Monats ließen sich einige größere Grup-
pen beobachten. Die Höchstzahl wurde
am 12. mit 8 Gruppen und 62 Einzel-
flecken festgelegt (Seelecke). Am 5. er-
schien am Ostrand der Sonne eine in
Fackeln eingelagerte und schön ge-
staltete Gruppe mit einem tiefschwarz
gefärbten Hauptfleck, der sich im Ver-
laufe der Sichtbarkeit immer schöner
und mächtiger entwickelte (Futh,
v. Stempell). Auch seine Penumbra
entwickelte sich kräftig. Am 17. trat
diese Gruppe wieder am Westrand der
Sonne aus. Ebenso interessant in ihrer
Entwicklung war eine zweite Gruppe,
welche am 10. auf der Osthälfte der
Sonne beobachtet wurde. In einem
grau gefärbten Feld gelagert nahm sie
stetig an Ausdehnung zu und zeigte
neben einem recht ansehnlich großen
Fleck noch mehrere größere Flecke.
Am 17. hatte sie den Westrand der
Sonne erreicht. Eine als befriedigend
zu bezeichnende Messung des Längen-
durchmessers dieser Gruppe ergab rund
25 675 geogr. Meilen (v. Stempell). Ein
mit 22 m/s Geschwindigkeit fahrender
Eisenbahnzug würde ohne Aufenthalt
zu nehmen diese Strecke in etwa 100
Tagen durcheilt haben. — Im letzten
Monatsdrittel war die Sonnenscheibe
beinahe fleckenfrei. Die Tätigkeit er-
reichte am 22. mit einer Gruppe und 4
Flecken ihren tiefsten Stand im Monat
(Kaper). Erst gegen Ende des Monats
erschienen wieder mehrere größere am
Ostrand der Sonne (Futh, Hachfeld,
Jockisch), deren Anzahl sich bis zu
7 Gruppen mit mehreren Flecken von
größerer Ausdehnung steigerte (v. Butt-
lar). Der große Fleck der am 5. am
Ostrand der Sonne eingetretenen Gruppe
konnte auch vom 8. bis 11. mit bloßem
geschütztem Auge gesehen werden
(Kaper).
Auffallend war wieder, wie in den
vergangenen Monaten, das zahlreiche
Auftreten von Fackeln bei geringster
Fleckenzahl. Außer 4 Tagen, für die
keine Beobachtungen vorliegen, waren
an jedem Tage des Monats Fackeln
sichtbar.
November: Noch ungünstiger
als wie im Vormonat gestaltete sich die
Witterung in diesem Monat, welcher fast
andauernd trüben Himmel bescherte.
Am 1. stand eine ganz gewaltige Gruppe
mit vielen Flecken in Sonnenmitte
(v. Buttlar). Am 5. erschien am Ost-
rand der Sonne ein Fleck, bei dem schon
die vierte Wiederkehr festgestellt wer-
den konnte (v. Buttlar). In der übrigen
Zeit des Monats traten im allgemeinen
nur kleinere Gruppen auf (Hachfeld,
Jockisch, Kaper, Krause, Malsch,
v. Stempell, Voß), die nur mittleren
Fernrohren zugänglich waren. Die
Sonne schien daher in kleineren Instru-
menten bisweilen vollkommen flecken-
frei. Am 24. nahm die Tätigkeit wieder
stark zu. In der Osthälfte der Sonne
wurden unter anderen Gruppen zwei
größere Flecke mit Penumbren sichtbar
(v. Buttlar, Kaper), welche am 24., 26.
und 30. mit unbewaffnetem geschützten
Auge erblickt werden konnten (Kaper).
Über den Umfang der Fackel-
bildung in diesem Monat läßt sich in-
folge der spärlich eingegangenen Be-
obachtungen kein vollkommenes Bild
machen. Am 17. und 24. waren Fackel-
gruppen von gewaltiger Ausdehnung
sichtbar (Kaper).
Dezember: Das trübe Wetter
verhinderte auch in diesem Monat eine
regere Beobachtungstätigkeit. Am 8.
hatte sich der bereits oben erwähnte,
am 5. November am Ostrand der Sonne
zum viertenmal wieder eingetretene
Fleck vollständig aufgelöst. Seit seinem
ersten Auftreten am 13. August hat er
also 117 Tage überdauert (v. Buttlar).
Nachdem am 4. eine große Gruppe und
ein großer Fleck noch am Westrand der
Sonne sichtbar gewesen waren, ließen
sich in dem übrigen Teil des Monats
— 102 —
nur mittelgroße und kleinere Gruppen
beobachten. Am 17. wurden dann
wieder zwei Gruppen mehrfach beob-
achtet, von denen die eine einen etwas
bedeutenderen Fleck mit ziemlich aus-
gedehnter Penumbra aufwies (v. Stem-
pell). Erst am 31. lagerte wieder eine
hübsche und ziemlichstarke Fleckgruppe
mit 22 Flecken auf der Osthälfte der
Sonne (v. Buttlar, Jockisch). Eine auf-
fallend starke Fackeltätigkeit herrschte
im letzten Monatsdrittel (v. Buttlar).
Herr Wegner machte den Unter-
zeichneten darauf aufmerksam, daß er
die beiden am 16. Juni 1919 von Herrn
Voß mit geschütztem unbewaffnetem
Auge gesehenen Gruppen (vgl. Sirius
1919, Heft 11, S. 224) ebenfalls ohne
Fernrohr erblicken konnte.
1577] Günther v. Stempell.
Rundschau.
Beobachtung des Zodiakallichtes.
Prof. K. G r a f f veröffentlicht in den
A. N. 4999 seine auf der Bergedorfer
Sternwarte angestellten gelegentlichen
Beobachtungen des Zodiakallichtes aus
den Jahren 1909—1914, auf die hier,
wegen ihrer Bedeutung und um gleich-
artige Arbeiten anzuregen, eingegangen
sei. Die Aufzeichnungen über die auf-
fälligsten und glänzendsten Erschei-
nungen geben wir wörtlich wieder:
,,1911 Jan. 22, 5.9*. Luft prachtvoll
durchsichtig aber unruhig. Z. so hell,
daß ich zunächst Feuerschein in d'er
Ferne vermute. Verwaschene Spitze
zwischen o und n Piscium, also genau
in der Ekliptik. Untere Grenze geht
unweit i Ceti an 30 und 33 Piscium vor-
bei und ist bis d Aquarii zu verfolgen,
die obere ist durch die Sterne i Piscium,
C und a Aquarii bestimmt. An einer
vollkommenen Symmetrie der Erschei-
nung zur Ekliptik ist demnach kaum
zu zweifeln. Der Z.-Kegel ist an der
Spitze verwaschen, sonst von gleich-
mäßiger, nach dem Horizonte zuneh-
mender Helligkeit, bei co Piscium gleich
den hellsten Teilen der Milchstraße zwi-
schen Cygnus und Cassiopeia. Über dem
eigentlichen Z. lagert eine zweite weit
schwächere Erscheinung, deren Umriß
fast genau den Sternbildgrenzen Pega-
sus-Equiileus, Pegasus-Aquarius, Pega-
sus-Pisces und Andromeda-Pisces folgt
und von hier aus in einen weiten Bogen
über o Piscium unweit des Horizontes
die Gegend von ß Ceti erreicht. Das
Pegasusviereck ist jedenfalls frei von
leuchtender Materie. Der Gegenschein
ist nicht mit Sicherheit erkennbar, da-
gegen läßt sich von der Kegelspitze aus
eine etwa 2° — 3° breite Lichtbrücke bis
in die Gegend von d Arietis verfolgen
(siehe Skizze). Der Versuch einer photo-
graphischen Aufnahme (feste Kamera,
einfache Konvexlinse von kurzer Brenn-
weite) läßt das Z. leidlich erkennen,
wenngleich ohne bestimmtere Grenzen.
1911 Jan. 23, 5.5^—7.5*. Luft wie
Jan. 22. Z. nach Anbruch der Dunkel-
heit in allen Einzelheiten des voran-
gehenden Tages bestätigt. Die Grenzen
sind oberhalb und unterhalb der Eklip-
tik recht gut feststellbar. Spitze zwi-
schen Saturn (a - 1*56*, d = +9°)
und rj Piscium, an der Grenze zwischen
Pisces und Aries. Die obere Begrenzung
der Pyramide verläuft über <5, 19, y Pis-
cium, rj, £, a Aquarii, die untere zwi-
schen i Ceti und dem Paar 30 — 33 Pis-
cium, ein wenig südlich von ö Aquarii,
was wiederum genaue Symmetrie der
Erscheinung zur Ekliptik ergibt. Das
sekundäre Licht füllt, wie gestern, Pis-
ces und Aquarius, während das Pegasus-
viereck verhältnismäßig frei davon ist.
Nach Osten zu ist dieser sekundäre
Schein nicht ganz bis rj und ß Ceti zu
verfolgen. Die Lichtbrücke reicht in
Gestalt eines sehr schwachen, etwa 1V2
— 103 —
bis 2° breiten Bandes bis in die Gegend
<5 und e Arietis. Die scheinbare Ab-
weichung von der Ekliptik ist wahr-
scheinlich nur auf den Einfluß der
Sterngruppen um n und q Arietis
zurückzuführen. Die Helligkeit des Z.
ist wesentlich größer als diejenige der
hellsten Teile der Milchstraße, doch
wird seine Wahrnehmung von äußeren
Lichtquellen, wie in der Nähe befind- l
Sachen stellt Prof. Graft folgender-
maßen zusammen:
1. Die Umrisse des Zodiakallichtes
zeigen in der Regel vollkommene Sym-
metrie zur Ekliptik. Die wenigen beob-
achteten Ausnahmen scheinen mir nicht
sicher genug zu sein, um den Schluß
auf eine merkliche Neigung zuzulassen.
2. Der für gewöhnlich beobachtete
I Kegel (Ellipse, Pyramide oder wie die
Arie!
Pegasus
Cefus
liehen hellen Sternen, ferner Straßen-
beleuchtung und dergleichen, wesent-
lich mehr beeinflußt. In dieser Bezie-
hung ist das Z. nur mit der Milchstraße
zwischen Canis minor und major ver-
gleichbar. Bei voller Dunkelheit da-
gegen sind die letztgenannten Milch-
straßengebiete nicht heller als die
schwächsten Teile des Z. im Aries. Eine
Zunahme des mittleren Kegellichtes
nach dem Horizont zu ist vorhanden,
aber nicht besonders stark hervortre-
tend. Daß sie da ist, beweist der Um-
stand, daß man das Licht bis hart an
den Horizont gut verfolgen kann."
Die sich aus den sechsjährigen Beob-
achtungen ergebenden wichtigsten Tat-
Erscheinung sonst genannt werden mag)
stellt nur den hellsten Teil des Zodiakal-
lichtes dar. Das Licht wird überlagert
von einem unregelmäßigen, bereits in
Harv. Ann. Bd. 33 erwähnten, äußerst
schwachen sekundären Schimmer, der
mit dem Zodiakallicht in kosmischem
Zusammenhange stehen dürfte.
3. Der mittlere, hellste Teil der Licht-
brücke bis zu 4° Breite ist selbst in
unseren Gegenden kein besonders schwie-
riges Objekt. Die Brücke entsteht (siehe
Skizze) aus dem Zodiakalkegel ähnlich
wie die „Strahlen" der Korona aus den
„Büscheln", ohne daß ein ursächlicher
Zusammenhang sich nachweisen ließe
(vgl. z. B. Astron. Abh. der Hamb.
— 104 —
Sternwarte in Bergedorf Bd. III Nr. 1,
Tafel 12).
4. Die Deutlichkeit der Umrisse des
Zodiakallichtes und seine Helligkeit
sind ohne Zweifel veränderlich, wenn-
gleich zu beachten ist, daß die gute
Sichtbarkeit des Zodiakallichtes von
äußeren Einflüssen viel mehr abhängt als
etwa die Sichtbarkeit der Milchstraße.
5. Zur Zeit größter Auffälligkeit über-
trifft die Flächenhelligkeit des Zodiakal-
lichtes um mindestens % Größenklassen
die hellsten Teile der nördlichen Milch-
straße im Cepheus und Cygnus. Unter
Hinzuziehung meiner photometrischen
Milchstraßenmessungen würde daraus
weiter folgen, daß das Zodiakallicht
unter den genannten Umständen noch
um 0.4m heller ist als diehellsten Wolken
im Scutum und fast um 2m heller als
der Himmel am Pol der Milchstraße.
[1120
R Coronae borealis und verwandte
Sterne. In A. N. 5010 gibt H.Luden-
d o r f f eine Zusammenstellung aller
ihm bekannten Sterne, deren Licht-
wechsel Ähnlichkeit mit dem von R Cor.
bor. hat, oder die aus andern Gründen
im Verdacht einer solchen Ähnlichkeit
stehen. Es sind dies X Persei, T und
S U Tauri, T Orionis, R Monocerotis,
R X Puppis, U W Centauri, U Lupi,
R Coronae australis, R Y Sagittarii, S Y
Cephei und U V Cassiopeiae. Mit Aus-
nahme von R Cor. bor. selbst, dessen
galaktische Breite 50° beträgt, liegen
alle diese Sterne innerhalb eines Gürtels
von ±22° galaktischer Breite und
zeigen in dieser Eigenschaft eine Ähn-
lichkeit mit den Neuen Sternen. Auch
im Spektrum einiger R Coronae-Sterne
finden sich Eigentümlichkeiten, die an
die Novae erinnern. Ferner liegen
einige von ihnen in Nebeln und deuten
auch dadurch auf eine gewisse Verwandt-
schaft mit den Neuen Sternen hin. Auf
Grund dieser Tatsachen erklärt Luden-
dorff den Lichtwechsel (oft sehr lange
andauernde Konstanz einer normalen
Helligkeit, unterbrochen durch meist
scharf einsetzende Minima) durch das
Vorbeiziehen absorbierender kosmischer
Nebel- oder Staubmassen, deren Vor-
handensein im Weltraum ja allgemein
angenommen wird. [n43] P. H.
Zur Statistik der d-Cephei-Sterne. !
Interessante statistische Untersuchun-
gen über die d Cephei-, £ Geminorum-
Und Antalgol-Sterne sind von H. Lu-
de n d o r f f angestellt worden (A. N.
5006). Ludendorff untersucht zu-
nächst, ob der die Gestalt der Lichtkurve
in erster Annäherung kennzeichnende
Werte = (M — m)/P, d. i. die Zeit
vom Minimum zum Maximum im Ver-
hältnis zur ganzen Periode, in irgend-
einer Beziehung zur Periodenlänge steht.
Eine graphische Darstellung der be-
nutzten Sterne (91 mit P> ld bis 30d )
zeigte, daß bei Sternen mit P etwa 9d
bis 13d e stets größer alsV3 ist. Weiter
wurden Beziehungen der Größe £ zur
galaktischen Breite der Sterne gefunden
in der Form, daß mit wachsendem e die
untersuchten Veränderlichen sich über
einen immer breiter werdenden galak-
tischen Gürtel verteilen. Das gilt jedoch
nicht für Sterne, deren Periode kürzer
als zwei Tage ist. Bei diesen wurde je-
doch ein Gang der Maximalheliigkeiten
mit der galaktischen Breite gefunden,
und zwar ist die Streuung in galak-
tischer Breite und die mittlere galak-
tische Breite um so größer, je geringer
die Maximalheiligkeit ist. [1U2] P. H.
Fernrohr - Triebwerke. J.Rheden
beschreibt in der Zeitschrift für Instru-
mentenkunde 39, 273 bis 280 eine ver-
besserte automatische Kupplung für
Fernrohr - Triebwerke mit direktem
elektromotorischen Antrieb, auf die
Interessenten hier hingewiesen seien.
[1146
Die deutsche Zentralstelle für Erd-
bebenforschung, die sich früher in Straß-
burg i. Eis. befand, hat seit Mai vorigen
Jahres ihren Sitz nach Jena (Stern-
warte) verlegt. Wie bisher, so hofft sie
— 105 —
auch jetzt wieder auf rege Unter-
stützung von Seiten weitester Bevöl-
kerungskreise durch Sammeln und Zu-
sendung von Erdbebennachrichten, auch
solcher aus alten Chroniken, Kirchen-
büchern, Zeitschriften usw. mit ge-
nauer Quellenangabe. Für jede, auch
die bescheidenste Mitteilung, darf der
Einsender auf den Dank der Zentral-
stelle rechnen. Ganz besonders wert-
voll sind Erdbebennachrichten aus
Nord-, Mittel-, Ost- und Südostdeutsch-
land, weil diese Gegenden nur recht sel-
ten von Erderschütterungen betroffen
zu werden pflegen und deshalb, zum
Teil mit Unrecht, als erdbebenlos ange-
sehen werden. [im
Vermischte Beobachtungsnachrichten.
Als ich am 22. März nachmittags den
Mond beobachtete, erschien in seiner
Nähe um 6h21m, also noch am hellen
Tage, ein Meteor, das in seiner Bahn
fast genau der Nord-Süd-Richtung
folgte; seine Helligkeit war so groß wie
die des Jupiter, seine Farbe etwa gleich
der des Mondes. Es hinterließ einen
schnurgeraden, ziemlich dicken, grauen
Wolkenstreifen, der sich auf der von dem
Meteor beschriebenen, etwa 10° langen
Bahn hinzog. Um 6h21,5m begann der
Streifen in eine Wellenlinie überzugehen
und nahm an Länge noch zu. Bald
darauf bildete die Wellenlinie einige
Schleifen und verdickte sich in der Nähe
ihrer Enden. Um 6h25m verschwand
für das bloße Auge die Verbindung der
beiden Verdickungen, so daß das ganze
Gebilde wie zwei Rauchwolken aussah,
die noch bis 6h29m sichtbar blieben. In
der nördlichen der beiden Rauchwolken
erblickte ich im Fernrohr . den Stern
a Arietis, wodurch die Lage der Erschei-
nung am Himmel annähernd festgelegt
sein dürfte.
In diesem Jahre gelang es mir, die
sonst so selteneErscheinung desZodia-
k al lieh t es an 10 Abenden zu beobach-
ten. Außerordentlich hell erschien es am
15. Februar und 16. März. Seine Hellig-
keit übertraf an diesen Tagen die der
Milchstraße. Ich konnte die Erschei-
nung sogar deutlich erkennen, wenn
irdisches Seitenlicht in großer Menge
vorhanden war. Die Spitze des Tier-
kreislichtes, das ich im allgemeinen von
6V2h bis 9h sehen konnte, lag in der
Gegend der Plejaden, doch konnte ich
die Erscheinung zuweilen bis zu den
Hyaden verfolgen. [ner
Wolfgang Gleißberg, Breslau.
Am Montag, den 8. März 8h30m be-
obachtete ich mit einem Fernrohr von
73 mm Öffnung den Jupiter. Der 2. und
•3. Mond standen links, der I. und 4.
rechts neben der Scheibe, beide Paare
dicht zusammen. Da keine .Durch-
gänge und Verfinsterungen stattfanden,
beobachtete ich den Planeten und gab
weiter keine Obacht auf die Monde. Als
ich dieselben nun aber nach etwa 7 Mi-
nuten ins Auge faßte, standen der 2.
und 3. Mond so nahe zusammen, daß sie
bei Vergr. 72 nicht mehr zu trennen
waren. Auch bei Vergr. 138 konnte ich
die Monde nicht mehr getrennt sehen,
sie sahen aus wie ein länglicher Stern.
Bei Vergr. 72 habe ich dann weiter be-
obachtet (138 x war für den Luftzustand
zu stark), und nun begannen die beiden
Monde ihr längliches Aussehen zu ver-
lieren; um 8h50m war keine lange Form
mehr zu erkennen; sie erschienen völlig
rund. Aber schon nach 4 Minuten,
also um 8h54m, wurde der„Sternmond"
wieder länglich und um 8h58m waren
die Monde wieder getrennt zu sehen und
gewährten etwa den Anblick von Castor
bei 48mal Vergr. — Wenn ich auch die
Monde während kurzer Zeit ganz rund
sah, so muß — falls überhaupt — doch
— 106 —
nur eine teilweise Bedeckung statt-
gefunden haben, denn die Hellig-
keit der beiden Monde war immer
größer, als wenn nur ein Mond dort
gestanden hätte, demnach hat der eine,
der 2. Mond, jedenfalls mehr oder
weniger hinter dem andern hervor-
geschaut, [lies] W. Kaper, Tange.
Februar 8. 7^ MEZ.
Das Zodiakallicht begann dicht über
dem Horizonte, beinahe im Westpunkte
(westlich der fünf Sterne y, i, x,X Pis-
cium und erstreckte sich zunächst bis
zu dem Sterne d Arietis, später bis zu
den Plejaden. Die Südgrenze reichte
bis weit in den Walfisch, etwa bis
ß Ceti. Die pyramidenförmige Gestalt
des Zodiakallichtes war deutlich sicht-
bar. Von der Mitte an etwa war es zu
beiden Seiten von einem lichtschwachen
Schimmer wie von einem Mantel um-
geben, der sich bis zur Milchstraße (ji
und rj Geminorum) verfolgen ließ. Ich
habe die Erscheinung noch nie in sol-
chem Glänze gesehen.
Februar 9. 7h MEZ.
Das Zodiakallicht war in ähnlicher
Ausdehnung wie am 8. zu sehen, wenn
auch nicht ganz so hell. Ich konnte
jedoch wieder den „Mantel" bis zur
Milchstraße hin erkennen.
Februar 16. 6M5m MEZ.
Das Zodiakallicht zeigt sich in einer
Intensität, die die der Milchstraße bei
weitem übertrifft. An der Basis reichte
es von ß Ceti bis a Pegasi, die Spitze
reichte über die Plejaden weit hinaus.
In der Gegend des Regulus schien eine
Art Gegenschein sichtbar zu sein, jedoch
konnte ich das nicht genau feststellen.
Im ganzen habe ich das Zodiakal-
licht im Februar mindestens 7mal be-
obachtet, war aber zuletzt schon so
daran gewöhnt, daß ich mir gar keine
Notizen mehr darüber machte.
ii69] Wolfgang May, Breslau.
Meinungsaustausch.
Gamma Andromedae. In dem Ro-
man „Michel Blank und seine Liesel"
der in Velhagen & Klasings Monatsheften
erschien, findet man (Dezemberheft
1918, S. 421) folgendes: „Und dem Pla-
netentöpfer war ein Fernrohr zum Kauf
angeboten worden, das er vorher erst
ausprobieren wollte . . . und als sie (die
Aufheiterung des Himmels) nun wirk-
lich eintrat, nahm er den Tubus unter
den Arm und wanderte der Brücke zu,
von wo er vorerst den dreifachen Stern
Gamma in der Andromeda aufs Korn zu
nehmen beabsichtigte. Er hatte aber
begründete Aussicht und gute Hoffnung,
daß es ihm beschieden sein würde, auf
dem Heimweg, so zwischen drei und
vier Uhr morgens, den Doppelstern
Lambda im Orion zu erwischen, diesen
beliebten Prüfstein für ein Fernrohr und
für das geübte Auge eines Sternguckers
.... Er zog das ziemlich große Fernrohr
aus und richtete es . . . Ja, ja, das
Gamma! Das wunderschöne Gamma in
der Andromeda! Drei Sterne, gelb der
große, blau die zwei andern ! 0 ihr wun-
derlieben Himmelslichter! Das Röhrel
kauf ich! Selbstverständlich kauf ich
das Röhrel! Da kommt ein Stativ dazu
und dann wird's tadellos sein! Guck'
hier, Mannel, und sag', ob das dort oben
nicht ausschaut wie drei Edelsteine auf
dem Busen einer Königin aus Tausend
und einer Nacht!"
Mit einem Ausziehfernrohr ohne
Stativ den blauen Begleiter von y An-
dromedae zu trennen, das dürfte so ganz
einfach nicht sein. Oder hat der Ver-
fasser den mit sichtlicher Liebe gezeich-
neten „Planetentöpfer" jener jedem
Fachmann bekannten Kategorie von
„Astronomen" zuweisen wollen, die mit
einem „kleinen aber vorzüglichen Fern-
rohr" und einem „ganz hervorragend
— 107 —
scharfem Auge" alle Wunder des Him-
mels nachentdecken? eiiss] L.
War Sirius vor 2000 Jahren rot? Die
Angabe, Sirius sei im Altertum rötlich
gewesen, ist für die Astrophysik von
großer Bedeutung. Läge wirklich die
Tatsache vor, daß sich ein roter Stern
in so kurzer Zeit zur Weißglut erhitzt
hat? Denn von einem plötzlichen Auf-
flammen in der Zwischenzeit nach Art
der neuen Sterne hätten wir gewiß
Kunde erhalten. — Die einzige zuver-
lässige Quelle ist meines Wissens eine
Angabe des Fixsternkataloges im
„Handbuch" des Ptolomaeus (Al-
magest). Dort heißt es beim „großen
Hund": „1. Der glänzendste rötliche
am Maule, der sog. Hundsstern." Es ist
mir unbekannt, ob die Stelle philologisch
einwandfrei ist. Auch daß ein Ver-
sehen von Ptolemaeus selbst vorliege, ist
recht unwahrscheinlich.
Dennoch dürfte folgendes nicht ohne
Interesse sein. Bei E u r i p i d e s
(f 406 v. Chr.) tritt zu Anfang der
„Iphigenie in Aulis" Agamemnon in
früher Morgenstunde aus dem Zelt und
fragt seinen alten Diener, welcher Stern
dort einherziehe, worauf dieser ant-
wortet: „Sirius, der brandrote (wenn
die Lesart richtig ist), ganz nahe
dem Siebengestirn, den Plejaden, noch
inderMittedesHimmels (kulminierend).44
Wenn das heute ein Großstadtdichter
schrieb, brauchte man sich nicht zu
wundern. Aber sollten die Griechen den
Sternenhimmel so schlecht gekannt ha-
ben? Wird man nicht unwillkürlich zu
der Annahme gedrängt, Euripides meine
mit Sirius den Aldebaran? „Seirios"
heißt einfach „der hell Strahlende". Daß
Sirius seit Anfang nur der feststehende
Name für acanis maioris gewesen sein
soll, ist ausgeschlossen: denn H e s i o d
und andere nennen z. B. die Sonne
Sirius. Von größter Bedeutung in dieser
Hinsicht ist aber eine Stelle bei E r a -
tosthenes(3. Jahrhundert v. Chr.):
„Dergleichen Sterne nennen die
Astronomen Sirius . . ." Also Sirius ein
Gattungsname!
Erst A r a t (3. Jahrhundert v. Chr.)
erwähnt in seinen „Sternerscheinungen"
den „hitzigen Hund" mit der Bemer-
kung: „Die Sterblichen nennen den
Dörrer Sirius".
Könnte man also sicherstellen, Alde-
baran habe eine Zeitlang den Namen
Sirius geführt, so wäre nur noch zu er-
klären, wie in irgendeinem Zusammen-
hang hiermit die Angabe bei Ptolemaeus
auf Verwechslung beruhe.
H593 H. Grunsky.
Bücherschau.
Jaques, Atmosphärische Tiden. Selbst-
verlag. Kommission: Vereinigte graphische
Anstalten Koppe-Bellmann Akt.-Ges., Prag-
Smichow 1917 (29 Seiten mit 8 Abb.).
Verfasser führt aus, daß durch die At-
traktion der Sonne und des Mondes atmo-
sphärische Tiden entstehen müssen, die zu
den Neumonds- und Vollmondszeiten zu-
sammenfallen, im übrigen sich aber durch
den Umlauf des Mondes um durchschnitt-
lich 13.2° täglich voneinander entfernen.
Diese Vorgänge spielen sich aber nur im
obersten Teil der Atmosphäre ab, der, von
den unteren Luftschichten getrennt, an der
Rotation nicht teilnimmt, sondern die Erde
als flacher Ring innerhalb der Wendekreise
umgibt und auch die Erscheinungen des
I Zodiakallichtes hervorruft. Durch das Ab-
wandern der Luftschichten zu den Sonnen-
und Mondfluten entstehen zwischen diesen
Wirbel, die bis in die untere Atmosphäre
eindringen und hier als Depressionen be-
merkt werden. Am stärksten ist diese Wir-
kung, wenn der Abstand zwischen Mond und
Sonne 60° bzw. 120° beträgt, da sich die
Grenzen der Flutberge dann unter einem
rechten Winkel kreuzen. Diese sich ziem-
lich regelmäßig vollziehenden Erscheinun-
gen werden durch thermische Einflüsse
(Wärmefluten) überdeckt, mitunter sogar
in ihr Gegenteil umgekehrt. P. H. [H26
Friedrieh Wächter, Erde und Mond, Eine
Studie über noch ungelöste Probleme dieser
beiden Weltkörper. A. Hartlebens Ver
- 108 —
lag, Wien und Leipzig 1919 (25 S. mit
1 T.).
Verfasser sucht zunächst den großen
Klimaumschwung nach der Tertiärzeit,
der uns die Diluvialzeit brachte, zu er-
klären. Die Ursache ist nach seiner Ansicht
eine ungeheuer intensive Vulkantätigkeit,
deren Entstehung durch den Aufsturz eines
relativ großen, fremden Weltkörpers auf die
Erde zu erklären sei. Die geographische
Lage der Vulkane deute auch auf ein der-
artiges Naturereignis hin. Auch die Strah-
lensysteme des Mondes, ebenso die Wall-
ebenen, Ringgebirge und Krater werden
durch den Aufprall kosmischer Körper, die
die Bruchstücke eines sich selbst zertrüm-
mernden Doppelmondes seien, erklärt. Ein
die Mondoberfläche nur streifendes Meteor
habe das Alpental hervorgebracht.
P. H. {1125
Littrows Atlas des Gestirnten Himmels
für Freunde der Astronomie. Taschenaus-
gabe. Mit einer Einleitung von Prof. Dr.
J. P 1 a s s m a n n. Berlin. Ferd. Dümm-
1 e r. 1920. Geb. M 6.—.
Gegenüber der teuren und unbequemen
alten Ausgabe macht die neue im Taschen-
format von vornherein eienen sehr an-
sprechenden Eindruck. Die Einleitung
Plassmanns bietet alles für den An-
fänger erforderliche Material mit (recht be-
herzigenswerten !) Aussprachebezeichnun-
gen. Die Wiedergabe der Karten erfolgte
in einfarbiger Omnitypie; naturgemäß ist
der Maßstab ein recht kleiner.
Wir empfehlen den kleinen Atlas be-
sonders zum Gebrauch auf der Reise.
Kr. [H35
Spektroskopie von Prof. Dr.L. G r e b e.
Ii. Aufl. Aus Natur und Geisteswelt
Nr. 284. Teubner 1919. 115 S. mit 63 Fig.
Fragen der Spektroskopie haben für
den Liebhaber der Sternforschung stets
Interesse. Er findet sie hier im engen Rah-
men einer knappen Zusammenfassung be-
handelt. Von Neuigkeiten der II. Auflage
gegenüber der I. seien besonders die Rönt-
genstrahlen erwähnt. Die Tabelle der Spek-
trallinien am Schluß scheint uns ganz ent-
behrlich. Die letzte Seite hätte man lieber
für ein Register als für Verlagsankündigun-
gen benutzt gesehen. [H64] Kr.
Graphisches Rechnen von Otto
P r ö 1 ß. Aus Natur und Geisteswelt Nr.
708. 104 S. mit 164 Figuren. Teubner 1920.
Methoden des graphischen Rechnens
finden immer noch Eingang in alle Zweige
der exakten Naturwissenschaften, so daß
es sich für jeden lohnt, sich wenigstens einen
Eindruck davon zu verschaffen. Dies wird
hier mit beachtenswerter Vielseitigkeit er-
zielt, so daß das Büchlein gern empfohlen
werden möge. [ne-i] Kr.
Nautik von Dr. J o h. Möller. Aus
Natur und Geisteswelt Nr. 255. 116 S. mit
64 Fig. und 1 Seekarte. Teubner 1919.
Das durch seine anschaulichen Bei-
spiele auch den Astronomen sehr anregende
Werkchen sei allen, besonders den Seefah-
rern unter uns, bestens empfohlen. Die
gegenwärtige 2. Auflage behandelt auch
schon die funkentelegraphische Richtungs-
bestimmung. [H64j Kr.
Planetenbüchlein für das Jahr 1920.
Erste Einführung in die Lehre von der Be-
wegung der Planeten. Von C u n o H o f f -
m e i s t e r. Mit zwei Tafeln. Preis geh.
1,20 M. Franckh'sche Verlagshandlung,.
Stuttgart.
Ein praktisches Büchlein, das eine
erste Einführung in die Lehre von der Be-
wegung der Planeten gibt und sich an alle
Freunde des gestirnten Himmels richtet,
besonders an die lernende Jugend. Der Ver-
fasser war deshalb bemüht, seine Darstel-
lungen möglichst leichtverständlich zu ge-
stalten und genötigt, viel weniger voraus-
zusetzen, als es sonst bei unseren Lesern der
Fall ist. Eues] Kr.
Dr. Chr. Pfeiffer, Grundbegriffe der
photographischen Optik. 77 S. mit 40 Abb.
und 7 photographischen Aufnahmen. Ver-
lag Th. Thomas, Leipzig 1920.
Da die wichtigsten Werke über das
behandelte Thema zur Zeit sehr kostspielig
sind (z. B. die im Literaturverzeichnis son-
derbarerweise nicht genannten Harting
„Ratgeber" und Königs „Siebenmänner-
buch"), so ist eine wohlfeile erste Einfüh-
rung gewiß zu begrüßen. Der Leser wird
auf alle wesentlichen Probleme aufmerk-
sam gemacht. Bei der Behandlung der
Aufnahmen bewegter Objekte geht Verf.
wohl zu rigoros vor. Der Liebhaberphoto-
graph wird hier schon aus der Praxis hin-
reichend belehrt werden. Der letzte Ab-
satz von Abschnitt 19 enthält übrigens
zwei Irrtümer. Es muß heißen Höegh statt
Hagh und „Hypargon-Doppelanastigmat"
statt „Dagor"; Dagor ist ja ein Universal-
objektiv. S. 61 ist Dallmeyer statt Dalt-
meyer zu lesen. [nee] Kr.
Herausgeber: Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hiudersinstr. 7. Druck von Oskar Lemer in Leipzig. 40314
Schriftleitung : Paul Hügeler Berlin SO 33, Scblesischestr. 21.
Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln.
Sirius 1920, Heft 5. Tafel 1
Band 53
1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
I • IQOn »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
«JUm lucAj' Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Flut und Ebbe. Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbild. S. 109. (Fortsetz.)
— Der innere Aufbau der Sterne. Von Dr. Arnold Kohlschütter. S. 114. (Fortsetz.) —
Über die Leistungen eines Merzschen Schulfernrohres. Von O. Morgenroth. S. 118. —
Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln. S. 120. — Der Schrauben-
wert des Fadenmikrometers. (Mit 1 Abb.) S. 121. — Rundschau. (Mit 1 Tafel.) S. 122. —
Bücherschau. S. 127. — Angelegenheiten der Ingedeiia. S. 128. — Redaktionelles. S. 128.
Flut und Ebbe.
Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen. (Fortsetzung)
Es sind nun noch diejenigen Ver-
änderungen der Flutwelle zu behan-
deln, welche nach dem Newtonschen
Flutprinzip zufolge der wechselnden
Entfernungen der störenden Gestirne
von der Erde, also insbesondere beim
Perihel und Aphel der Erde, beim Peri-
gäum und Apogäum des Mondes veran-
laßt werden. Da bei den vorher abge-
leiteten Störungsgrößen die Entfernung
A der Erde von der Sonne, und die Ent-
fernung a des Mondes von der Erde in
der dritten Potenz im Nenner stehen,
so muß danach der Tidenhub der Son-
nenwelle und ebenso der Tidenhub der
Mondwelle umgekehrt wie die dritten
Potenzen der betreffenden Abstände
sich ändern. Diese Behauptung findet
man in allen Lehrbüchern, welche die
Fluterscheinungen behandeln, und man
läßt den Leser, dem die näheren und
durch die Beobachtungen festgestellten
Einzelheitender Fluterscheinungen nicht
bekannt sind ,auch in der Meinung, daß
diese Folgerung in Wirklichkeit zutreffe.
Sirius 1920.
In der Tat liegt aber die Sache in der
Natur ganz anders. Die Sonnenwelle
ändert sich zufolge der wechselnden
Entfernungen der Erde von der Sonne
in einem anderen und komplizierteren
Verhältnisse, als dieses einfache Gesetz
es verlangt. Die Mondwelle aber ändert
der Beobachtung zufolge ihren Tidenhub
einfach umgekehrt, wie die wechselnde
Entfernung des Mondes von der Erde,
nicht umgekehrt wie das Quadrat und
noch weniger wie die dritte Potenz des
Abstandes. Dies ist für die Tiden des
Atlantischen Ozeans längst nachgewie-
sen, und die Hochwasserstände der Flut-
weile für die verschiedenen Hafenorte
sind in den Wilhelmshafener Gezeiten-
tafeln nach dieser Regel berechnet. Es
wird also auch in diesem Falle, ebenso
wie in den vorher angeführten, die Fol-
gerung des Newtonschen Flutprinzipes
von der Natur entschieden und beharr-
lich geleugnet.
Wenn bisher auf die Tiden des At-
lantischen Ozeans besondere Rücksicht
Heft 6.
— 1
10 —
genommen wurde, so geschah dies aus
dem Grunde, weil die Tiden diesesMeeres
am besten bekannt, den Tiden des
Äquators nach dem Newtonschen Flut-
prinzipe am ähnlichsten, und nach dem
Urteile der zuständigen Forscher im
Vergleiche zu den Tiden der anderen
Weltmeere die einfachsten sind. Aber
selbst in diesem günstigsten Falle müssen
wir dahin urteilen, daß die Flutserchei-
nungen des genannten Ozeanes, sowohl
was ihre Größe als auch die erwähnten
Eigentümlichkeiten anbetrifft, auf
Grund des Newtonschen Flutprinzipes
uns unverständlich bleiben.
Bei dieser mißlichen Sachlage hat
man zahlreiche andere Erklärungsver-
suche ersonnen, um die Fluterscheinun-
gen unserem Verständnisse näher zu brin-
gen. Es ist nicht möglich, diese hier der
Reihe nach zu erörtern, der dafür sich
interessierende Leser möge sie nach der
Zusammenstellung in dem schon er-
wähnten Werke von Krümmel nach-
lesen. Unter diesen Erklärungsver-
suchen nimmt die vielgenannte Kanal-
theorie eine hervorragende Stellung ein,
und es soll deshalb hier eine möglichst
kurze Darlegung derselben versucht
werden.
Nach dieser Theorie dachte man
sich zunächst einen, den ganzen Um-
fang des Äquators einnehmenden Kanal,
d. h. eine schmale Wasserstraße, deren
Länge die Breite um ein sehr vielfaches
übertrifft, und deren Tiefe überall ge-
nau dieselbe bleibt. Wird nun z. B. in
diesem Kanäle durch den Einfluß der
Sonne eine Flutwelle hervorgerufen, so
ist diese als eine erzwungene Welle zu
betrachten. Es entsteht also eine Halb-
tagstide, deren Scheitel der täglichen
Bewegung der Sonne folgt. Diese soll
nun eine freie Welle erzeugen, deren
Fortpflanzungsgeschwindigkeit nur ab-
hängig ist von der Tiefe des Kanales
in der Art, daß ihr Fortschreiten um
so langsamer erfolgt, je geringer die
Tiefe des Kanales ist. Diese beiden
Wellen, die erzwungene und die freie,
treten nun je nach der Tiefe des Ka-
nales in wechselnde Kombinationen.
Verläuft der Kanal in der Richtung
eines Meridianes, so soll eine stehende
Welle hervorgerufen werden, die, wenn
am Äquator Hochwasser eintritt, an
den Polen Niedrigwasser und umgekehrt
veranlassen soll. Ein Blick auf eine
Karte der Flutstundenlinien, so mangel-
haft sie zur Zeit auch noch sein mag,
zeigt deutlich, daß eine solche direkte
Beziehung zwischen Äquator und Pol
in der Natur gar nicht vorhanden ist.
Dann soll zwischen Äquator und Pol
eine sogenannte kritische Breite vor-
handen sein, auf der die Tiden völlig
verschwinden sollen, und nur eine Tiden-
strömung bald in der einen, bald in der
entgegengesetzten Richtung stattfinden
soll. Diese kritische Breite soll etwa 35°
Nord und Süd sein. Auf diesem Par-
allelkreise aber verlaufen in der Natur
die Tiden durchschnittlich ebenso, wie
auf den anderen Parallelkreisen. Es ist
meines Erachtens eigentümlich, daß
man theoretisch die genannten Folge-
rungen zieht, von denen man schon
vorher weiß, daß sie in Wirklichkeit
gar nicht zutreffen. Verläuft der Kanal
in beliebiger Richtung um die Erde, so
muß, um die ihm wirksame fluterzeu-
gende Kraft zu ermitteln, der Newton-
sche Kraftfaktor dreimal in je zwei
Komponenten zerlegt werden, von denen
jedesmal eine unberücksichtigt bleibt.
Für die im Kanäle wirksame fluterzeu-
gende Kraft bleibt bei diesem Verfahren
nur ein äußerst geringer Betrag übrig.
Da schon der ganze Newtonsche Kraft-
faktor nach dem Vorhergehenden unzu-
reichend ist, um die Flutbewegungen
zu erklären, so kann von dem genann-
ten, ganz geringen Restbetrage ein be-
merkbarer Tidenhub nach meinem Er-
messen nicht mehr erwartet werden.
Nach einer erweiterten Auffassung der
Kanaltheorie denkt man sich dann die
Ozeane durch zahlreiche Scheidewände,
die in Ost-Westrichtung verlaufen sollen,
in entsprechend viele Kanäle zerlegt,
und zieht für jeden derselben die oben
angegegebene Folgerung betreffs der
erzwungenen und freien Wellen. Dann
denkt man sich die Scheidewände ent-
fernt und den natürlichen Zustand des
zusammenhängenden Meeres wieder her-
gestellt. Trotzdem man damit die grund-
legenden Bedingungen wieder aufge-
hoben hat, läßt man die Folgerungen,
die eine verwirrende Kombination der
beiden Wellenarten ergeben sollen, be-
stehen. Eine bessere Einsicht in den
gesetzmäßigen Verlauf der Fluterschei-
nungen wird uns meines Erachtens da-
durch nicht vermittelt, jedenfalls stellt
man in diesen Ausführungen hypothe-
tisch Bedingungen auf, die in der Natur
gar nicht vorhanden sind, und für die
gar keine Veranlassung vorliegt.
Bei diesen und allen anderen bisher
gegebenen Erklärungsversuchen wird
allgemein vorausgesetzt, daß die aus
dem Newtonschen Flutprinzipe herzu-
leitende fluterzeugencle Kraft imstande
sei, die großen Flutbewegungen der
Meere zu veranlassen. Die grund-
legende und entscheidende Frage, ob
der Kraftfaktor insbesondere auch auf
mittleren und höheren geographischen
Breiten bemerkbare Tidenhube veran-
lassen könne, wird nirgend aufgeworfen.
Es wird allgemein nur erwähnt, daß die
störenden Gestirne im Sinne der New-
tonschen Auffassung den Anstoß zu den
Flutbewegungen liefern, ohne näher
darauf einzugehen. In Wirklichkeit
aber muß nach dem Vorhergehenden
eine im Vergleich zum Newtonschen
Kraftfaktor sehr vielfach gesteigerte
fluterzeugende Kraft wirksam sein, die
trotz aller Hemmungen und Wider-
stände, und trotz der Kürze der zur
Entwicklung der Flutwelle zur Verfü-
gung stehenden Zeit die gewaltigen Be-
wegungen und die großartigen Umlage-
rungen der Wassermassen veranlaßt.
Erst wenn wir diese in der Wirklichkeit
wirksame Kraft kennen gelernt haben,
wird es möglich sein, aus dem Wesen
und der Wirkungsart dieser Kraft die
Gesetze herzuleiten, welche die Tiden
hervorrufen und ihren Verlauf regeln.
Wenn man die Gestalt der Flutwelle,
welche an einem Orte der Küste vor-
überzieht, durch fortwährende Beob-
achtungen feststellt, oder besser durch
die bekannten existierenden Flutmesser
genau aufzeichnen läßt, so findet man,
daß die erhaltenen Flutkurven von sehr
verwickelter Zusammensetzung sind.
Sie stellen eine Kombination von zahl-
reichen Teil- oder Partialwellen dar, die
durch eine sorgfältige und genaue ma-
thematische Zerlegung nach der Me-
thode der sogenannten harmonischen
Analyse einzeln herausgefunden werden.
Bei der Sonnenwelle sowohl wie bei der
Mondwelle findet sich je eine Haupt-
welle, die erste Partialwelle, welche die
ganze Flutbewegung vorwiegend be-
herrscht und den Grundzug der Welle
im wesentlichen darstellt. Daneben fin-
den sich aber noch zahlreiche mit-
schwingende Nebenwellen, die je nach
ihrem größeren oder geringeren Tiden-
hub den Charakter der Flutwelle mitbe-
stimmen. Wenn man die herausgefun-
denen kleinsten Partialwellen unberück-
sichtigt läßt, und damit von der genaue-
sten Behandlung des Problems absieht,
wenn man ferner die von terrestrischen
Einflüssen bedingten meteorologischen
Einwirkungen ausschließt, so genügen
zur Darstellung der Sonnenwelle etwa
sieben astronomische Partialwellen.
Nachdem man für irgendeinen Hafen-
ort diese ihm zukommenden Partial-
wellen festgestellt hat, ist man imstande,
die für diesen Ort künftig zu erwarten-
den Flutwellen im voraus zu berechnen.
Alle bisher aufgestellten Theorien und
Erklärungsversuche der Fluterscheinun-
gen sind aber zur Zeit außerstande, auch
nur eine einzige dieser Partialwellen
theoretisch einwandfrei erklären zu kön-
nen. Man legt nur die Erfahrung zu-
— 112 —
gründe, indem man von dem Satze aus-
geht, „daß das, was das Wasser heute
tut, es auch morgen tun wird." Zur
Erklärung dieser Partialwellen hat man
nun eine eigentümliche Hypothese er-
sonnen, die hier nach G. H. Darwin
(Seite 178 und 179) angeführt weiden
soll. „Der Mathematiker behandelt nun
diese Verwickelung in folgender Weise:
er betrachtet zuerst den Mond allein
und ersetzt ihn durch eine Anzahl
Satelliten von verschiedener Masse, die
sich in verschiedenen Ebenen bewegen.
Es ist nebensächlich, daß ein solches Sy-
stem von Satelliten die ihnen angewie-
senen Bahnen nicht innehalten könnte,
falls sie ihrer freien Bewegung über-
lassen würden, denn wir können uns ein
übernatürliches Wesen denken, welches
die Satelliten zwingt, in den verlangten
Bahnen zu verharren. Einer, und zwar
der größte von diesen idealen Satelliten
hat nahe dieselbe Masse wie der wirk-
liche Mond und bewegt sich in einem
Kreise über dem Äquator; es ist in der
Tat der einfache isolierte Mond, dessen
Wirkung ich anfangs darlegte. Ein an-
derer kleiner Satellit steht still unter
den Sternen; andere bewegen sich in
solchen Bahnen, daß sie sich immer ver-
tikal über dem 45. Breitengrade befin-
den ; andere stoßen ab, statt anzuziehen,
und wieder andere bewegen sich unter
den Sternen rückwärts. Alle diese Sa-
telliten sind nun in bezug auf ihre Mas-
sen und Bahnen so angeordnet, daß die
Summe ihrer Gezeitenkräfte genau der-
jenigen des wirklichen, sich in seiner
wahren Bahn bewegenden Mondes
gleichkommt." Man hat also in der
Theorie hypothetisch einen Grund für
die Entstehung der Partialwellen er-
dacht, der in Wirklichkeit selbstver-
ständlich unzutreffend ist.
Wenn der in diesen Dingen nicht ge-
nügend bewanderte Leser die Grundzüge
der Fluterscheinungen nach dem New-
tonschen Flutprin'zipe in einem Buche
dargelegt findet, so scheint ihm, wenn
zum Beginne der Ausführungen die
Tiden des Äquators in der bekannten
Art erläutert werden, wenn das Zenit-
und Nadirhochwasser und die dazwischen
liegenden Niedrigwasser hergeleitet, und
je nach den wechselnden Stellungen von
Sonne und Mond die Erscheinungen der
Spring- und Nipptiden gefolgert werden,
die Sache annehmbar zu sein. Dem all-
gemein üblichen Gebrauche folgend,
läßt er sich auch die willkürliche Über-
tragung der Tiden des Äquators auf die
Parallelkreise gefallen. Da aber nach
den vorhergehenden Erörterungen für
die mittleren und insbesondere für die
höheren geographischen Breiten die
Sachlage eine ganz andere ist, so werden
wir zu dem Schlüsse gedrängt, daß diese
scheinbare Ähnlichkeit der in dieser
Weise dargestellten Fluterscheinungen
mit den natürlichen Tiden auf einem Zu-
falle beruht, und daß in der Natur die
Tiden in einer anderen Weise zustande
kommen, als die genannte einfache Auf-
fassung ergibt.
Ein vortreffliches Werk, welches uns
über die Fluterscheinungen im allge-
meinen und speziell über die Tiden von
Cuxhaven ausführlich unterrichtet, ist
das Buch von H. Lentz: „Flut und
Ebbe und die Wirkungen des Windes
auf den Meeresspiegel." Der Verfasser
hat durch eine lange Reihe von Jahren
hindurch die Cuxhavener Flutwelle
sorgfälitg beobachtet, in seinem Werke
erörtert er eingehend diese Beobachtun-
gen und leitet seine wohlbegründeten
Schlüsse daraus ab. Obwohl er die
Frage, ob der Newtonsche Kraftfaktor
auch ausreichend sei, um die Flutbe-
wegungen veranlassen zu können, gar
nicht erst erörtert, sondern diesen in der
allgemein üblichen Weise als hinreichend
annimmt, und obwohl er die Tiden der
mittleren und höheren geographischen
Breiten, die er zum Beginne seiner
Untersuchungen erst richtig ableitet,
nicht weiter in Betracht zieht, und in
der gewohnten Art die Tiden des Äqua-
— 113 —
tors auch im nordatlantischem Ozeane
und in der Nordsee sucht, und eine ganze
Reihe der üblichen unzulässigen begün-
stigenden Hypothesen gelten läßt,
kommt er doch zu dem Ergebnisse, daß
die Tiden weder durch das Newtonsche
Flutprinzip noch durch andere, bisher
aufgestellte Erklärungsversuche irgend-
wie begründet und verstanden werden
können. Im Gegensatz zu anderen
Autoren, die in oft scharfsinniger Er-
örterung die schwierigsten und kompli-
ziertesten Untersuchungen anstellen,
ohne danach zu fragen, ob die nach
ihren Formeln nur schwer zu berech-
nenden Ergebnisse sich auch in der
Natur verwirklicht finden, läßt Lentz
es sich angelegen sein, praktisch festzu-
stellen, ob die bisherigen theoretischen
Ergebnisse auch durch die Beobachtung
bestätigt werden. In diesem Sinne sich
bemühend, kommt Lentz zu dem
schon genannten Schlüsse. Schon im
Vorworte bemerkt der Verfasser: Die
Resultate der neuesten Untersuchungen
stellen die R'chtigkeit der vorhandenen
Theorien durchaus in Frage, und ich bin
dadurch in die ungewöhnliche Lage ge-
kommen, am Anfange meines Buches
eine Theorie umständlich zu entwickeln,
deren Unr chtigkeit ich am Ende des-
selben zu beweisen unternehme." In
diesem ablehnenden Sinne äußert sich
L e n t z an vielen anderen Stellen seines
Buches. Von diesen Aussprüchen seien
hier noch die folgenden angeführt (Seite
165). „Man bemerkt deshalb schon auf
den ersten Blick die größten Unter-
schiede zwischen den theoretischen und
den natürlichen Tiden: in der Theorie
ändern sich die Tiden von einem Breiten-
grade zum anderen und die auf dem
Äquator sind denen auf dem fünfzigsten
Breitengrade kaum noch ähnlich; in der
Natur dagegen finden wir bisweilen,
z. B. im Atlantischen Ozean, die Tiden
auf einer Fläche von hundert Breite-
graden Ausdehnung vollkommen ein-
förmig, und die verhältnismäßig gerin-
gen Unterschiede, welche sich an ver-
schiedenen Küstenpunkten zwischen
ihnen nachweisen lassen, scheinen durch
andere Ursachen als durch das Maß der
geographischen Breite hervorgerufen zu
sein. Man hat deshalb schon seit langer
Zeit eingesehen, daß die natürlichen
Tiden nicht ganz auf dieselbe Weise
wie die theoretischen Tiden entstehen
können, aber, verführt durch die un-
leugbaren Ähnlichkeiten zwischen ihnen,
scheint man sich trotzdem gewisser-
maßen daran gewöhnt zu haben, beide
als in der Hauptsache übereinstimmend
zu betrachten. Diese Übereinstimmung
kann jedoch nur eine scheinbare sein."
S. 166 bespricht L e n t z die vorher hier
schon erwähnten Ähnlichkeiten zwischen
den theoretischen Äquatorialtiden und
den Tiden des Atlantischen Ozeanes.
Er kommt zu dem Schlüsse: „Die
Summe dieser Ähnlichkeiten ist so groß,
daß ein oberflächlicher Beobachter über-
haupt keine Unterschiede findet; trotz-
dem sind diese vorhanden und sogar von
überwiegender Wichtigkeit." (S. 181.)
„Es beweist also, daß die theoretischen
und die natürlichen Tiden auf ganz ver-
schiedene Weise hervorgebracht sein
müssen und daß wir das Vorbild der
letzteren nirgends auf dem hypothe-
tischem Wassersphäroide suchen dürfen.
Die Ähnlichkeiten, welche wir zwischen
den theoretischen und den natürlichen
Tiden nachzuweisen vermochten, kön-
nen wir nur noch als gewissermaßen zu-
fällige bezeichnen." (S. 181.) „Durch
die Erkenntnis der Unanwend barkeit
der theoretischen Folgerungen auf die
Meere unserer Erde sind wir um
eine, wenn auch irrige Vor-
stellung ärmer geworden. Wir sehen
die Flutwellen nicht mehr mit Sonne
und Mond rund um die Erde reisen, und
wenn uns auch dadurch zugleich d i e
erdrückende Last unzäh-
liger Hypothesen a b g e -
n o m m e n ist, so sind wir doch
keineswegs imstande, sie ohne weiteres
— 114 —
durch richtigere Vorstellungen zu er-
setzen. Auf ein zutreffendes Urteil über
die Fluterscheinungen in ihrer Gesamt-
heit werden wir wohl noch auf lange
Zeit hinaus verzichten müssen, denn
augenblicklich können sie in uns nur
den Eindruck eines sehr verworrenen
Bildes hervorbringen." (S. 183.) „Die
theoretischen Forschungen werden von
anderen als den Newtonschen Voraus-
setzungen auszugehen haben. New-
ton nahm an, die Erde sei rings von
tiefem Wasser Umgeben und für diese
hypothetische Erde entwickelte er die
theoretischen Tiden, welche aber in den
hauptsächlichsten Eigenschaften, wie
wir gesehen haben, mit den natürlichen
Tiden nicht übereinstimmen." (S. 185.)
„Vorher muß allerdings die Überzeu-
gung sich Bahn gebrochen haben, daß
es notwendig ist, nicht nur eine neue
Theorie der Flut und Ebbe des Meeres
auf zustellen, sondern auch notwendig sei,
sie durch umfassendere als die bisher in
der Natur angestellten Beobachtungen
zu prüfen und zu bestätigen."
Wenn wir zu diesen Äußerungen
noch die Erwägung hinzufügen, daß
selbst ein so bedeutender und hochver-
dienter Forscher wie G. H. Darwin,
der das Gebiet der Tidenlehre in er-
schöpfender Weise beherrscht und durch
scharfsinnige Untersuchungen dieses Ge-
biet zu erweitern bestrebt war, uns nach
dem Vorhergehenden nichts besseres zu
sagen weiß, als daß die Partialwellen der
Tiden durch hypothetische imaginäre
Gestirne zu erklären seien, so ist wohl das
Urteil berechtigt, daß wir zur Zeit über
die Ursache und den Verlauf der Flut-
erscheinungen nichts bestimmtes wissen.
(Fortsetzung folgt.)
Berichtigung. Seite 66 rechts Zeile 1 7
von oben lies Pockels statt Pochel.
Der innere Aufbau der Sterne.
Bericht über die Arbeiten von A.S.Eddington betreffend das Strahlungsgleichgewicht.
Von Dr. Arnold Kohlschütter, Potsdam. (Fortsetzung)
5. Beispiel für den Aufbau
eines Sternes geringer
Dichte.
Nunmehr haben wir zwei einfache
und klare Beziehungen erhalten, die den
Zustand eines Sternes im Strahlungs-
gleichgewicht darstellen. Man denke
sich ß aus diesen beiden Gleichungen
eliminiert, ferner denke man sich das
Molekulargewicht durch Annahme eines
bestimmten Wertes festgelegt, so bleibt
eine Beziehung zwischen den drei Inte-
gralkonstanten des Sternes, nämlich
seiner Masse, mittleren Dichte und effek-
tiven Temperatur bestehen, welche
außer physikalisch bekannten Kon-
stanten nur noch den unbekannten
durchschnittlichen Massenabsorptions-
koeffizienten k0 enthält. Kennt man
also für einen Stern seine Masse, mitt-
lere Dichte und effektive Temperatur, so
läßt sich der für ihn geltende Wert k0
berechnen. Wir würden hierzu die
Sonne wählen, da für sie Masse, mittlere
Dichte und effektive Temperatur am ge-
nauesten bekannt sind, wenn die Theorie
in der bisherigen Form auch auf so
dichte Sterne wie die Sonne anwendbar
wäre. Wegen der Voraussetzung voll-
kommener Gase müssen wir uns aber
zunächst noch auf Sterne geringer
Dichte beschränken. Doch auch für
solche Sterne liegen genügend astro-
nomische Erfahrungen vor, daß wir
einen Musterstern zugrunde legen kön-
nen, dessen Masse, mittlere Dichte und
effektive Temperatur mit hinreichender
Sicherheit angegeben werden kann.
Eddington wählt einen Stern, des-
sen Masse das Anderthalbfache der
— 11
5 —
Sonnenmasse beträgt, dessen mittlere
Dichte 0.002, also etwas mehr als
Luftdichte, und dessen effektive Tem-
peratur 6500° beträgt. Für den Massen-
absorptionskoeffizienten k0 eines sol-
chen Sternes ergeben sich, je nach Wahl
des Molekulargewichtes (54 bis 2), Werte
zwischen 30 und 5, die physikalisch
recht plausibel erscheinen1).
Welches Molekulargewicht ist nun
für die Materie der Sterne zugrunde zu
legen ? Bei den hohen Temperaturen, die
im Innern der Sterne herrschen, ist es
wahrscheinlich, daß die Dissoziation der
Elemente weit fortgeschritten ist oder
zum mindesten schon eine wichtige
Rolle spielt; wir können also nicht die
Atomgewichte der Elemente benutzen,
die wir unter irdischen Verhältnissen ge-
messen haben. Der Prozeß der Disso-
ziation besteht in einem Absplittern der
äußeren Elektronen von dem Atom-
gebilde, das als aus einem Kern mit frei
darum gruppierten einzelnen Elektronen
bestehend zu denken ist. So besteht ein
Eisenatom (Atomgewicht 56) aus einem
Kern mit 26 darum gruppierten Elek-
tronen. Wird eines dieser Elektronen ab-
gesprengt, so wird dieses im Sinne der
Gastheorie als ein selbständiges Molekül
zu gelten haben, und das bisherige Atom-
gewicht 56 wird sich auf zwei selbstän-
dige Partikel verteilen, also das Mole-
kulargewicht des Eisens wird nach Ab-
sprengung nur eines Elektrons schon auf
56
— oder 28 gesunken sein. Nach Ab-
*) Der Massenabsorptionskoeffizient
scheint für sehr kurzwellige Strahlung un-
abhängig von der Materie und nur ab-
hängig von der Wellenlänge der Strahlung
zu sein. Die maximale Wellenlänge der
Strahlung im Innern eines solchen Sternes
ist von derselben Größenordnung wie die
Wellenlänge der Röntgenstrahlen. Die Ab-
sorptionsmessungen für Röntgenstrahlen
haben Werte des Massen absorptionskoeffi-
zienten ergeben, die der Größenordnung
nach mit den hiergefundenen Werten über-
einstimmen.
lösung eines weiteren Elektrons sinkt
56
das Molekulargewicht des Eisens auf —
ö
oder etwa 19, dann auf 14, 11 usw.
Schließlich, wenn alle 26 Elektronen ab-
gespalten sind, wenn also vollkommene
Dissoziation eingetreten ist, ist das
Molekulargewicht auf etwas über 2 ge-
sunken. Nun ist es ein wichtiges allge-
meines Gesetz, daß für alle Elemente
(ausgenommen Wasserstoff) die Anzahl
der äußeren Elektronen nahezu halb so
groß ist als das Atomgewicht, daß also
allen'Elementen bei vollkommener Disso-
ziation das Molekulargewicht 2 zu-
kommt. Die Temperatur im Innern von
Sternen ist möglicherweise noch nicht
hoch genug, um eine vollkommene Disso-
ziation herbeizuführen, trotzdem kann
aber das maßgebende Molekulargewicht
nicht viel höher als 2 sein, weil ja schon
die Abspaltung nur weniger Elektronen
das Molekulargewicht sehr schnell in die
Nähe dieses Grenzwertes 2 herabdrückt.
Nachdem nunmehr das Molekular-
gewicht festgelegt ist — wir wählen den
Wert 2.8 — , und nachdem der innerhalb
des Sternes als konstant zu betrachtende
Massenabsorptionskoeffizient bestimmt
ist, beherrscht man vollständig den Auf-
bau eines Sternes. Um den Verlauf der
Zustandsgrößen im Innern des Sternes
zu berechnen, bedient man sich am ein-
fachsten wieder der von Emden für
den Fall Druck proportional der vierten
Potenz der Temperatur ausgeführten
Rechnungen, indem man überall die
Gravitationskonstante mit dem früher
erwähnten Wert ß multipliziert.
Für den oben angegebenen Muster-
stern geringer Dichte ergeben sich für
den Mittelpunkt, wo Dichte, Druck und
Temperatur ihre höchsten Werte er-
reichen, die Zahlen: Die Dichte beträgt
etwa V9 der Dichte des Wassers, der
Druck 2 • 107 Atmosphären und die
Temperatur 5 • 106 Grad. Halbwegs
vom Mittelpunkt bis zum Rand ist die
Temperatur etwa auf V4 des Mittel-
— 1
16 —
punktwertes gesunken. Trotz dieser
hohen Zahlen der Temperatur bleibt der
Gradient der Temperatur überall gering
und übersteigt nirgends innerhalb des
Sternes den Wert von lx/2 Grad pro
Kilometer.
6. Die Gleichheit der Stern-
massen.
Die nach Einsetzen des Wertes ß in
den von Emden gefundenen Ausdruck
für den Fall
Druck
- konst.
Temperatur4
sich ergebende Beziehung ist ohne
Zuhilfenahme irgendwelcher astrono-
mischer Daten nur mit Hilfe physi-
kalisch bekannter Konstanten abge-
leitet, sie gilt also für Gasmassen jeder
Größe, von den kleinsten Gasbläschen
von wenig Gramm Masse an bis zu den
größten Gasansammlungen, die man
sich im Weltenraum nur denken kann.
1 — ß stellt das Verhältnisdes Strahlungs-
druckes zur Gravitation dar, dieses Ver-
hältnis ist innerhalb einer jeden Gas-
kugel konslant, ändert sich jedoch von
Kugel zu Kugel, und zwar unabhängig
von der Dichte nur mit der Masse der
Kugel. Berechnen wir dieses Verhältnis
des Strahlungsdruckes zur Gravitation
(das Molekulargewicht m gleich 2.8 ge-
setzt) zunächst für ganz kleine Massen
von wenigen Gramm, dann fortschreitend
zu immer größeren bis zu den aller-
größten, so zeigt sich: Bei den kleinen
Massen ist das Verhältnis verschwindend
klein, und bis zu Massen von der Größen-
ordnung 1033 g bleibt das Verhältnis
kleiner als V10, d. h. der Strahlungs-
druck bleibt mehr als 10 mal kleiner als
die Gravitation. Bei Massen von 1033£
bis 1034£ steigt plötzlich das Verhältnis
des Strahlungsdruckes zur Gravitation
von 0.1 bis auf 0.8. Für größere Massen
steigt dann das Verhältnis langsam
weiter bis zu seinem Grenzwert 1. Die
Massen von der Größenordnung 1033£
bis 1034£ nehmen also eine Ausnahme-
stellung ein, indem für sie der Strah-
lungsdruck von völliger Bedeutungs-
losigkeit gegenüber der Gravitation an-
steigt bis zu Werten, wo er der Gravi-
tation nahezu das Gleichgewicht hält.
Das muß etwas zu bedeuten haben. Und
es hat etwas zu bedeuten, denn alle
Massen selbstleuchtender Sterne, welche
astronomisch haben bestimmt oder ge-
schätzt werden können, sind gerade von
der Größenordnung 1033 ^ bis 1034£. Die
der Sonne ist 1.9mal 1033£, die kleinste
bisher bekannte Masse eines Fixsternes
ist V7 der Sonnenmasse, und Sterne mit
Massen größer als etwa 30 fache Sonnen-
masse scheinen kaum vorzukommen.
Wenn am Himmel Fixsterne von ge-
ringer Masse nicht gefunden werden, so
ist das dadurch zu erklären, daß die
Sterne mit kleiner Masse keine hohe
Temperatur erreichen können, daß des-
halb ihre Leuchtkraft gering bleibt und
sie deshalb unsichtbar bleiben. Die bis-
her unerklärte Tatsache aber, warum
Sterne mit sehr großer Masse nicht ge-
funden werden, findet nunmehr durch
das Strahl ungsgleichgewicht eine an-
schauliche Erklärung. Der innere Druck
im Stern hält mit dem Strahlungsdruck
zusammen der Gravitation das Gleich-
gewicht. Für Sterne von größerer Masse
wird der Strahlungsdruck stärker und
balanciert schließlich nahezu allein von
innen wirkend, die von außen wirkende
Gravitation aus. Es muß ein solcher Zu-
stand nahe an Instabilität grenzen.
Nicht daß der Strahlungsdruck alfein,
der ja stets kleiner als die Gravitation
bleibt, den Stern auseinandersprengen
könnte. Sobald jedoch nur eine kleine
Zusatzkraft hinzukommt, die wie der
Strahlungsdruck von innen nach außen
wirkt, wird die Gravitation nicht mehr
imstande sein, den Stern zusammenzu-
halten. Zum Beispiel eine Rotation des
Sternes würde eine solche Zusatzkraft
liefern können. Es erklärt sich so, daß
Sterne mit sehr großen Massen, wo der
Strahlungsdruck nahe gleich der Gravi-
— 117 —
tation wird, wohl gelegentlich vor-
kommen können, daß sie aber sehr
selten sein werden, weil eine geringe
Rotation oder sonstige kleine äußere
Einwirkungen sie instabil machen
würden.
7. Die Beziehung zwischen
Masse, mittlerer Dichte
und effektiverTemperatur.
Das Interesse der Astronomen rich-
tet sich zurzeit nicht so sehr auf das
Verhalten der Zustandsgrößen im In-
nern der Sterne, sondern vielmehr auf
die den gesamten Stern betreffenden
Integralkonstanten, die Masse, mittlere
Dichte und effektive Temperatur. Allein
diese Größen sind der astronomischen
Beobachtung zugänglich, und deshalb
kann auch nur durch sie eine praktische
Prüfung der Theorie erfolgen. Wenn die
Theorie eine solche Prüfung besteht,
d. h. wenn die theoretische Beziehung
zwischen Masse, mittlerer Dichte und
effektiver Temperatur durch astronomi-
sche Erfahrungen bestätigt wird, so wird
die Theorie dem Astronomen für viele
Zwecke genügen, ganz unabhängig da-
von, ob die für das Innere des Sternes
errechneten Werte der Zustandsgrößen
tatsächlich physikalische Bedeutung
haben oder nicht.
Benutzen wir wieder für das Mole-
kulargewicht den Wert 2.8, so kann aus
der eingangs 6. erwähnten Beziehung
für jede Masse die Größe 1 — ßy das Ver-
hältnis des Strahlungsdruckes zur Gravi-
tation berechnet werden. Die Berech-
nung zeigt, daß für Massen, wie wir sie
tatsächlich an Sternen finden, also etwa
von der Größe der Sonnenmasse, der
Wert 1 — ß ungefähr proportional der
Masse wird. Führen wir ferner in Er-
mangelung besserer Kenntnis die An-
nahme ein, daß der durchschnittliche
Massenabsorptionskoeffizient k0 für ver-
schiedene Sterne als konstant angesehen
werden kann, was für eine erste allge-
meine Orientierung zulässig sein wird,
so folgt, daß die effektive Temperatur
eines Sternes erstens proportional der
dritten Wurzel aus seiner Masse und
zweitens proportional der sechsten Wur-
zel aus seiner mittleren Dichte ist. Das
erstere läßt sich astronomisch nicht
prüfen, weil die vorkommenden Stern-
massen nicht verschieden genug sind.
Die zweite Beziehung jedoch, die inso-
fern strenger ist, als sie unabhängig von
der Wahl des Molekulargewichtes ist und
außerdem für alle beliebigen Massen gilt,
läßt sich mit astronomischen Erfah-
rungstatsachen vergleichen.
Nachdem durch Messung der Ener-
gieverteilung im Spektrum der Sterne
festgestellt worden ist, daß alle Sterne
qualitativ wie schwarze Körper strahlen,
wird es keinem Bedenken begegnen, an-
zunehmen, daß die Sterne auch quanti-
tativ wie schwarze Strahler strahlen,
sintemal unsere Sonne, an der es geprüft
werden kann, sich auch quantitativ wie
ein schwarzer Strahler verhält. Wir
können also die durch Energieverteilung
im Spektrum der Sterne gemessene
effektive Temperatur auch als die in der
vorliegenden Theorie durch die ausge-
strahlte Gesamtenergie definierte effek-
tive Temperatur ansehen. Nur an we-
nigen hellen Sternen konnte bisher die
effektive Temperatur gemessen werden.
Jedoch es zeigte sich, daß die effektive
Temperatur genau parallel mit dem
Spektralcharakter der Sterne läuft.
Nach ihrem Spektralcharakter lassen
sich die Sterne in eine kontinuierliche
Reihe von Spektraltypen einordnen, die
man mit den Buchstaben B, A, F, G, K,
M bezeichnet. Die Sterne vom Spektral-
typ B, die Heliumsterne, sind die heiße-
sten, sie zeigen eine effektive Temperatur
von etwa 15 000°. Die nächste Klasse,
Spektraltyp A, die Wasserstoffsterne,
haben die effektive Temperatur 11 000°.
Diese beiden ersten Klassen, B- und
A-Sterne, nennt man wegen ihres weißen
Lichtes auch weiße Sterne. Für die fol-
genden Spektralklassen wird die effek-
— 118 —
tive Temperatur kontinuierlich niedri-
ger, so haben die „Sonnensterne", der
Spektraltyp G, auch die gelben Sterne
genannt, nur noch eine effektive Tem-
peratur von 6000°. Bei der letzten
Klasse, Spektraltyp M, den roten Ster-
nen, ist die effektive Temperatur bis auf
3000° gesunken. Da sich der Spektral-
typ der Sterne leicht feststellen läßt,
kennt man durch diese allgemeine Be-
ziehung auch ihre effektive Temperatur.
(Schluß folgt.)
Über die Leistungen eines Merzschen Schulfernrohres.
Von 0. Morgenroth.
Da über die Leistungen kleiner astro-
nomischer Fernrohre vielfach irrige
Vorstellungen herrschen, die in den
meisten populär - astronomischen Wer-
ken noch Unterstützung finden, hat sich
der Verfasser veranlaßt gesehen, mit
dem in weiten Kreisen von Freunden der
Sternkunde bekannten Merz sehen
Zweizöller (Schulfernrohr) Untersuchun-
gen in dieser Richtung anzustellen. Die
im folgenden mitgeteilten Ergebnisse
stellen wohl nahezu die Höchstleistung
des Instrumentes dar. Ungeübte Beob-
achter werden beträchtlich weniger
sehen1).
Zur Bestimmung der Sichtbarkeits-
grenze in Sterngrößen, die Herr Astro-
nom C. Hoffmeister ausführte,
wurde die Nördliche Polsternfolge von
P i c k e r i n g benutzt. Das Ergebnis
war überraschend2). Mit dem genannten
Instrument war bei durchsichtiger Luft
der Stern Nr. 19 (12.22**) gut, Nr. 20
(12.65m) blickweise sichtbar. Man ver-
gleiche diese Zahlen mit denen andrer
Beobachter. Prof. Dr. Riem verlangt
in seinem Schriftchen „Wie finde ich
mich am Himmel zurecht", 60 mm
Öffnung, um einen Stern 9.5m zu sehen,
die Firma Carl Z e i ß , Jena, gibt in
ihrem Katalog astronomischer Instru-
mente hierfür 9.6m als Grenzgröße an.
Für einen Stern 12.5m fordert N e w -
x) Diesen Satz bitten wir sehr zu be-
herzigen! Red.
2) Auch von anderer Seite sind mit 2"
schon Sterne 12 Größe gesehen worden. Kr.
comb - Engelmanns „Populäre
Astronomie" ein Instrument von 17 cm
Objektivöffnung.
Schwache Sterne in zerstreuten
Sternhaufen, wie z. B. in den Plejaden
und in der Präsepe, sind für die Beur-
teilung der Lichtstärke eines Fernrohres
weniger geeignet, da durch die große
Anzahl ziemlich schwacher Sterne, die
auf einer verhältnismäßig kleinen Fläche
zusammengedrängt sind, eine allgemeine
Aufhellung des Himmelsgrundes erzeugt
wird. Versuche, die der Verfasser an
schwachen Plejaden- und Präsepesternen
angestellt hat, haben trotzdem die oben
mitgeteilten Ergebnisse nahezu bestä-
tigt. Für erstgenannte stand ein Kärt-
chen Photographischer Sterngrößen
schwacher Zentralplejaden von E.
Hertzsprung (A. N. 4767) zur
Verfügung. Die Sterne Nr. 84 (phot.
11.94m) — in der Nähe der hellen Al-
cyone — , sowie Nr. 144 (phot. 12.28m)
waren sicher zu sehen.
Die Lichtstärke des Fernrohres wurde
ferner an einigen schwächeren Nebeln
und Kometen geprüft. Der Ringnebel
in der Leier, der Spiralnebel in den Jagd-
hunden, der Nebel Mx im Stier (Krebs-
nebel) und die dem Andromedanebel
benachbarten kleinen Nebel sind gut
sichtbar. Am 18. und 19. August 1919
war es möglich, den schwachen Kometen
1919 a (Kopff), dessen Helligkeit
nach der Ephemeride 10.8m war, bei ge-
nauer Ortskenntnis zu sehen. DerKomet
1919 c (Mctcalf) wurde am 20., 21.
- 119 —
und 23. Oktober 1919 beobachtet. Er
hatte nach der Ephemeride 8.6m und
war im Zweizöller gut sichtbar. Die
Auffindung geschah mit Hilfe der Teil-
kreise.
Was das Auflösungsvermögen von
Doppelsternen anbetrifft, waren die Re-
sultate ebenfalls befriedigend. Nach-
stehende Doppelsterne sind bei starker
Vergrößerung (120- und 192 fach) sicher
als solche erkannt worden.
2 202 a Piscium .... 2.8^
668 ß Orionis AB . . 0.3
919 11 Monoc. B C . . 5.5
2382 e Lyrae 4.6
2383 5 Lyrae 4.9
2909 £ Aquarii 4.0
Die Zusammenstellung gibt für jeden
Stern die Nummer im Doppelstern-
katalog von S t r u v e (JS), den Namen,
die Größen beider Glieder, sowie den
Abstand und den Positionswinkel für die
angeführte Epoche.
Demnach kann man das Trennungs-
vermögen zu 2.3" für gleiche Doppel-
sternkomponenten von ca. 5. Größe an-
nehmen, was mit der von D a w e s auf-
gestellten Formel ^ —.
Öffnung in Zollen
übereinstimmt. Sie ergibt 2.28".
Prof. E. Hoff erwähnt u. a. in
seiner Abhandlung „Über die Trennbar-
keit von Doppelsternen in Fernrohren
von verschiedener Größe" (Sirius 51, 61),
daß man von einem Zweizöller nur 5"
verlangen kann und empfiehlt als Formel
für die Trennbarkeit der Doppelsterne
bei verschieden großen Objektiven die
20"
Gleichung d == — beider c/diekleinste
a2
mit dem betreffenden Instrument zu
trennende Distanz, a2 die Öffnung des
Objektivs in Pariser Zollen bezeichnet.
Daß sich diese Formel wenigstens für
kleine Instrumente nicht als anwendbar
erweist, zeigen obige Ergebnisse. In
genannter Veröffentlichung wird aller-
dings noch erwähnt, daß die aufgestellte
Formel nur der allgemeinen Erfahrung
entspricht, und daß ein besonders
scharfsichtiger Beobachter mit einem
vorzüglichen Instrumente oft erheblich
engere Doppelsterne trennen wird. Ver-
suche an mehreren ungeübten oder nur
wenig geübten Personen haben aber ein
günstigeres Ergebnis gezeitigt, als die
eben angeführte Regel es verlangt.
Aus folgenden Beobachtungen geht
hervor, daß das Objektiv dieses Instru-
mentes1) auch in andrer Hinsicht An-
3.9m
6.7
6.0
6.3
5.2
4.1
2.8'
9.9
2.8
2.9
2.4
3.4
314c
202
107
11
123
307
1912
1914
1900
1912
1915
1914
sehnliches zu leisten vermag. Die Sonne
zeigt dem Beobachter außer der feinen
Zeichnung der Flecke die Fackeln und
bei stärkerer Vergrößerung die Granu-
lation. Jupiter, der eingehend unter-
sucht wurde, ließ die Feinheiten seiner
Oberfläche, die Anordnung und Wolken-
form der Äquatorialstreifen gut er-
kennen. Der Schatten des Mondes III
war bei sämtlichen in der letzten Zeit
stattgefundenen Erscheinungen sicht-
bar. Ob dies auch bei den andern Tra-
banten der Fall ist, konnte der Verfasser
noch nicht feststellen. Diese Beobach-
tungen wurden vorteilhaft mit Vergröße-
rung 96 fach angestellt. Bei Saturn ist
sowohl der Schatten- des Ringsystems
auf der Scheibe, als auch der des Pla-
neten auf den Ringen zu sehen. Die
Cassini sehe Teilung ist bei nicht zu
geringer Öffnung an den äußeren Enden
des Ringes wahrzunehmen (1919 war
diese Trennungslinie noch angedeutet,
z. Z. ist sie unsichtbar). Ferner dürfte
wohl nicht bekannt sein, daß außer
Titan auch Rhea, diese aber nur in ihrer
größten Elongation, zu sehen ist.
1) Leider sind uns vom gleichen Fern-
rohrtyp auch ungünstige Ergebnisse mit-
geteilt. Der Besteller tut daher gut, auf
Garantie der Qualität des Objektivs zu
dringen. Red.
— 120 —
Weitere Untersuchungen erstreckten
sich auf die Beobachtungen am Tage
(die Sonne stand bei allen erwähnten
Beobachtungen über dem Horizont).
Um solche mit Erfolg anstellen zu kön-
nen, muß das Instrument mit Teil-
kreisen versehen sein und genaue paral-
laktische Aufstellung besitzen. Merkur
wurde einige Male beobachtet: 1919
September 1 ld 0h, 12d 0h und 1920 März
ld lh; bei starker Vergrößerung war die
Phase zu erkennen. Venus, die vom
4. Juni 1919 ab regelmäßig Um die Mit-
tagszeit aufgesucht wurde, blieb dem
Verfasser nur am Tage der unteren Kon-
junktion zur Sonne, 1919 September 13,
verborgen. Untersuchungen über die
Sichtbarkeit Jupiters am Tage, ange-
stellt im September und Oktober 1919,
fielen ebenfalls recht günstig aus; der
nördlicheÄquatorialstreifen war deutlich
sichtbar. Die hellsten Fixsterne a Canis
majoris, a Lyrae, a Aurigae, a Bootis
und ß Orionis sind selbst in der Nachbar-
schaft der Sonne ohne Schwierigkeit
wahrzunehmen. Bei größerem Abstand
von dieser erstreckt sich die Sichtbarkeit
auch auf Sterne bis zur 2. Größe.
Die Leistungsfähigkeit dieses Zwei-
zöllers ist nach Vorstehendem wider Er-
warten mancher Liebhaber groß und
wird wohl manche Bedenken derjenigen
zerstreuen, die, da sie nicht in der Lage
sind, sich ein größeres Instrument an-
zuschaffen, bisher vorzogen, auf den Er-
werb eines kleineren Fernrohres zu ver-
zichten1). . [1168
Sonneberg (Thüringen).
0. Morgenrot h.
*) Zum Gelegenheitserwerb aus zweiter
Hand steht Ingedelia gern den Mitgliedern
zur Verfügung. Red.
Über den Bau einer Drehkuppel mit einfachsten Hilfsmitteln,
Der Herr Verfasser des unter der
obigen Überschrift im April-Sirius
enthaltenen Aufsatzes hat sich mit der
Selbstherstellung eines Rollenkranzes
so viel Mühe gemacht, daß den Eisenbau-
Fachmann aufrichtiges und schmerz-
liches Bedauern über die Arbeit be-
schleichen muß, die der Herr Verfasser
auf ein untaugliches Objekt verwendet.
Der von ihm beschriebene Rollenkranz
leidet an vielen Grundfehlern: Winkel-
cisen von nur 2 mm Wandstärke besitzt
weder dem Rost noch dem Sturm gegen-
über genügend Festigkeit, die Herstel-
lung aus vielen kleinen Teilen vergrößert
noch die Unstabilität, und beide Fehler
werden durch die übermäßig große Zahl
von kleinen Schrauben noch stark
unterstrichen. Auf dem Rollenkranz
baut sich die ganze Kuppel auf, und er
muß daher durchaus genügend stabil
sein. Dies ist der beschriebene keines-
falls. Man mag sich die eigentliche
Kuppel selbst bauen, wenn man sich
dieser Mühe unterziehen will. Den
Rollenkranz aber sollte man sich von
einer Dampfkesselfabrik als nahtlosen
Ring mit gut verschweißter Stoßstelle
bestellen. Ich habe mir für meine eben-
falls 3 m Durchmesser haltende Kuppel
von den ,, Deutschen Babcock & Wilcox
Dampfkessel-Werken, A.-G., Abteilung
Ringwerk, Oberhausen, Rheinland,
zwei derartig geschweißte Ringe aus
Winkeleisen 80 x 80 x 16 mm mit ein-
gedrehter Laufrinne zur Aufnahme dreier
Stahlkugeln von 80 mm Durchmesser
machen lassen. Der eine dieser Winkel-
eisenringe krönt das feststehende Unter-
teil, und in seine Laufrinne werden in
120° Abstand die 3 Stahlkugeln gelegt.
Auf diese kommt mit seiner Laufrimie
der zweite Winkeleisenring zu liegen,
und auf diesem baut sich die Kuppel
auf. Einer besonderen Befestigung be-
dürfen die Kugeln nicht. Sie werden
durch die Last der Kuppel auch bei der
Drehung in ihre'n richtigen Abständen
gehalten, was sich in 10 jähriger Praxis
einwandfrei bewährt hat. Ebenso be-
friedigt die Sturmsicherheit der Kuppel
vollkommen. Für die beiden fertig ge-
schweißten und mit der Laufrinne ver-
sehenen Winkeleisenringe habe ich im
Frieden einschließlich Fracht 120 M ge-
zahlt, und die drei Stahlkugeln hat mir
die Firma „Deutsche Waffen- und
Munitionsfabriken, Berlin NW 7, Doro-
theenstr. 35 für zusammen 20 M ge-
liefert.
Diese Preise, die vor 10 Jahren ge-
zahlt wurden, gestatten ja allerdings
keinen unmittelbaren Vergleich mit den
heutigen. Sie zeigen aber ohne weiteres,
daß ein sachgemäßer Laufkranz, der
gegen Wind und Wetter gefeit ist, nicht
nennenswert mehr kostet, als ein primi-
tiver, den der Liebhaber sich mit vieler
Mühe aus schwachem, dem Rost und
dem Sturm nicht genügend widerstehen-
dem Eisen bauen kann.
Auf dem von mir kurz beschriebenen
Laufkranz mag dann der Liebhaber seine
Kuppel selbst aufbauen, aber auch hier
wird er gut tun, die Versteifungsrippen
stärker als 2 mm zu wählen, und er wird
am besten fahren, wenn er sich die er-
forderlichen T-Eisen von dem genannten
Ringwerk im Kuppelradius rund biegen
läßt. Die Kosten hierfür sind gering.
Die Arbeit ist viel leichter und die
Kuppel wird formenschöner.
Will der Liebhaber die immerhin
nicht ganz leichte Arbeit des Rippen-
einbaus und der Deckung der Kuppel
mit Blech oder mit Holz auf sich neh-
men, so sollte er nicht die kleine Mühe
scheuen und sich die Kunst des Nietens
aneignen. Ein Niet hält viel besser und
sicherer, als eine Schraube. Man achte
nur darauf, daß der Niet stramm
in das Loch hineinpasse. Wackeln darf
er im Loche keinesfalls. Er sitzt am
besten, wenn es erst eines leichten
Hammerschlags bedarf, ihn in das Loch
hineinzutreiben. Derartig stramm ein-
getrieben, soll der Nietstift ungefähr das
l1^ fache seines Durchmessers aus dem
Loch heraussehen. Diesen heraussehen-
den Teil schlägt man dann mit einem
leichten Hammer von allen Seiten
zu einem Kopfe, dem sogenannten
Schließkopf nieder. Man macht am
besten erst einmal eine Anzahl Probe-
nietungen an einem alten Stück Eisen.
Ich drücke dem Herrn Verfasser im
Geist die durch die ungewohnte Schlos-
serarbeit gewiß hart gewordene Hand
und bitte ihn, überzeugt zu sein, daß
mich bei meiner Entgegnung nichts
anderes treibt, wie ihn bei seiner Ver-
öffentlichung, nämlich das Streben, das
Fürst Peter Kropotkin ,, Gegen-
seitige Hilfe" getauft hat. . [1190
Hugo Gantke,
Sternwarte Neufinkenkrug-Berliu.
Der Schraubenwert des Fadenmikrometers.
(Mit 1 Abb.)
Zur Bestimmung des Schrauben-
wertes in Bogensekunden einer Um-
drehung der Trommel des Fadenmikro-
meters benutzt man gerne die Dekli-
nationsdifferenz des ,,.4Z-Bogens" im
Perseus (Sternhaufen h). Dieser um-
faßt 18l/2 Bogenminuten mit passender
Unterteilung, wie die uns von Herrn
Prof. G r a f f freundlichst überlassen e
Karte erkennen läßt.
Die Deklinationsdifferenz
folgendermaßen anzunehmen:
AZ ist
Jahr
Differenz
1920.0
1114.95"
1925
1114.59
1930
1114.23
1935
1113.87
1940
1113.51
— 122 —
Bei sehr genauer Rechnung ist der
Einfluß der Refraktion zu berücksich-
tigen sowie die sog. „Red. auf den
Aufforderung. Beobachter, die im
Besitz noch unpublizierter Beobach-
tungen der Helligkeit und Farbe der
Nova Aquilae 3 sind, werden dringend
gebeten, diese zur Verfügung zu stellen,
um die Herstellung einer, soweit mög-
lich, alle Beobachtungen umfassenden
Licht- und Farbenkurve zu ermöglichen.
Eine vorläufige Lichtkurve ist bereits
in den A. N. veröffentlicht worden
und eine ausführlichere alle uns bis
Oktober 1919 zugängliche Beobach-
tungen umfassende Kurve wird bald er-
scheinen. Einsendungen sind direkt an
Jahresanfang" (siehe Becker, Mikr.
Mssg., S. 133) auszuführen.
11128
20'
Herrn G. H a a r k , Urania-Sternwarte,
Kopenhagen, F. (Dänemark) zu richten.
Wir bitten im voraus unsern verbind-
lichsten Dank zu empfangen.
Urania-Sternwarte. Kopenhagen, F.
Mai 192(1 C. Luplau Janssen.
Mondphotometrie (hierzu Tafel VI).
Die Sternwarte thterberg Prof. Ro-
senbergs, Tübingen, bringt als erste
Veröffentlichung eine photographische
Photometrie der Mondoberfläche von
F. W. P. G o e t z , und zwar für 55
Punkte. Als Haupterfordernis für
8™ 9T 10'
•z
•/
Ii
■
•
• • ..V* •
• »0.
•c
•
•A
Der '4Z-Bogen im Perseus.
Rundschau.
— 123 —
exakte derartige Messungen gilt: Bei-
behaltung der Expositionszeit für alle zu
vergleichenden Aufnahmen. Läßt sich
dies nicht durchführen, müssen die Be-
obachtungen wenigstens so angelegt
werden, daß man experimentell für jede
Schwärzung den Gewinn an • Größen-
klassen bestimmen kann, der einer be-
stimmten Änderung in der Belichtungs-
zeit entspricht. Von diesem Gesichts-
punkt aus wurden die einzelnen Auf-
nahmen wie folgt hergestellt: Zunächst
wurde mit dem apochromatischen Ob-
jektivst) mm Öffnung, 2400 mm Brenn-
weite) unter Zuhilfenahme eines Ver-
größerungssystems der Mond aufgenom-
men, der Bilder von im Mittel 55 mm
Durchmesser gab; Belichtung l8 bis 4S.
Dann wurden an zwei gegenüberliegen-
den Punkten der Platte lediglich mit
dem Objektiv exponierte extrafokale
Scheibchen von 1.80 mm des Polar-
sterneshinzugefügt; Belichtungszeit 608.
Zur Ermittelung der Plattenkonstanten
dienten vier im Laboratorium auf-
kopierte Vergleichskeile, die bei vier
Lampenstellungen mit Belichtungszeiten
gleich der des Mondes bzw. einer gleich
der von Polaris erhalten wurden. Die
Platten zeigten dann das in unserer
Tafel VI wiedergegebene Bild. Zur Be-
stimmung der Schwärzung diente ein
Hart mann sches Mikrophotometer.
Bei der Reduktion wurde sowohl auf
Extinktion als auch auf Veränderlich-
keit des Polarsternes sowie auf die Über-
strahlung seines extrafokalen Bildchens
durch Verschleierung des Untergrundes
der Platte in der Nähe des Mondrandes
Rücksicht genommen. Die gefundenen
Albedowerte für die 55 Punkte schwan-
ken zwischen 0.109 und 0.312, wobei die
Albedo des mittleren Vollmondes zu
0.171 und die Flächenhelligkeitsdifferenz
zwischen Sonne und Mond zu 14.33m
bestimmt wird. P. H.
Die Dämmerungserscheinungen auf
dem Planeten Venus. In der „Zeitschrift
für Sinnesphysiologie" (Bd. 50, 338 bis
346) gibt Geh. Rat Wilhelm F i 1 e h n e
Experimente bekannt, die von ihm mit
für verschiedene Helligkeit adaptiertem
Auge angestellt worden sind. Es zeigte
sich hierbei, daß die für Dämmerungs-
licht adaptierte Netzhaut in der Lage ist,
unmittelbar neben verhältnismäßig hel-
len Flächen auch solche geringerer Hel-
ligkeit aufzufassen. Hat unser Seh-
organ jedoch Dunkeladaption ange-
nommen, so wird durch die relative
Blendung die Umgebung des hellen
Netzhautbildes unempfindlicher, und die
weniger helle Fläche wird von uns nicht
mehr empfunden. Diese Ergebnisse
werden von F i 1 e h n e auf Erschei-
nungen am Planeten Venus angewendet,
die er hierdurch physiologisch zu er-
klären sucht. Er geht von dem insbe-
sondere von H. C. V o g e 1 angegebenen
Fernrohrbilde der Sichelphase der Venus
(s. Abb.) aus und schreibt dann:
„Auf die Kugelform des Planeten
bezogen kann dies dahin gedeutet wer-
den, daß in der Atmosphäre der Venus
noch etwa 30 bis 40° über die Grenze der
von der Sonne beschienenen Hälfte der
Planetenoberfläche hinaus ein Dämme-
rungslicht (schwächer als die Sichel
leuchtend) wahrnehmbar sei und daß
von hier aus ein noch schwächerer Licht-
schein sich weiter über die dunkle Hälfte
des Planeten breite. Dieser Deutung
schien aber bisher entgegenzustehen, daß
man diese „Dämmerungs"-Erscheinung
an der Venus nur während der irdischen
— 124 —
Dämmerung, und zwar nur am noch sehr
hellen' Dämmerungshimmel, nicht aber
am heiteren dunkeln Nachthimmel zu
sehen bekommt, an dem doch sonst alle
astronomischen Lichterscheinungen viel
deutlicher werden als am helleren Him-
mel. Für die Sichel der Venus findet
dies (scheinbare) Hellerwerden bei Zu-
nahme der Dunkelheit des Himmels ja
auch statt, nicht aber für den „Dämme-
rungs"schein, der im Gegenteil ver-
schwindet, sobald das Auge dunkel-
adaptiert ist. Unsere Versuche haben
uns nun gelehrt, daß dies auf folgendem
beruhen kann. Das dunkeladaptierte
Auge sieht die Sichel sehr hell, fast
blendend. Daher wird in der Netzhaut
der das Sichelbildchen umgebende
Stäbchenapparat — infolge relativer
Blendung — auf größere, fast blendende
Helligkeit adaptiert und verliert seine
Empfindlichkeit gegen schwaches Licht,
so daß er durch den schwachen Venus-
dämmerungsschein nicht mehr erregt
wird, während in der Zeit der irdischen
Dämmerung die Sichel nur als schwach
leuchtend empfunden und durch sie die
Dämmerungsadaptierung des Stäbchen-
apparates nicht gestört wurde. In dieser
Dämmerungsadaption ist aber der Stäb-
chenapparat maximal, jedenfalls ge-
nügend empfindlich, um dem Sehbe-
wußtsein die Wahrnehmung des schwa-
chen Venusdämmerungslichtes zu er-
möglichen.
Wenn die Technik des Planeten-
photographierens imstande wäre, der-
artige feine Einzelheiten, wie die der
Vogel sehen Figur, objektiv festzu-
legen, so würden die Astronomen jaschon
längst den Sachverhalt auf diesem Wege
klargestellt haben. Da aber gerade
hierin der photographische Apparat er-
heblich weniger leistet als das mensch-
liche Auge, erlaube ich mir den Astro-
nomen einen Vorschlag zu machen und
einen Weg zu zeigen, auf dem mit Leich-
tigkeit sich ermitteln läßt, ob meine an
der 5 cm- Kugel gemachten Erfahrungen
sinngemäß auf die Venus zu übertragen
sind.
Ein Beobachter habe in der Zeit der
beginnenden irdischen Dämmerung ne-
ben der Venussichel den Vogel sehen
Lichtschein gesehen und einige Stunden
später am Nachthinimel sein Fehlen
festgestellt. Er erhelle jetzt den Raum,
in dem er sich befindet, mit einem eben-
so starken Dämmerlichte, wie jenes war,
bei dem er die Vogel sehe Figur ge-
sehen hatte. Er adaptiere sein Auge für
diese Helligkeit. Unseren experimen-
tellen Ermittlungen entsprechend sind
jetzt, d. h. so« lange die Dämmerungs-
adaptierung seines Auges vorhält, sämt-
liche Bedingungen erfüllt, um auch am
Nachthimmel die Venusdämmerung
wahrzunehmen. Sollte jetzt die V o g e 1-
sche Figur nicht sichtbar sein und ihre
Sichtbarmachung in keiner Weise sich
verwirklichen lassen, so sind zwar
meine Experimente und Schlüsse darum
doch richtig, aber sie würden für die
Venusdämmerung nicht anwendbar sein.
Ich zweifele aber nicht, daß der vor-
geschlagene Versuch ein positives Er-
gebnis liefern wird." [1154
Neues vom Jupiter. Der „Große
Fleck" auf Jupiter ist seit Wochen ver-
schwunden. Gerade an seinem Orte
und im ganzen Südgürtel des Planeten
vornehmlich in der Breite seiner Süd-
hälfte, gehen heute noch unvorstellbar
großartige Umwälzungen vor sich und
die Besitzer starker Fernrohre mögen
sich ihre Überwachung nicht entgehen
lassen.
Eine Beobachtung am 17. Januar
ließ das Oval noch in äußerst zarter Form
und Tönung erkennen, d. h. ich ver-
mutete das. Erst wochenlang später
stellte ich durch die Siriusephemeride
und meine Bearbeitung der Eigenbe-
wegung des Gr. Fl. seit 1912 fest, d.aß
jenes Oval tatsächlich der Fleck war.
Seitdem sind die stärksten Stürme und
Umwälzungen über die Stelle hinweg-
gegangen. Aber es hat den Anschein,
— 125 —
als ob der alte Zustand sich langsam
aus dem Chaos herausschälen wollte.
Darum tut Wachsamkeit not, damit die
Entwicklung der Ereignisse an den Tag
kommt.
In der Breite der von Brenner vor
25 Jahren untersuchten tieftönigen
„Violin"- und ,, Granatflecke", nämlich
am N-Rande des stark tätigen, aber an-
scheinend im Zerfall begriffenen N-
Gürtels, treten neuerdings wieder solche
längliche Flecke auf. Sie sind teils
spindelförmig und von 3" bis 4" Länge,
teils an ihrem N-Rande inmitten mit
einem ovalen, weißen Flecken versehen,
Seiten eingeschnürt, wie die ,, Violin-
flecke" waren; neuere Wahrnehmungen
lassen mich vermuten, daß die gegen-
wärtige Kennzeichnung solcher Flecke
auch in Lussin s. Z. mit stärkeren Mitteln
beobachtet worden wäre; die weißen
Stellen messen weniger als eine Bogen-
sekunde.
Weiter ist bemerkenswert, daß
weiße, ja glänzende Flecke in verschie-
denen Breiten, auch im tiefen Süden
zwischen schmalen Bändern, auftreten.
Schiefgerichtete graue Streifen von
größerer Längenerstreckung, wie sie in
den letzten Wochen hie und da sich
zeigten, dürfen nicht falsch gedeutet
werden. Dergleichen als einheitliche
Form gibt es auf Jupiter nie und gab es
nie; immer ist das ein summarischer Ein-
druck in verschiedener Länge und Breite
sich folgender Dunkelheiten, die natür-
lich ursächlich zusammengehören. Bei
guter Luft erkennt man aber die Einzel-
teile, aus denen sich die scheinbare
schiefe Linie zusammensetzt, und so
muß auch eine Zeichnung den Tatbe-
stand wiedergeben, [lies] Ph. Fauth.
Die Farben der Doppelsterne. Die
von Ercole Dembowski in den
Jahren 1852—1878 angestellten Beob-
achtungen von Doppelsternen sind, so-
weit sie die Farbenangaben betreffen,
von C. W i r t z und W. Schreyer
einer sehr eingehenden Bearbeitung
unterzogen worden (A. N. 5034 — 35).
Haupterfordernis war zunächst, die in
Worten gegebenen Farbenschätzungen
in eine Skala zu bringen, um so eine
statistische Untersuchung möglich zu
machen. Der dann abgeleitete allge-
meine m. F. einer Farbenschätzung
wird zu ± 0.98c gefunden. Eineatmo-
sphärische Rotfärbung, die
sich durch Abhängigkeit der Farbe von
der Zenitdistanz zeigen müßte, spricht
sich ebensowenig wie eine Hellig-
keitsgleichung der Stern-
farbe aus, die durch Vertiefung der
Farbe mit sinkender Helligkeit charak-
terisiert wird.
Die Vergleichung von Farbe und
Spektrum zeigt einen deutlichen Gang,
wobei die weißesten Sterne zwischen die
Spektralklassen B 5 und A, das sind die
Heliumsterne, zu liegen kommen. Eine
Feststellung der Streuung der Stern-
farben bei den einzelnen Spektren
scheint anzudeuten, daß der Zusammen-
hang zwischen Farbe und Spektrum
um so lockerer wird, je älter der Stern
ist. Im Mittel wird jedenfalls gefunden,
daß die Farbe zu nahe 3/4 durch das
Spektrum bestimmt ist.
Schon bei den Doppelstern-Farben-
schätzungen von W. S t r u v e und
C. W i r t z hatte sich deutlich gezeigt,
daß der absolute Farbenunterschied
beider Komponenten um so größer wurde,
je größer ihr Helligkeitsunterschied war.
Es lag nahe, dieses Phänomen auch an
dem Dembowski sehen Material zu
prüfen. Eine Ordnung der Sterne nach
Helligkeitsunterschieden bestätigte diese
Erscheinung augenfällig, während eine
Ordnung nach Farbenunterschieden
keinen regelmäßigen Gang der Hellig-
keitsunterschiede ze:gt. Die im Ver-
gleich zu den Farben ungleich besser
bestimmten Helligkeiten dürften die Ur-
sache sein.
Die Diskussion der W i r t z sehen
Farbenschätzungen hatte L a u finden
lassen, daß die Begleiter der jüngeren
— i26 —
Spektraltypen im Durchschnitt tiefer
gefärbt sind als die Hauptsterne, wäh-
rend bei den späteren Typen das um-
gekehrte zutrifft; der Übergang findet
zwischen den Typen F 5 und G statt.
Auch bei Dembowski wurde die-
selbe Erscheinung gefunden. Während
Lau glaubte, eine physikalische Er-
klärung annehmen zu müssen, sieht
Wirtz hierin nur die notwendige
Folge der zufälligen Verteilung der phy-
sikalischen Zustände der Doppelsterne,
zumal die bei Dembowski vor-
kommenden visuellen Doppelsterne das-
selbe Verhalten zeigen.
Es wird unsere Leser besonders
interessieren, zu hören, daß Dem-
f1
n
Mabs.
< 0X120
23
-0.4
0/021—0/040
19
+ 0.2
0.041—0.070
36
+ t).3
0.071—0.100
29
+ 0.7
0.101—0.150
38
+ 0.8
0.151—0.200
31
+ 2.3
0.201—0.300
35
+ 2.7
0.301—0.500
51
+ 3.2
bowski auch „nur" Liebhaberastro-
nom war. Gerade auch aus diesem
Grunde haben wir der Diskussion seiner
Beobachtungen einen verhältnismäßig
breiten Raum gewährt, um dadurch
unseren Freunden einen Ansporn zu
gleich wertvollen und intensiven Beob-
achtungen zu geben. P. H. [1175
Parallaxenbestimmung durch Spek-
trallinien. Die durch Adams und
Kohlschütter gegebene Methode
zur Ableitung der Parallaxen aus der
Intensität gewisser Spektrallinien mußte
zunächst, besonders für Sterne mit
kleiner Parallaxe, unsicher bleiben, da
sie, je mehr desto besser, Material von
Sternen voraussetzte, bei denen Spek-
trum und trigonometrisch bestimmte
Parallaxe bekannt waren, so daß man
an ihnen eine eventuelle Beziehung
dieser beiden Größen bestimmen konnte,
derartige Sterne aber noch sehr spärlich
waren. Im Laufe der Zeit wuchs jedoch
die Anzahl der direkt gemessenen Paral-
laxen, dazu traten die aus der Eigen-
bewegung für ganze Gruppen von Ster-
nen abgeleiteten mittleren Parallaxen,
wodurch die Grundlage für die oben
erwähnte Methode bedeutend erweitert
wurde. Die hierdurch ermöglichte er-
neute Bestimmung der Beziehung zwi-
schen Spektrum und Parallaxe ist 1918
von Adams und Strömberg aus-
geführt worden. Welchen Grad von Ge-
nauigkeit man dieser Methode bereits
zuschreiben kann, mag aus nachstehen-
der Tafel hervorgehen, die wir den Com-
munications des Mount Wilson-Ob-
servatoriums Nr. 58 entnehmen.
Kspec.
ntrig.
HS 7lt
0'009
+ o!oo8
+ o!ooi
0.013
0.007
+ 0.006
0.013
0.016
— 0.003
0.016
0.021
— 0.005
0.021
0.026
— 0.005
0.039
0.038
+ 0.001
0.042
0.043
— 0.001
0.042
0.042
0.000
Die Zusammenstellung umfaßt
Sterne der 3.5 bis 6.5 Größenklasse. Die
einzelnen Spalten geben die Grenzen
der Eigenbewegung ju, die Anzahl n,
die mittlere absolute Größe Mobs, und
Parallaxe jisvc., das Mittel der trigono-
metrischbestimmten Parallaxe TTtrig. und
schließlich die Differenz der auf den
beiden Wegen erlangten Parallaxen
7Za— %. P. H. [1180
Die Nordische Astronomische Zeit-
schrift. Die Astronomische Gesellschaft
in Kopenhagen gibt die ,,Nordisk Astro-
nomisk Tidskrift" in neuer Reihe heraus.
Dieser Umstand ist für die Freunde der
Himmelskunde insofern von Bedeutung,
als hier wohl zum erstenmal eine so
prominente Persönlichkeit wie Prof.
Elis Strömgren sich einer Unter-
nehmung widmet, die wesentlich den
ernsten Amateurastronomen angeht. Ein
Zeichen, daß allmählich die Arbeit der
Liebhaber immer ernster genommen
wird! Strömgren ist „Formand"
der Astronomisk S e 1 s k a b und Dr.
Gyllenberg, Prof. Schroeter
und Fräulein Vinter Hansen sind
Redakteure der Zeitschrift. Werfen wir
einen Blick in das erste Heft der neuen
Reihe.
Der erste Beitrag von El is Ström -
g r e n , betitelt ,, Scylla och Charybdis"
behandelt die Entwicklungsgeschichte
der Sterne insbesondere auf Grund der
Eddington sehen Theorie. Scylla
und Charybdis sind die beiden Grenzen,
innerhalb deren ein Stern" als solcher
nur existieren kann. Ist nämlich ent-
weder seine Masse kleiner als ein
Siebentel der Sonnenmasse, so erreicht
seine effektive Temperatur noch nicht
3000°, mit anderen Worten, er leuchtet
überhaupt nicht, oder seine Masse über-
schreitet etwa das Hundertfache der Son-
nenmasse, dann wird das Gebilde infolge
des inneren Strahlungsdruckes instabil.
Der zweite Beitrag von Mag. scient.
Julie M. Vinter Hansen „Om
Stjernetemperaturer" behandelt die Be-
stimmung der Sterntemperatur und gibt
eine graphische Darstellung des Zusam-
menhanges der Miß M a u r y sehen
Spektralklassen mit den effektiven Stern-
temperaturen.
Den größten Raum nimmt eine Über-
setzung von A. S. Eddingtons Vor-
trag über ,,Tyngdekraften og Relativi-
tetsprineippet" ein, die neben Einstein
auch wesentlich der Verdienste Min-
kowskis gedenkt.
Den Schluß des 32 Seiten starken
Heftes bilden kleine Mitteilungen und
Vereinsangelegenheiten.
Zunächst erscheinen im Jahre vier
Hefte. Der Jahresbezug kostet im Buch-
handel (in Korn, bei G. C. G a d , Kbh.)
6 Kr. jährlich, also etwa 60 M. Leider
wird unsere Valuta zunächst nur wenigen
den Bezug dieser interessanten Hefte er-
möglichen; auch die Kenntnis des
Dänischen ist bei uns zu wenig ver-
breitet. Kr. tii9i
Bücherschau.
Dr. Friedrich Nölke, Das Problem der
Entwicklung unseres Planetensystems. Eine
kritische Studie. Zweite, völlig umgearbei-
tete Auflage mit einem Geleitwort von Prof.
Dr. H. Jung. XIV +387. Berlin 1919.
Jul. Springer Verlag. Preis geh. 28 M.
Die zweite Auflage bedeutet einen sehr
großen Fortschritt gegenüber der ersten,
von der nur ganz wenig erhalten geblieben
ist. In dem analytischen Teil wird zu-
nächst eine „erzwungene" und dann eine
spontane Entwicklung der Sonne und der
Planeten sowie der Trabanten und Ko-
meten diskutiert, und zwar einmal im ge-
schlossenen und das andere Mal im offenen
System. Der synthetische Teil beginnt mit
der physischen Konstitution der kosmischen
Nebel und behandelt entsprechend die ein-
zelnen Himmelskörper einschließlich des
Zodiakallichtes. In einem Rückblick wer-
den dann alle Ergebnisse zu einem einheit-
lichen Bild zusammengefaßt, das eine plau-
sible Beschreibung der Entwicklung unseres
Planetensystems enthält und in dem der
Einfluß des Strahlungsdruckes, der an-
fänglich die innere Gravitation schwächte,
eine große Rolle spielt. Hiernach hat das
Werk für jeden tiefer schürfenden Freund
der Sternforschung wesentliches Interesse
1155] Kr.
Dr. Ph. Lötzbeyer, Grundlehren der
darstellenden Geometrie mit Einschluß der
Perspektive. Mit Anhang: Darstellende Geo-
metrie des Geländes (Kotierte Projektion).
IX + 132 S. 191 Fig. u. 4 Abb. Dresden.
Verlag von L. Ehlermann 1918.
Das vorliegende Buch ist zwar in
erster Linie als Abschluß des Lehrbuches
der Mathematik für die Oberstufe der Real-
anstalten von Dronke-Lötzbeyer gedacht,
bietet jedoch auch jedem, der für darstel-
lende Geometrie Interesse hat, eine sehr
anregende Quelle der Belehrung. In sehr
günstigem Zusammenarbeiten von Verfasser
und Verlag, der eine für Kriegsverhältnisse
geradezu erstaunliche Ausstattung in den
zum Teil mehrfarbig gedruckten Figuren
ermöglichte, ist hier ein Werk entstanden,
das durch die lichtvolle und durch künst-
lerische Beigaben belebte Darstellung die
Beschäftigung mit diesem mathematischen
Stoff geradezu zum Vergnügen macht. Für
— 128 —
den zeichnenden Astronomen (besonders
Mondforscher) hat besonders der Anhang
Interesse. [ii56] Kr.
Das Wesen des Lichts. Von Prof.
Dr. Max Planck. Verlag Julius Sprin-
ger, Berln 1920. (22 S.) Preis geh. 1,60 M>.
Das Heftchen gibt einen Vortrag wie-
der, den der Verf. am 28. Oktober 1919 in
der Hauptversammlung der Kaiser-Wil-
helm-Gesellschaft gehalten hat. Er zeigt
uns, wie die H u y g e n s sehe Undulations-
theorie nach hartem Kampf schließlich
über die N e w t o n s c he Emanationstheo-
rie siegte, wie dann durch die Arbeiten von
Maxwell die Optik in die Elektrodyna-
mik eingegliedert wurde. Was hier vor-
läufig noch Theorie blieb, konnte später
durch Hertz und Laue experimentell
bestätigt werden. Weitere experimentell
festgestellte Tatsachen führten schließlich
zur sog. QuantenhypotXese des Lichtes, die
an die alte Newton sehe Theorie er-
innert, und der sich, wie dieser, Schwierig-
keiten bei der Erklärung der Interferenz
entgegenstellen. Die Physiker sind eifrig
bemüht, hier einen Ausweg zu finden. Hof-
fen wir von diesem unblutigen internatio-
nalen Kampf bald eine Entscheidung, die uns
wieder einen tüchtigen Schritt in der Natur-
kenntnis vorwärts tun läßt. [1170 P. H.
Cuno Hoffmeister, Sternkarten zum Ein-
zeichnen von Meteoren, Nordlichtstrahlen
und ähnlichen Phänomenen. Die vier Kar-
ten (drei Äquatorkarten und eine Nord-
polarkarte) umfassen das Gebiet vom Nord-
pol bis 34° südlicher Deklination und er-
möglichen mit Hilfe der beigegebenen Meß-
streifen ein leichtes Ablesen der Koordinaten
der eingezeichneten örter. Es wird ange-
nehm empfunden werden, daß keinerlei Netz-
zeichnung oder Beifügung von Sternnamen
den Vergleich mit dem direkt am Himmel
Gesehenen stört. Der Preis beläuft sich auf
M 1 .— für die Polarkarte, je M —.80 für die
Äquatorkarten oder M 3.60 für alle vier ein-
schl. Zusendung. Der Bezug erfolgt direkt
durch Herrn Hoffmeister, Jena, Sternwarte.
Wir können die Karten nur empfehlen.
Angelegenheiten der Ingedelia.
Es hat sich als erforderlich herausgestellt, folgendes anzuordnen.
Zur Gründung von Ortsgruppen, die mehr sein wollen als zwanglose Vereini-
gungen von Mitgliedern und korporativ aufzutreten wünschen, ist eine vom Vor-
stand erteilte Vollmacht erforderlich. Solange diese nicht besteht, kann der Vorstand
die Vertretungsmacht des etwaigen Gruppenleiters nicht anerkennen.
Die Geschäftsstelle der Ingedelia befindet sich nach wie vor Berlin NW 40,
Hindersinstr. 7. Auskünfte, besonders für Groß-Berlin, erteilt der Stellv. Sekretär,
Herr G. v. S t e m p e 1 1 , Charlottenburg, Leonhardstr. 4 II (Fernruf Wilhelm
7195). Herr Kur d Kißhauer ist von einer offiziellen Vertretung des Vor-
standes als Sekretär der Ingedelia suspendiert.
Durch besonderes Entgegenkommen des Leiters der Übungssternwarte der
Universität Berlin (Alte Urania, Berlin NW 40, Invalidenstr. 57—63), Herrn
Prof. Dr. G. W i 1 1 , können die monatlichen Mittwochsversammlungen der Groß-
Berliner Mitglieder der Ingedelia jetzt bis auf weiteres in der genannten Stern-
warte stattfinden. Irgendwelche Unkosten erwachsen den Mitgliedern dadurch
nicht. Anfragen sind an Herrn v. S t e m p e 1 1 zu richten.
Im Auftrage des Vorstandes
(gez.) Dr. H. H. K r i t z i n g e r , Präsident.
Redaktionelles.
Infolge der weiteren Portoerhöhung bitten wir dringend, allen Einsendungen
und Anfragen Rückporto beizufügen. Die Schriftleitung.
Herausgeber: Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40461
Schriftleitung: Paul Hügeler Berlin SO 33, Schlesischestr. 21
Mondaufnahme zu photometrischen Zwecken mit extrafokalen
Scheibchen des Polarsternes und Vergleichskeilen.
Sirius 1920; Heft 6.
Tafel VI.
Band 53
1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
In Ii 1Q?ft »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
Uli 11 lytv Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Flut und Ebbe. Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbild. S. 129. (Fortsetz.)
— Der innere Aufbau der Sterne. Von Dr. Arnold Kohlschütter. S. 135. (Schluß.) —
Über Meridiankreise. Von Prof. Dr. J. A. Repsold j\ S. 138. — Beobachtungen von
Jupiter und Venus. (Hierzu Tafel VII.) S. 141. — Julius Elster f. S. 143. — Zur
Statistik der Sonnenflecken. S. 144. — Rundschau. S. 147. — Bücherschau. S. 148.
Flut und Ebbe.
Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen.
II.
Um nunmehr den Grundgedanken
einer, von der bisher üblichen Ansicht
abweichenden Auffassung von der Kraft,
welche die Tiden verursacht, in ein-
facher Weise erläutern zu können, setzen
wir zum Zwecke einer ersten, leicht
durchzuführenden Untersuchung vor-
aus, daß die Ebene des Erdäquators mit
der Ebene der Ekliptik zusammenfalle,
und daß der Erdmittelpunkt um den
Sonnenmittelpunkt, oder genauer um
den Schwerpunkt des Systemes Sonne-
Erde in einem Kreise, also mit kon-
stanter Geschwindigkeit im Verlaufe
eines Jahres sich bewege.
Es handelt sich zunächst darum, fest-
zustellen, welche Kurve ein beliebiger
Massenpunkt des Äquators zufolge der
jährlichen Bewegung und der gleich-
zeitig stattfindenden Rotation der Erde
beschreibt. Diese leicht herzuleitende
Kurve ist in Abb. 6 dargestellt. 5 be-
zeichnet den Sonnenmittelpunkt, E den
Erdmittelpunkt, und der Kreisbogen
Sirius 1920
(Fortsetzung)
B B1 den entsprechenden Teil der Bahn,
die der Punkt E beschreibt. Die abzu-
leitende Kurve beginnt rechts in der
Abbildung mit der Mitternachtsstellung
desÄquatorpunktes p in der Lage bei \2K
Der Erdmittelpunkt schreitet in dem
Kreisbogen B Bx mit gleichbleibender
Geschwindigkeit von rechts nach links
nach je zwei Stunden zu den Stellungen
fort, die mit den unterstrichenen Zahlen
12h, 14h, 16* usw. angegeben sind. Der
Äquatorpunkt p rückt in den gleichen
Intervallen zu den Stellungen 12h, 14h,
16h usw. fort. Wie wohl ohne weiteres
ersichtlich ist, beschreibt der Massen-
punkt eine gestreckte Epizykloide, die
in Wirklichkeit ganz flach, in der Abb. 6
in weit übertriebener Darstellung ge-
zeichnet ist. Sollten die in der Natur
gegebenen Maßverhältnisse in der Ab-
bildung genau wiedergegeben werden, so
müßte der Äquatorpunkt p in den ex-
tremsten Stellungen bei 0h und 12&von
der Linie des Kreisbogens B B1 nur um
0,006 mm entfernt eingezeichnet werden.
Heft 7.
— 130 —
Es sollen nun die Geschwindigkeits-
verhältnisse des Äquatorpunktes beim
Durcheilen der verschiedenen Teile der
Epizykloiden näher untersucht werden.
Die Abb. 6 gibt sofort zu erkennen, daß
die Geschwindigkeit des Punktes p beim
Fortschreiten in seiner Kurve eine sehr
stark wechselnde ist. In der Stellung
bei 12h fallen jährliche Bewegung und
tägliche Rotationsbewegung der Erde
in derselben Richtung zusammen, hier
ist demnach die resultierende Geschwin-
digkeit gleich der Summe dieser beiden
Bewegungen, und zugleich ein Maxi-
mum. Sie übertrifft nicht unbedeutend
die Geschwindigkeit des Erdmittelpunk-
tes. In den Stellungen bei 14h und 16h
usw. nimmt die Geschwindigkeit des
Äquatorpunktes beim Fortschreiten in
der Epizykloide allmählich ab, und in
der Stellung bei 18h hat der Äquator-
punkt nur noch die Geschwindigkeit
des Erdmittelpunktes, dem er hier im
Abstände eines Erdradius voraneilx.
Von hier an nimmt die Geschwindigkeit
des Äquatorpunktes weiterhin ab bis
zur Stellung bei 0h. Hier haben jährliche
Bewegung und Rotationsbewegung der
Erde entgegengesetzte Richtungen, die
resultierende Geschwindigkeit ist dem-
nach gleich der Differenz der beiden Be-
wegungen und zugleich ein Minimum,
sie ist erheblich geringer als die des Erd-
mittelpunktes. Von der Stellung in 0h
an beschleunigt sich allmählich die Ge-
schwindigkeit des Äquatorpunktes beim
weiteren Fortschreiten in der Epizy-
kloide. In der Stellung bei 6h hat er die
Geschwindigkeit des Erdmittelpunktes
wieder erreicht, dem er hier im Abstände
eines Erdradius nacheilt. Nun nimmt
die Geschwindigkeit in den Stellungen
bei 8h und 10h weiterhin zu, bis in der
Stellung bei 12h das Maximum wieder
erreicht ist.
Um nun die Geschwindigkeit des
Äquatorpunktes allgemein durch eine
Gleichung festzustellen, betrachten wir
die Sachlage in Abb. 7. Befindet sich
der Punkt z. B. in a oder av so ist für
diese Stellung L bezüglich Lx der Stun-
denwinkel der Sonne. Bewegt sich nun
der Punkt zufolge der Rotation in einer
Sekunde von a nach b oder von ax nach
bv so ist die Komponente a c bezüglich
a^c-t die in der Richtung der jährlichen
Bewegung des Erdmittelpunktes, also
parallel der Verbindungslinie 6h — 18h
gezogen ist, zur Bestimmung der wech-
selnden Geschwindigkeit des Äquator-
1Zh
»5
Abb. 7.
punktes für den fernerhin verfolgten
Zweck die allein maßgebende Größe.
Die Komponenten a d und a1 dt sind,
wie weiterhin bewiesen wird, für unsere
weiteren Untersuchungen ohne Bedeu-
tung. Nun ist ac = ab cos L und
a1 c1 = ax b1cos Lv Die gesuchte Ge-
schwindigkeit beim Fortschreiten des
Äquatorpunktes in der Epizykloide ist
also in der Sekunde gleich der Geschwin-
digkeit des Erdmittelpunktes — a£cos L
bezüglich — a1b1cos Lv Bezeichnet
— 131 —
nun A den Abstand des Erdmittel-
punktes vom Sonnenmittelpunkte
wie vorher, r den Erdradius gleich
6 377 377 m als Einheit gesetzt, so ist,
wie vorher schon erwähnt, A = 23 439
Erdradien. Bezeichnet ferner T die
Teilen der Epizykloide in Metern ge-
geben durch die Gleichung
V=
2nAr
7i r
465 cos L.
cos L
Dauer des siderischen Jahres in Sekun-
den gleich 31 558 151s und / die Dauer
des Sonnentages gleich 86 164s,09, so ist
die jeweilige Geschwindigkeit V des
Äquatorpunktes in den verschiedenen
Wenn es sich fernerhin bei den zu
berechnenden Gleichgewichtsstörungen
und der jeweils wirksamen fluterzeugen-
den Kraft nicht um die größte Genauig-
keit handelt, so kann man von der wech-
— 132 —
selnden Entfernung des Äquatorpunk-
tes vom Sonnenmittelpunkte 5, die zu-
folge der Rotation der Erde fortwährend
sich ändert, ganz absehen. Die Größe
dieser Entfernung E ist hinreichend ge-
nau bestimmt durch die Gleichung
E = Ar — rcos L.
Ob nämlich der betreffende Äquator-
punkt um 23 439, oder jeweils in den
extremsten Stellungen bei 0h und 12h
um 23 439 + 1 Erdradien von 5 ent-
fernt ist, ist für die fernerhin auszufüh-
renden Störungsberechnungen ziemlich
gleichgültig. Stellt man die genaue Ent-
fernung nach der Gleichung für E in
Rechnung, so ist der Newtonsche Kraft-
faktor in die ferneren Ausführungen ein-
geschlossen. Setzt man dagegen statt
der wechselnden Größe von E die Zahl
A r für die Entfernung von S als Kon-
stante ein, so ist das Newtonsche Flut-
prinzip bei den weiteren Berechnungen
ganz ausgeschaltet. Aus der hier er-
örterten Auffassung von der Ursache
der Tiden leiten wir fernerhin eine so
große fluterzeugende Kraft ab, daß die
nach Newton aus den ganz gering-
fügigen Entfernungsunterschieden der
Massenpunkte des Erdkörpers vom Son-
nenmittelpunkte hergeleitete minimale
fluterzeugende Kraft ziemlich bedeu-
tungslos erscheint. Wir können daher
hier, ohne die Genauigkeit der weiteren
Berechnungen merkbar zu beeinträch-
tigen, die Sachlage auch so auffassen,
als ob der betreffende Äquatorpunkt
in dem Kreisbogen B% B3 in Abb. 6 in
unveränderter Entfernung von S die
Stellungen der doppelt unterstrichenen
Zahlen 12h, 14h, 16h usw. nach je zwei
Stunden durcheilte. Es ist dann viel-
leicht noch deutlicher ersichtlich, daß
der betreffende Äquatorpunkt zu den
verschiedenen Tageszeiten mit perio-
disch und beträchtlich wechselnden Ge-
schwindigkeiten auf seiner jährlichen
Bahn um die Sonne fortschreitet. In der
Stellung bei 12h ist die Geschwindigkeit
930 m größer als in der Stellung bei 0h.
Aus dieser zweifellos sicheren und
unbestreitbaren Tatsache müssen wir
nun die naheliegende und notwendige
Folgerung ziehen, daß die aus der wech-
selnden Geschwindigkeit bei der zykloi-
dischen Bewegung sich ergebende, auf
den Äquatorpunkt einwirkende Zentri-
fugalkraft ebenfalls periodisch und be-
trächtlich sich ändern muß. Denn wenn
ein in einer Kreislinie sich bewegender
Körper in einer bestimmten Zeit eine
bestimmte Strecke durcheilt, und dar-
auf in der gleich langen Zeit mit ver-
minderter Geschwindigkeit eine kleinere
Strecke durchläuft, so kann unmöglich
jemand bestreiten, daß die jeweils sich
ergebende Zentrifugalkraft im ersten
Falle größer ist, als im zweiten Falle.
Die Zentrifugalkraft C ist nach dem
bekannten physikalischen Gesetze be-
stimmt durch die Gleichung:
c = ^
R
wenn V die Geschwindigkeit und R den
Abstand des bewegten Punktes vom
Mittelpunkte des Kreises bezeichnet.
Da R nach dem Vorhergehenden als
konstant zu betrachten ist, so ist die
Größe von C nur abhängig von V2, und
muß daher damit entsprechend sich än-
dern. Es sei hier dazu noch bemerkt, daß
der Grund, wodurch die wechselnde Ge-
schwindigkeit verursacht wird, für die
in Rede stehende Schlußfolgerung nicht
mehr in Betracht kommt; sobald die
Tatsache der wechselnden Geschwindig-
keit feststeht, ist die Schlußfolgerung
ohne weiteres und unbedingt berechtigt.
Aus der festgestellten wechselnden
Größe der Zentrifugalkraft und der ent-
gegengesetzt wirkenden Anziehungs-
kraft der Sonnenmasse müssen nun fort-
während veränderte Beziehungen sich
ergeben, und diese werden das Verhalten
des betreffenden Äquatorpunktes beein-
flussen, welche anderen Kräfte und Ein-
flüsse auch auf ihn einwirken mögen.
Bei der konstanten Geschwindigkeit des
Erdmittelpunktes auf der angenomme-
— 133 —
nen Kreisbahn ist die auf diese einwir-
kende Zentrifugalkraft genau gleich und
entgegengesetzt der anziehenden Kraft
der Sonne, beide heben sich gegenseitig
auf, und der Erdmittelpunkt hat also
keinerlei Veranlassung, der Sonne sich
zu nähern oder von ihr zu entfernen. Ist
nun die Bahngeschwindigkeit des in
seiner Kurve fortschreitenden Äquator-
punktes größer als die des Erdmittel-
punktes, so übertrifft die entsprechend
gesteigerte Zentrifugalkraft die Anzie-
hungskraft der Sonne, der Punkt hat
also das Bestreben, von der Sonne sich
zu entfernen. Ist dagegen die Geschwin-
digkeit des Äquatorpunktes kleiner, als
die des Erdmittelpunktes, so übertrifft
die anziehende Kraft der Sonne die ent-
ist die Geschwindigkeit des in seiner
Kurve fortschreitenden Äquatorpunktes
kleiner, als die des Erdmittelpunktes,
die Anziehungskraft der Sonne ist dem-
nach größer, als die erheblich vermin-
derte Zentrifugalkraft, am meisten bei
(K Es werden also auf der der Sonne zu-
gewandten Erdhälfte die Wassermassen
des Meeres verstärkt von der Sonne an-
gezogen, in der Stellung bei 0h muß also
ebenfalls Hochwasser eintreten. In den
Stellungen bei 6h und 18h haben die be-
treffenden Äquatorpunkte dieselbe Ge-
schwindigkeit, wie der Erdmittelpunkt,
es werden also hier keine Gleichgewichts-
störungen hervorgerufen. Da von hier
aus nach beiden Seiten dieWassermassen
zur Bildung der Flutwellen und der
sprechend verminderte Zentrifugalkraft,
der Massenpunkt hat also das Bestreben,
der Sonne sich zu nähern. Nun ist in den
Stellungen von 6h über 12h nach 18h,
also während der Nacht, die Geschwin-
digkeit des Äquatorpunktes größer, als
die des Erdmittelpunktes, am meisten
bei 12h. Mithin überwiegt auf der der
Sonne abgewandten Erdhälfte die Zen-
trifugalkraft, es werden daher die hier
befindlichen Massenpunkte des festen
Erdkörpers und mehr noch die leichter
beweglichen Wassermassen des Meeres
am stärksten in der Stellung bei \2h von
der Sonne, und daher der Sachlage nach
auch vom Erdmittelpunkte hinweg ge-
drängt, es muß also bei 12& Hochwasser
eintreten. In den Stellungen von 18h
über 0h bis 6h, also während des Tages,
Hochwasserstände in Anspruch genom-
men werden, so muß in den beiden an-
gegebenenen Stundenwinkeln der Sonne
Niedrigwasser eintreten.
Die vorher gegebene Herleitung der
wechselnden Geschwindigkeit eines Mas-
senpunktes des Erdäquators ist nicht
ganz streng richtig. Bei der Bestim-
mung der Geschwindigkeit V sind noch
die vorher schon erwähnten Kompo-
nenten ad und a1d1 der Bewegung in
Abb. 7 zu berücksichtigen, um die
wirkliche Geschwindigkeit zu erhalten.
Um jeden Zweifel auszuschließen, soll
diese Frage hier genauer erörtert wer-
den. Zu diesem Zwecke gehen wir von
der Gleichung der gestreckten Epizy-
kloide aus. Diese lautet nach Abb. 81)
!) In Abb. 8 muß es statt a y heißen.
— 134 —
wenn wie vorher 5 den Sonnenmittel-
punkt und E den Erdmittelpunkt, R
den Abstand derselben und r den Erd-
radius bezeichnet, und p ein Punkt der
Epizykloide ist:
x == R cos <p -\- r cos xp
y = R sin cp -|- r sin xp
Das Bogenelement 0? 5 ist bestimmt
durch
ds = idx2-\-dy*
d x = — R sin cp d cp — r sin xp d xp
dy =
Die genauere Untersuchung dieser Frage
ergibt das Resultat, daß selbst in den
Stellungen bei und 18h, in denen die
Änderungen der jeweiligen Geschwin-
digkeiten am raschesten erfolgen, der
Unterschied der Geschwindigke ten in
zwei aufeinander folgenden Sekunden
nur 34 mm beträgt. Das ist bei einer
Geschwindigkeit von rund 30 km eine
gänzlich belanglose Größe. Bei diesen
Annahmen ist, da R gleich Ar zu
setzen ist ^
■ , 2nAr , , 2nr
Rdcp ~ und rdxp =
R cos cp d<p-\-r cos xp d xp
d x2 — (^sin cp d cp)2 + (rsin xpdxp)2 + 2R sin cp dcp • r sin xp dxp
d y2 = (R cos cp d cp)2 -f (r cos xp d 1p)2 + 2 R cos cp dcp • r cos xpdxp
ds2 = (Rdcp)2 (s\n2cp + cos2cp) + (rdip)2 (sin2 xp + cos2 xp)+2Rdcp
(sin cp sin xp + cos cp cos xp).
Es ist aber
sin cp sin xp + cos cp cos xp = cos -
ds = ]/(7?üf<p)2+ (rdxp)2+2Rdcp
Dabei wird der Winkel / von der Mitter-
nachtsstellung in zw an gerechnet. Wird
der Winkel in der. gewohnten Art als
Stundenwinkel der Sonne von der Mit-
tagsstellung in n an gerechnet, so ist,
wenn wie vorher L diesen Winkel be-
r dxp
-Cp) = COS /.
- r dxp cos /.
wenn wie vorher T die Dauer des side-
rischen Jahres, und / dieDauer des Stern-
tages in Sekunden bezeichnen. Es ist
dann die Geschwindigkeit V des Äqua-
torpunktes in seiner Bahn allgemein be-
stimmt durch die Gleichung:
2nAr\2
+
2nr
2nAr 2nr
cos L. (Gleichung I)
zeichnet, cos / = — cos L
Dann ist:
zu setzen.
Vergleichen wir die nach dieser Formel
berechneten Größen von V mit den aus
d s = i{Rdcp)2 + (rdxp)2 — 2 • Rdcp -rdxpcos L.
der vorher aufgestellten Gleichung
2nAr 2nr
Um nun zu einer für die Störungs-
berechnungen hinreichend genauen und
zugleich bequemen Formel zu gelangen,
nehmen wir an, daß die geringen Ver-
änderungen, welche die Winkel^ und xp
in einer Sekunde erfahren, als verschwin-
dend geringe Größen zu betrachten
seien. Diese Annahme schließt zugleich
die zweite Annahme ein, daß die Ge-
schwindigkeit des Äquatorpunktes in
seiner zykloidischen Bahn während
einer Sekunde konstant sei, was streng
genommen auch nicht ganz richtig ist.
V
cos L
T t
berechneten, so erhalten wir bei ver-
schiedenen Größen des Stundenwinkels
L die nachstehenden Resultate:
L = Ch
L = 2h
L = 4h
V nach
Gleich. I
29 297,6 m
29 360,6 m
29 532,2 m
29 765,0 m
V nach
Gleich. II
29 297,6 m
29 359,7 m
29 529,5 m
29 761,4 m
Unter-
schied
0,0 m
0,9 m
2,7 m
3,6 m
— 135 —
V nach V nach Unter-
Gleich. I Gleich II schied
L = 8* 29 996,0 m 29 993,3 m 2,7 m
L= 10^ 30 163,9 m 30 163,0 w 0,9 w
^=12^ 30 225,1 m 30 225,1 w 0,0 m
Die wirkliche Geschwindigkeit nach
Gleichung I ist natürlich immer größer,
als nach Gleichung II, der Unterschied
ist allgemein gleich 3,6 • sin2 L. Der-
selbe ist demnach bei einer durchschnitt-
lichen Geschwindigkeit von 30 km un-
wesentlich, und es wäre demnach ziem-
lich gleichgültig, welche von beiden
Gleichungen wir anwenden. Zur Fest-
stellung der jeweiligen Zentrifugalkraft
ist aber nicht die wirkliche Geschwin-
d'gkeit nach Gleichung I die maßgeben-
de, sondern die nach der einfacheren
Gleichung II berechnete. Dehn nur die
in der Richtung der jährlichen Bewe-
gung, also parallel zur Verbindungs-
linie 6h — 18h in Abb. 7 gezogenen Kom-
ponenten der Rotationsbewegung a c
und a1c1 gehen mit ihrem vollen Be-
trage in die Bahngeschwindigkeit des
Äquatorpunktes ein, und bestimmen da-
durch die Größe der Zentrifugalkraft.
Die Komponenten ad und a1d1 ver-
ändern in einer Sekunde nur in ganz ge-
ringem Maße den Abstand vom Sonnen-
mittelpunkte. Die genaue Berechnung
ergibt, daß durchschnittlich diese Ände-
rung der Entfernung den 455 millionten
Teil dieses Abstandes des Punktes be-
trägt. Selbst wenn wir diesen äußerst
geringen Bruchteil berücksichtigen woll-
ten, so würde auch bei genauester Be-
rechnung der Zentrifugalkraft die Größe
derselben praktisch nicht verändert.
Mithin ist die zweite Komponente a d,
bezüglich a1d1 ohne Bedeutung.
(Schluß folgt.)
Der innere Aufbau der Sterne.
Bericht über die Arbeiten von A. S. Eddington betreffend das Strahl ungsgleichge wicht.
Von Dr. Arnold Kohlschütter, Potsdam. (Schluß.)
Schwieriger und unsicherer ist die
Bestimmung der mittleren Dichte. Durch
statistische Untersuchungen ist gefun-
den worden, daß die späteren Sterne,
d. h. die gelben und besonders die roten
Sterne, sich offenbar in zwei deutlich
unterscheidbare Gruppen nach ihrer
absoluten Leuchtkraft trennen lassen,
in die sog. ,, Riesensterne" und die
,, Zwergsterne". Die Oberflächenhellig-
keiten sind für beide Gruppen gleich,
und auch die durchschnittliche Masse ist
für Riesen- und Zwergsterne dieselbe.
Aber die Riesensterne haben eine außer-
ordentlich geringe Dichte, daher große
Oberfläche und große Leuchtkraft, die
Zwergsterne dagegen sind dichte Sterne,
haben geringe Oberfläche und geringe
Leuchtkraft. Die Sonne gehört zu den
letzteren. Für die Reihe der Riesen-
sterne läßt sich nun durch verschiedene
astronomische Erfahrungstatsachen die
durchschnittliche Dichte in ihrer Ab-
hängigkeit vom Spektraltyp angeben.
So schätzt Russell durch eingehende
Diskussion des vorliegenden Materials
die durchschnittliche Dichte der Riesen-
sterne vom Spektraltyp M auf 1/25 000,
für gelbe Riesensterne ist die Dichte
größer und so weiter durch die Reihe der
Spektralklassen kontinuierlich anstei-
gend bis zu den Sternen vom Spektral-
typ A, die eine durchschnittliche Dichte
von Vio haben. Von Typ M bis Typ A
steigt also die Dichte auf das 2500 fache
an. Nach der vorliegenden Theorie des
Strahlungsgleichgewichtes soll die effek-
tive Temperatur proportional der
sechsten Wurzel aus der Dichte sein,
die sechste Wurzel aus 2500 ist 3.7,
also sollte die effektive Temperatur
der A-Sterne 3.7mal größer als die der
— 136 —
M-Sterne sein. Die Beobachtung liefert
für die M-Sterne die effektive Tempera-
tur 3000°, für die A-Sterne 11000°,
was mit der Theorie so gut über-
einstimmt, als nur erwartet werden
konnte. Auch die zwischenliegenden
Spektraltypen ordnen sich mit guter
Übereinstimmung ein.
Die gefundene Beziehung zwischen
Masse, mittlerer Dichte und effektiver
Temperatur liefert noch eine weitere
interessante Tatsache. Die absolute
Helligkeit eines Sternes, gemessen durch
die ausgestrahlte Energie, ist propor-
tional der vierten Potenz der effektiven
Temperatur und proportional seiner
Oberfläche, also proportional r2 • 7\4.
Drücken wir hierin den Radius r des
Sternes durch seine Masse und mittlere
Dichte aus, so ergibt sich: Die absolute
Helligkeit eines Sternes ist proportional
2 _2
dem Ausdruckt 8 .Q 3 • Tf. Nach dem
Strahlungsgleichgewicht ist nun gerade
das Produkt Q 3 • 7\4 nur abhängig
^von der Masse des Sternes, es folgt da-
#her, daß die absolute Helligkeit eines
Sternes nur von seiner Masse abhängt,
von seiner Dichte und effektiven Tem-
peratur aber unabhängig ist.
Dies Resultat können wir noch von
einer anderen Seite betrachten. Alle
Sterne, die am Himmel vorkommen,
lassen sich in eine kontinuierliche Reihe
nach wachsender Dichte einordnen.
Zuerst kommen die Riesensterne vom
Spektraltyp M, die die kleinste Dichte
haben, dann die gelben Riesensterne
mit etwas größerer Dichte und so weiter
bis zu den weißen A- und B-Sternen.
Schreiten wir weiter zu noch größeren
Dichten fort, so kommen wir wieder zu
gelben Sternen, aber jetzt nicht zu den
Riesensternen, sondern zu den gelben
Zwergsternen, und schließlich endet die
Reihe bei den roten Zwergsternen vom
Spektraltyp M, welche die größten Dich-
ten haben. Die allgemeine Ansicht der
Astronomen geht nun dahin, daß wir in
dieser Reihe aufeinanderfolgender ver-
schiedener Sterntypen ein getreues Bild
vor uns haben für die Zustände, die jeder
einzelne Stern im Laufe seines lang-
samen Entwicklungsganges durchläuft.
Als ausgedehnter Gasball geringer
Dichte in Form eines roten Riesen-
sternes vom Spektraltyp M beginnend,
wird ein Stern durch Kontraktion seine
Dichte vergrößern, dabei als Riesen-
stern alle Spektraltypen bis zu den
weißen Sternen vom Typ A oder B
durchlaufen, wobei seine effektive Tem-
peratur von 3000° bis auf 11000°
oder 15 000° steigt, dann aber wird er,
durch weitere Kontraktion seine Dichte
noch mehr steigernd, dieselbe Reihe
der Spektraltypen rückwärts durch-
laufen, nun jedoch nicht als Riesenstern,
sondern als Zwergstern, d. h. als Stern
von großer Dichte.
Das Strahlungsgleichgewicht sagt
aus, daß die absolute Helligkeit eines
Sternes unabhängig von seiner Dichte
ist, daß also die absolute Helligkeit
während seines Entwicklungsganges kon-
stant bleibt. Durch die Kontraktion
verringert sich die Oberfläche des
Sternes, anderseits erhöht sich gleich-
zeitig seine Oberflächentemperatur und
damit seine Oberflächenhelligkeit. Beide
Prozesse wirken auf die Gesamthellig-
keit des Sternes, jedoch in entgegen-
gesetzter Richtung. Nach dem Strah-
lungsgleichgewicht heben beide Wir-
kungen sich gegenseitig gerade auf. Dies
gilt jedoch nur für den aufsteigenden
Ast im Entwicklungsgang eines Sternes,
nicht auch für den absteigenden Ast,
weil dann die Dichte zu groß wird, als
daß die bisher beibehaltene Voraus-
setzung, die Gleichung der idealen Gase
als Zustandsgieichung wählen zu dürfen,
noch zulässig wäre. Im absteigenden Ast
sinkt die absolute Helligkeit der Sterne
sehr schnell, weil die Verkleinerung der
Oberfläche und die Verringerung der
Oberflächentemperatur nun im gleichen
Sinne wirken.
— 137 —
8. Erweiterung der Theorie
auf dichte Sterne.
Wir betreten einen zurzeit noch etwas
unsicheren Boden, wenn wir die Theorie
des Strahlungsgleichgewichtes auch auf
dichte Sterne auszudehnen versuchen,
und die folgenden Resultate sind nicht
mehr so zuverlässig und vertrauens-
würdig wie die bisherigen. Für größere
Dichten gilt nicht mehr die bisher be-
nutzte Gasgleichung der idealen Gase,
sondern es muß an ihre Stelle die van der
Waalssche Zustandsgieichung eingesetzt
werden, welchezweineueKonstanten ent-
hält. Die erste dieser Konstanten, wel-
che die zwischen den einzelnen Mole-
külen wirkende Anziehungskraft berück-
sichtigt, kann bei den im Sterninnern
herrschenden großen Drucken und Tem-
peraturen in erster Näherung vernach-
lässigt werden. Die zweite der Kon-
stanten berücksichtigt das Volumen der
einzelnen Moleküle, sie stellt eine maxi-
male Dichte dar, über welche hinaus sich
das Gas selbst mit größten Drucken
nicht komprimieren läßt. Diese Kon-
stante spielt bei größeren Dichten natur-
gemäß eine entscheidende Rolle, und wir
können sie nicht mehr vernachlässigen.
Nun ist zwar im Laboratorium für die er-
reichbaren Drucke und Temperaturen
diese Konstante gemessen, doch sowohl
Theorie wie Erfahrung lehren, daß die
irdisch gemessenen Werte nicht auf die
im Sterninnern herrschenden hohen
Drucke und Temperaturen übertragen
werden dürfen. Es bleibt also nichts
anderes übrig, als diese Konstante als
neue Unbekannte in die Theorie einzu-
führen und sie auf diese Weise astro-
nomisch zu bestimmen.
Die strenge Lösung der Differential-
gleichungen, die bei Benutzung der Zu-
standsgleichung der idealen Gase mög-
lich war, ist jetzt nicht mehr möglich,
und man muß Zuflucht zur numerischen
Auswertung durch mechanische Quadra-
tur nehmen. Die in der van der Waals-
schen Zustandsgieichung neu hinzu-
tretende Konstante bestimmt Ed-
el i n g t o n dadurch, daß er neben dem
früher schon benutzten typischen Stern
geringer Dichte jetzt noch die Sonne zu
Hilfe nimmt. Er findet so, daß, damit
für die Masse und mittlere Dichte der
Sonne auch deren effektive Temperatur
richtig herauskomm.e, die Konstante,
d. h. die maximale Dichte, gleich 3.9
gesetzt werden muß.
Die auf diese Weise durch numerische
Auswertung für dichte Sterne erhaltenen
Resultate schließen sich organisch an die
früheren für Sterne geringer Dichte ge-
fundenen Resultate an. Die Vereinigung
beider gibt uns ein für sämtliche Sterne
gültiges Bild, wie die effektive Tem-
peratur sich mit der mittleren Dichte
und der Masse ändert. Um die zahlen-
mäßigen Grundlagen zu wiederholen,
die benutzt werden mußten, um dieses
Bild aus der Theroie des Strahlungs-
gewichtesabzuleiten : Außer physikalisch
bekannten Konstanten gab es zunächst
drei, die sich irdisch nicht messen lassen
oder deren irdisch gemessene Werte sich
nicht auf die Verhältnisse der Sterne
übertragen lassen. Es waren dies: Das
zu wählende Molekulargewicht, der
durchschnittliche Massenabsorptions-
koeffizient und die ,, maximale Dichte"
in der van der Waalsschen Zustands-
gieichung. Die Werte, die für das
Molekulargewicht in Frage kommen,
ließen sich durch Betrachtungen über
den molekularen Aufbau der Materie in
enge Grenzen einschließen. Die beiden
anderen Konstanten, der Massenabsorp-
tionskoeffizient und die ,, maximale
Dichte", wurden astronomisch bestimmt
erstens mit Hilfe eines typischen Sternes
geringer Dichte und zweitens mit Hilfe
unserer Sonne.
Die Resultate der numerischen Rech-
nungen für dichte Sterne entsprechen
unseren Erwartungen. Die effektive
Temperatur steigt mit wachsender Dichte
nicht unbegrenzt, sondern nur bis zu
einem Maximalwert, der bei einer Dichte
— 138 —
von 0.1 bis 0.5, bezogen auf Wasser,
erreicht wird. Dieser Maximalwert der
effektiven Temperatur, den ein Stern
erreichen kann, hängt von der Masse ab.
Sterne kleiner Masse erreichen nur eine
geringe Temperatur. Um 3000° zu er-
reichen, muß ein Stern eine Masse
mindestens gleich 1/7 der Sonnenmasse
haben. Für die Sonne, deren effektive
Temperatur jetzt 6000° beträgt, ist der
früher einmal erreichte Maximalwert
9000°. Damit ein Stern 15 000° er-
reichen kann, muß seine Masse min-
destens viermal so groß als die Sonnen-
masse sein. Bei größeren Dichten, also
nach Überschreiten des Maximalwertes,
fällt die effektive Temperatur schnell
und steil ab.
Die gefundene Abhängigkeit der
effektiven Temperatur von der Masse
und der mittleren Dichte entspricht den
Anschauungen, die auf Grund astrono-
mischer Erfahrungstatsachen schon
früher allgemein anerkannt waren. Durch
die Theorie des Strahlungsgleichge-
wichtes ist es jetzt gelungen, eine theore-
tische Begründung zu finden und eine
feste Grundlage zu schaffen.
Man könnte die Beziehung zwischen
Masse, mittlerer Dichte und effektiver
Temperatur am einfachsten dadurch
zahlenmäßig näher prüfen, daß man
die Sterne zum Vergleich heranzieht,
für welche alle drei Größen astronomisch
gemessen oder berechnet werden können.
Leider ist die Zahl dieser Sterne sehr
gering, zurzeit hat man nur etwa zwölf.
Denn wohl läßt sich die effektive Tem-
peratur der Sterne leicht messen, und
auch für die mittlere Dichte haben wir
genügend Anhaltspunkte, aber die Masse
kennen wir exakt und ohne weitere
Hypothesen nur von Doppelsternen,
deren Bahnen sich berechnen lassen und
deren Parallaxen außerdem bekannt
sind. Diese wenigen Sterne jedoch
ordnen sich zahlenmäßig gut in die von
der Theorie des Strahlungsgleichge-
wichtes geforderte Beziehung zwischen
Masse, mittlerer Dichte und effektiver
Temperatur ein.
Über Meridiankreise.
Von Prof. Dr. J. A. Repsold f.
Vortrag, gehalten in der Mathematischen Gesellschaft zu Hamburg 30. Mai 1908.
Wenn ich es übernommen habe,
Ihnen heute einiges über Meri-
diankreise zu sagen, so handelt es sich
dabei nicht um mathematische, ideelle
Kreise, sondern um sehr materielle Ge-
bilde von Fernrohr, Rädern, Mikroskopen
u. a., denen die Astronomen diesen tech-
nischen Ausdruck beigelegt haben.
Der Zweck des Meridiankreises ist
ein zweifacher: man bestimmt mit seiner
Hilfe 1. die Höhe eines durch die Meri-
dianebene gehenden Gestirnes und da-
mit, bei bekannter Polhöhe, die Dekli-
nation (d) und 2. den genauen Zeitpunkt
dieses Durchganges und damit die ge-
rade Aufsteigung (a) des Gestirns. —
ö und a sind aber die grundlegenden
Koordinaten für astronomische Orts-
bestimmung.
Die scheinbar sehr einfachen Auf-
gaben, diese beiden Koordinaten zu be-
stimmen, müssen gleichzeitig gelöst
werden. Darin liegt wohl teilweise der
Grund, daß der Meridiankreis ein ver-
hältnismäßig modernes Instrument ist,
etwa 200 Jahre alt.
Werfen wir einen Blick weiter zurück,
so hat man Höhenmessungen im Meri-
dian schon vor ca. 2000 Jahren, viel-
leicht wesentlich früher, angestellt. P t o-
1 o m ä u s benutzt dazu nicht einen
ganzen Kreis, sondern einen Quadran-
ten, den er auf die senkrechte Wand
eines Holz- oder Steinpfeilers zeichnete.
— 139 —
Um für diese Wandfläche die Richtung
des Meridians zu finden, verfuhr er
folgendermaßen: Er ebnete das Erd-
reich so, daß darauf gegossenes Wasser
gleichmäßig nach allen Seiten verlief.
In diese wagerechte Ebene steckte er
senkrecht einen Stab, beschrieb um
ihn einen Kreis und wartete ab, daß das
Schattenende des Stabes (gnomon) den
Kreis zweimal schnitt. Er bezeichnete
die Schnittpunkte, nahm die Mitte
zwischen ihnen und zog von dieser zum
Stab eine gerade Linie. Damit hatte er
die Meridianrichtung und konnte seine
Pfeiler danach einrichten. Den Qua-
dranten zeichnete P t o 1 e m ä u s so,
daß der eine Endschenkel nach dem Lot
senkrecht, der andere zum nivellierten
Erdreich parallel, also wagerecht, stand
und teilte den Bogen dazwischen in
Grade und Unterabteilungen. Im Mittel-
punkt des Bogens aber befestigte er
einen normal zur Wand stehenden Stift,
dessen Schatten also über die Wand
fiel. Um ihn deutlicher auf die Teilung
beziehen zu können, hielt P t o 1 e -
m ä u s rechtwinklig gegen dieselbe eine
kleine Platte, die den Schatten auffing.
Dieser Apparat konnte nur für schatten-
werfende Gestirne dienen und wurde
wohl besonders zur Beobachtung der
Solstitien (Sonnenwendepunkte) be-
nutzt, bei denen es auf eine genauere
Zeitbestimmung als nach Tagen kaum
ankam. Auf Zeitmessungen war man
noch nicht eingerichtet; es gab freilich
Sonnenuhren, auch Wasseruhren, aber
sie hätten für so rasch vorübergehende
Phänomene, wie der Durchgang eines
äquatornahen Sternes, wohl nicht ge-
nügt. Man maß aber auch damals und
lange noch in dem Koordinatensystem
der Ekliptik, indem man das eine Ge-
stirn auf das andere bezog, nicht nach
a und d, wie jetzt. Den ersten Versuch,
den Zeitunterschied zweier Gestirne zu
messen, oder wohl überhaupt nach Zeit,
scheint Bernhard Walther in
Nürnberg, ein Schüler und Freund
Regio montans, unternommen zu
haben. Er benutzte dazu 1484 eine
Gewichtsuhr; denn es wird berichtet,
daß er sie durch Anhängen des Gewichts
erst bei Eintritt des ersten Sterns in die
Visierebene in Gang setzte und dann die
vorübergehenden Zähne eines Rades,
deren Zeitwert bekannt war, bis zum
Eintritt des zweiten zählte. Gleich-
zeitige Höhen- und Durchgangsbeob-
achtungen im Meridian hat zuerst der
Landgraf Wilhelm von Hessen
um 1560 gemacht. Er benutzt
dazu seinen Azimutalquadranten von"
r = 0.40 m, der noch jetzt im Zwahrener
Torturm zu Cassel sich befindet. Der
Quadrant wurde bisher als Azimutal-
quadrant von Tycho Brahe be-
zeichnet; aber es sind dafür bisher keine
Beweise gebracht, und es ist vielmehr
sehr wahrscheinlich geworden, daß der
Landgraf selbst das Instrument schon
•vor Tycho hat bauen lassen. Die
Azimutalbewegung und Ablesung war
für eigentliche Meridianbeobachtungen
nicht nötig, aber sie erleichterte wohl
den Übergang zu solchen. Denn sie ge-
stattete, die Durchgangszeiten vor und
nach dem Meridiandurchgang in glei-
chen, am horizontalen Kreise einge-
stellten Abständen zu beobachten und
daraus das Mittel zu nehmen; man ge-
wann so auch Zeit für die Höhenein-
stellung. Wahrscheinlich hat Wil-
helm von Hessen aber auch rich-
tige Meridiandurchgangsbeobachtungen
gemacht; denn er sagt, er habe gewisse
Sterne ,, nicht allein per distantiam inter
se et altitudinem meridianam lassen
observieren, sondern durch unser Mi-
nuten-und Sekundenührlein ihr tempus
oder Culmination in Meridiano." Diese
kleine Uhr wird Nürnberger Arbeit ge-
wesen sein, die damals in hoher Blüte
stand. Es wurden dort bald nach 1500
schon „ Sackuhren" und sogar in Knöp-
fen zu tragende Uhren angefertigt.
Wilhelm von Hessen sagt, daß
seine Uhr „oftmals a meridie in meri-
— 140 —
diem nicht 1 Min. verirret" sei. Das
mag jetzt sehr arg erscheinen, aber es
zeigt doch, daß diese kleinen Uhren
durch einen ganzen Tag gingen; sie
müssen also ein ganz brauchbares
Echappement gehabt haben. Die Spi-
rale scheint eine Schweinsborste ge-
wesen zu sein.
Gegen Ende des 16. Jahrhunderts
folgt dann Tycho Brahe mit Meri-
dianbeobachtungen, und zwar an einem
feststehenden, einem Mauerquadranten
von r = 2 m, der mit Hilfe von Trans-
versalen auf 10" abzulesen gewesen sein
soll. Mit seinen Uhren hatte er aber
viel Not. Die Nürnberger Uhren scheint
er nicht gekannt, oder nicht genügend
beachtet zu haben; er baute sich große
Gewichtuhren, sagt aber selbst, daß er
mehrere haben müßte, weil sie nicht zu-
verlässig waren. Er ging auch auf
Wasseruhren zurück und versuchte es
auch mit Quecksilberuhren, aber wohl-
mit wenig Erfolg. Denn die in Aussicht
gestellten näheren Nachrichten blieben
aus, während er sonst sehr ausführlich
berichtet.
Die beiden in die erste Hälfte des
17. Jahrhunderts fallenden wichtigen
Erfindungen, die der Pendeluhr und des
Fernrohrs, mußten natürlich auch den
Meridianbeobachtungen zugutekommen.
In bezug auf die Uhren war man im
wesentlichen geborgen; in betreff der
Art, die Fernrohre einzuführen, zeigten
sich aber zwei verschiedene Richtungen,
die sich lange den Rang streitig machten.
Picard und andere hatten ihre Qua-
dranten mit Fernrohren versehen, in-
dem sie diese um einen kurzen Mittel-
zapfen drehen und an der Peripherie
gleiten ließen, eine Einrichtung, die bei
der mangelhaften Bearbeitung und Stei-
figkeit der Quadrantengerippe nicht die
Sicherheit der Führung geben konnte,
wie sie für Durchgangsbeobachtungen
erforderlich war. Man hat sich aber be-
müht, sie mehr und mehr zu verbessern,
und stellenweise bis gegen das Ende des
18. Jahrhunderts beibehalten. Ein
großer Übelstand blieb immer, daß ein
Quadrant nur 90° übersehen kann; man
mußte ihn deshalb umhängen oder zwei
Quadranten nebeneinander benutzen.
Einen besseren Weg aber wählte
Römer, indem er das Fernrohr mit
dem Quadranten durch eine horizon-
tale Achse verband und diese zwischen
zwei Pfeilern einlagerte; so entstand
seine Machina domestica 1689. Er er-
reichte so eine zweifellos sichere Drehung
und möglichste Freiheit von Span-
nungen. Der Quadrant war freilich auf
75° reduziert, hätte aber auch größer
gemacht werden können. Die Ablesung
geschah an einem Mikroskop, das 11
Fäden zeigte. Die Endfäden waren mit
einem der 10 Intervalle der Teilung in
Übereinstimmung gebracht, so daß
daran einzelne Minuten abzulesen waren
und Zehntel zu schätzen. Verniers und
Transversalen liebte Römer nicht.
Für Beleuchtung des Feldes war durch
eine am Fernrohr befestigte Lampe ge-
sorgt. Im übrigen war das Instrument
ein erster Versuch und der Örtlichkeit
angepaßt; daher die für ihre Länge zu
schwache Achse, deren Biegung durch
ein Gegengewicht aufgehoben werden
mußte, und die einseitige Lage des Fern-
rohres. Ein weiterer Fortschritt war
aber in Römers 1704 entstandener
Rota meridiana gegeben. Römer
hatte erkannt, daß Bogenteilungen bes-
ser und sicherer durch den ganzen Kreis-
umfang ausgeführt werden können als
auf einer beschränkten Strecke; er
führte deshalb einen vollen Teilkreis
statt des 75°-Sektors ein; die Ablesung
geschieht durch zwei am Pfeiler be-
festigte Mikroskope mit je 11 Fäden
wie bei der Machina domestica. Die
Achse ist aber ein widerstandsfähiger
symmetrischer Hohlkörper, an dem der
Kreis und mit ihm das Fernrohr zweck-
mäßig gehalten wird, so daß eine
Biegungsaufhebung nicht erforderlich
ist. Die Teilung führte Römer selbst
aus. Dies Instrumentistdas
Vorbild unsrer jetzigenMe-
ridiankreise geworden. Be-
merkenswert ist auch das neben der
Rota meridiana im ersten Vertikal auf-
gestellte Durchgangsinstrument wegen
seines völlig symmetrischen Baues, den
Römer auch sonst bei seinen Instru-
menten bevorzugt und bei der Rota
vermutlich nur vernachlässigt hat, weil
er sonst Schwierigkeiten mit der Ab-
lesung befürchtete. In diesem kleineren
Instrumente (Instrumentum aequinoc-
tiorum) haben wir das vollkommene
Beispiel eines Durchgangsinstrumentes,
wie solche noch jetzt benutzt werden,
d. h. eines Meridianinstrumentes für
Durchgangsbeobachtungen ohne Höhen-
messung. Und in dieser Form allein
fand Römer zunächst einige Nach-
folge, wenngleich nur langsam; aber um
1770 waren die Durchgangsinstrumente
ziemlich allgemein in Aufnahme ge-
kommen. Man hatte ihren Vorzug für
die Durchgangsbeobachtungen erkannt,
behielt aber daneben für Höhenmes-
sungen die altgewohnten Quadranten
bei. — Es wurden nun allmählich an den
Durchgangsinstrumenten einige Ver-
besserungen eingeführt: Römers In-
strument hatte konische Zapfen in
vollen Lagern; man führte zylindrische
Zapfen und offene Lager ein, weil man
damit den Vorteil gewann, durch Um-
legung in den Lagern den Kollimations-
fehler (den Überschuß des Winkels
zwischen der Mittellinie der Achse und
der optischen Achse über 90°) zu be-
richtigen, und R a m s d e n durchbohrte
die Zapfen der Länge nach, um Licht
zur Feldbeleuchtung in die Achse zu
bringen, das Fernrohr also von der
Lampe zu befreien; auch Vorrichtungen
zum Nivellieren der Achse kamen hinzu.
Zu Anfang des 19. Jahrhunderts
(ca. 100 Jahre nach der Rota meridiana)
entstanden dann wieder Meridiankreise,
ziemlich gleichzeitig in Deutschland und
England : 1803 der R e p s o 1 d sehe in
Hamburg, später für die Göttinger
Sternwarte erworben, 1806derT r o u g h-
t o n sehe, von Groombridge be-
nutzte und 1814 der erste Reichen-
b a c h sehe für Neapel. Inwiefern sie
von Römers Rota oder etwa gegen-
seitig beeinflußt worden sind, ist nicht
festzustellen; sie zeigen aber gemeinsam
das Streben nach möglichster Sym-
metrie. Im übrigen sind sie sehr ver-
schieden. (Schluß folgt.)
Beobachtungen von Jupiter und Venus.
Hierzu Tafel VII.
Aus München wird uns geschrieben:
Die Witterung war namentlich in
der zweiten Hälfte des Februar und in
den ersten Tagen dieses Monats hier
in München, und wahrscheinlich auch
in ganz Mitteleuropa, für astronomische
Beobachtungen eine ungemein günstige.
Vielfach war bei den Jupiterbeobach-
tungen nicht die leiseste Wallung am
Planetenrande wahrnehmbar.
Di e beili egend e Zeichnung (Tafel VII),
die ich aus einer größeren Serie meiner
diesjährigen Jupiterzeichnungen ausge-
wählt habe, bietet nicht wegen ihres
Detailreichtums, als vielmehr deshalb
besonderes Interesse, als der auf ihr im
südlichen Äquatorialstreifen un-
mittelbar östlich vom Zentralmeridian
in X = 270° (System II) dargestellte
Fleck eine Neubildung ist, die am
3. und 8. Februar dieses Jahres, wo-
selbst ich diesen Teil der Jupiterober-
fläche ebenfalls beobachtete und zeich-
nete, noch nicht vorhanden war.
Am 3. Februar war für 7h 45m M.E.Z.
X = 259,9° (System II) und am 8. Fe-
bruar für 7* 35^ M. E. Z. X = 285,9°
(System II), gegenüber X = 264,1° in
— 142 —
der beigegebenen Zeichnung. Am l.März
woselbst ich um 6M0m Jupiter ebenfalls
beobachtete und zeichnete, war der
Fleck bereits vorhanden, wenngleich
noch nicht so auffallend. Da er aber
damals schon ziemlich in der Nähe des
westlichen Planetenrandes stand, so war
er durch die Randverkürzung ziemlich
gedrückt. Damals war X = 321,4°
(System II).
Über die Beobachtung selbst wäre
folgendes in Kürze zu erwähnen:
3. M ä r z 1920. Abends um 6h 40m
am 5-Zöller- Jupiter eingestellt und bis
etwa 7h25m aufmerksam betrachtet. Die
180 f. V. gab die besten Bilder; gegen
7h wurde auf kurze Zeit 240 fache an-
gewendet. Der große, längliche, dunkle
Fleck im nördlichen Äquatorealstreifen
auf der östlichen Planetenhälfte war
etwa 30° gegen den Breitenkreis geneigt
und östlich anschließend folgte eine
Einschnürung dieses Streifens. Dem
erwähnten Fleck voran ging ein be-
deutend kleinerer und nicht so dunkler.
Das auffälligste Objekt der ganzen
Planetenscheibe war ein großer
elliptischer Fleck im süd-
lichen Äquatorealstreifen, der 6h 50m
M. E. Z. den Zentralmeridian passierte.
Seine Abmessungen betragen 3,6" und
1,9", d. i. 11 500 km in Ost-West und
6100 km in Nord-Süd oder 55 Mill. qkm.
Somit ist sein Flächeninhalt = "g"^er
Erdoberfläche. Dieser Fleck hat sich in
der verhältnismäßig kurzen Zeit von
3 Wochen neu gebildet. Ja es ist
sogar sehr wahrscheinlich, daß die Zeit,
welche er zu seiner Entstehung gebraucht
hat, eine noch bedeutend geringere ist.
Auch am 19. und 24. Februar beobach-
tete und zeichnete ich — beidesmal bei
vorzüglichen Luftverhältnissen — Ju-
piter, jedoch war der Teil der Oberfläche
mit dem Fleck nicht sichtbar. Am
19. Februar war für 6h 40m M. E. Z.
I = 106,8° und am 24. Februar für
6M5m M. E. Z. = 141,5. Der über
dem Fleck, in einem flachen, nach
Norden offenen Bogen herumlaufende
Streifen zeigte sich auch schon am 3. Fe-
bruar und 8. Februar, sowie am 1. März.
Der östliche, absteigende Ast war heute
sehr blaß und schmal und ziemlich
schwierig zu erkennen. Der runde,
dunkle Fleck in der Nähe des östlichen
Planetenrandes ist der Schatten von
Mond II, der um 6h 37m M. E. Z. ein-
getreten war und anfangs noch dunkel-
grau erschien. Ab 7h war er dann ein
tiefschwarzes Scheibchen.
Die große Ruhe der Luft war nament-
lich an den Jupitermonden erkenntlich,
indem der auf der nachfolgenden Seite
stehende Mond I und vor allem der
westlich vom Planeten stehende Mond 1 1 1
(als der größte von allen) sich als scharfe,
kleine, kreisrunde Scheibchen zeigten.
Mond IV, der ebenfalls links von Ju-
piter stand, war weitaus der kleinste
und ein Scheibchen trat hier nicht her-
vor. Die beste Einstellung für das
Planetendetail wurde erzielt durch vor-
herige Fokussierung der Monde. —
Die Leipziger Sternwarte stellt uns
folgende Beobachtungen der Venus zur
Verfügung, die ein jüngerer Schüler dort
mit Genehmigung von Geheimrat
Bruns angestellt hatte. (Flecke auf
Venus sind übrigens ein sehr schwieriges
Objekt).
Meine vorjährigen Venusbeobach-
tungen erstrecken sich vom 2. März bis
2. Juli. Als Instrument diente meist ein
3-Zöller, dessen gutes Objektiv Doppel-
sterne bis 2" trennt und der für Leip-
ziger Luftverhältnisse die besten Lei-
stungen erzielt. Der tiefe Stand der
Venus über der inneren Stadt machte
die Beobachtung sehr schwierig, ich habe
daher zweifelhafte Beobachtungen mit
einem Fragezeichen versehen.
5. April 6h sah ich an der Lichtgrenze
einen feinen dunklen Schleier, in dem
ich am 9. 7h bei ruhiger Luft mit Sicher-
heit einen Fleck erkenne, der in der
— 143 —
Mitte eine hellere Einschnürung zeigt.
Er ist besonders dunkel im Westen, eine
Fortsetzung bis zur Lichtgrenze ist nicht
sicher zu erkennen. Am 17. 8h: bei
unruhiger Luft ist in der Scheibenmitte
an der Lichtgrenze eine dritte dunkle
Stelle sichtbar, auch scheint sich das
Ganze etwas weiter nach Westen zu er-
strecken. Ebenso am 18. bis 20. April
6h: Bei sehr unruhiger Luft erscheint
das Südhorn abgestumpft, außerdem
sah ich eine starke Ausbiegung (?).
Der nordwestliche Fleck erscheint be-
sonders dunkel. Interessant ist das Ver-
schwinden der Venus hinter leichten
Wolken. Die Scheibe verkleinert sich
sehr schnell und zuletzt leuchtet fast
nur noch der westliche Scheibenrand.
Am 21. 6h: bei ruhiger Luft die am
20. erwähnte Ausbiegung am südlichen
Horn wieder gesehen. 3. Mai: Form des
Fleckes wie früher. 8. Mai : Fleck sehr
deutlich, nimmt die Mitte der Scheibe
bis zur Lichtgrenze ein, während die
Pole freibleiben. Der Fleck selbst ist
verschieden dunkel und zerrissen. Am
9. bei guter Luft mit 5 Zoll (Vergr. 90 x )
den Fleck gut gesehen, jedoch nicht so
verzweigt wie 3. Mai (?). Das gleiche
Aussehen zeigt der Fleck 14. Mai. Am
21. scheint der Fleck im Süden streifich
zu werden. 23. Mai: Am südlichen Horn
zieht sich ein dunkler Streifen bis fast
zum westlichen Rand, der eine Polkappe
freiläßt, die ich früher nicht bemerkt
habe. (Andeutungen einer solchen zeigen
sich jedoch auf einer Zeichnung vom
8. Mai.) Der Fleck ist gegen die ersten
Beobachtungen sicher nach Westen ge-
rückt. 15. Juni 9h war der Fleck gut zu
sehen. (Alle Zeitangaben in M. E. Z.)
ii8i] Heinz Loßnitzer.
Julius Elster f,
Ein in der Wissenschaft einziger
Freundschafts- und Arbeitsbund ist
nicht mehr. Die wohlbekannte Einheit
Elster und G eitel ist zerrissen
durch den Tod Julius Elster s.
Er starb am 8. April 1920 nach
kurzer Krankheit mitten im regsten
Schaffen in Bad Harzburg, wohin er
sich zu einem kurzen Erholungsaufent-
halt begeben hatte. Mit ihm hat uns
ein Forscher und ein Mensch ver-
lassen, den jedes Volk mit Stolz zu
seinen Söhnen rechnen würde.
Der Schwerpunkt der Forscher-
tätigkeit Elsters und Geitels
liegt auf rein physikalischem und
geophysikalischem Felde. Bahnbre-
chend vor allem wirkten ihre For-
schungen auf dem Gebiete der Luft-
elektrizität, dem sie von Anfang an
eine besondere Neigung entgegen-
brachten. Es sei in diesem Zusammen-
hange erinnert an ihre Entdeckung
der Ionenleitung der Atmosphäre und
der allgemeinen Radioaktivität der
Luft und des Erdbodens, als
deren Ursache sie die Allgegenwart
des Radiums und des Thoriums nach-
wiesen. Diese Entdeckungen haben
das Verständnis der allgemeinen atmo-
sphärischen elektrischen Erscheinungen
außerordentlich gefördert. Von nicht
minderer Bedeutung sind die Unter-
suchungen der beiden Forscher über
die Niederschlagselektrizität (Wolken-
elektrizität, Gewitter). Den Astro-
nomen am bekanntesten sind wohl
ihre berühmten lichtelektrischen For-
schungen geworden, deren praktisches
Ergebnis, die lichtelektrische Photo-
metrie, für die Astronomie ein noch
unabsehbares Neuland geschaffen hat.
Elsters und Geitels wissen-
schaftliche Leistungen ringen uns um
so größere Achtung ab, als sie in den
Mußestunden ihrer amtlichen Tätig-
keit am Herzoglichen Gymnasium zu
Wolfenbüttel und mit den notwendiger-
— 144 —
weise beschränkten Mitteln ihres Privat-
laboratoriums vollbracht wurden.
Allen Verehrern des edlen Forscher-
paares wird der Wunsch aus dem
Herzen gesprochen sein, daß uns der
Überlebende noch lange in ungebro-
chener Kraft und Schaffensfreudigkeit
erhalten bleiben möge. [1203] G.
Zur Statistik der Sonnenflecken.
Dem eigentlichen Bericht über die
Sonnentätigkeit im 1. Vierteljahr
1920 möchte ich folgende Bemerkungen
vorausschicken :
Wie in. den Heften 9/10 des vorigen
Jahrgangs (Seite 201) als Plan an-
gekündigt, wurden die von 17 Mit-
arbeitern unserer Sonnengruppe an-
gestellten 1662 statistischen Beobach-
tungen aus dem Jahre 1919 Anfang
Januar der Sternwarte in Zürich zur
Verwertung für die dort geführte Haupt-
statistik übergeben. Da jeder Beitrag
immer willkommen ist, wurden die Be-
obachtungsreihen in Zürich dankbarst
entgegengenommen. Sie werden s. Zt.
vollständig in den „Astronomischen Mit-
teilungen" der Sternwarte unter der
Literatur veröffentlicht werden. Herr
Professor W 0 1 f e r unterzog die Beob-
achtungen bereits einer überschläglichen
Prüfung und beurteilte sie unter loben-
der Anerkennung der Bemühungen als
in der Mehrzahl für seine Zwecke durch-
aus brauchbar. Er knüpft an sein Ur-
teil einige Bemerkungen, welche sich auf
Wünsche für Vervollkommnung in der
Beobachtungsweise beziehen, um der
Mühe des betreffenden Beobachters auch
den verdienten Erfolg zu sichern. Ob-
wohl den einzelnen Mitarbeitern unserer
Gruppe bereits von mir mitgeteilt,
dürften diese Bemerkungen vielleicht
auch ein allgemeines Interesse besitzen,
so daß ich sie an dieser Stelle bekannt-
geben möchte.
Es darf immer wieder hervorgehoben
werden, daß die Abzählung der Sonnen-
fleckgruppen und der Einzelflecke durch
unmittelbare Okularbeobachtung
größere Vorteile besitzt, als wenn sie im
Projektionsbilde erfolgt, und daß ein
Wechsel im Beobachter, Instrument und
in der ein für allemal gewählten Ver-
größerung stets eine unerwünschte Un-
gleichartigkeit in den Zählungen hervor-
rufen muß. Sodann möge der Beob-
achter bezüglich einer ganz genauen
Feststellung der Gruppen- und Flecken-
zahl nicht allzu ängstlich sein. Man darf
bei der Mitnahme der kleinsten Flecke
und Poren nicht zu weit gehen, eine
Einschränkung auf das, was man ohne
Mühe bei mittlerem Luftzustande er-
kennen kann, würde entschieden von
Vorteil sein. Die kleinsten Poren, die
nur bei ganz scharfem Sonnenbilde er-
kennbar sind, entziehen sich sonst doch
der Beobachtung! Man darf sich nicht
verleiten lassen, in solchen Fällen das
Äußerste, überhaupt noch Mögliche er-
reichen zu wollen, weil man dadurch
nur eine Ungleichheit, eine Schwankung
in die Zahlen hineinbringt, die nicht dem
Fleckenphänomen selbst anhaftet, son-
dern bloß durch die Bildschärfe
erzeugt wird. Es sei natürlich hier nicht
einer Oberflächlichkeit im Beobachten
und Abzählen das Wort geredet!!
Häufig werden die Gruppenzahlen viel
zu groß angesetzt, indem manche Grup-
pen, die als eine zu rechnen wären,
in mehrere zerlegt werden. Wenn man
aber die betreffende Erscheinung etwas
näher kennengelernt hat und die E n t -
Wickelung der Gruppe verfolgt,
wird man die Zusammenfassung schon
nach und nach richtig beurteilen. Man
ist manchmal geneigt, ausgedehnte
Gruppen, namentlich wenn dieZwischen-
glieder zwischen den äußeren Haupt-
flecken sich aufgelöst haben, in einzelne
— 145
Gruppen zu zerlegen, obwohl sie tat-
sächlich zusammengehören. — Aus auf-
genommenen Sonnenbildern die Flecken-
zahlen einigermaßen richtig zu erlangen,
hält äußerst schwer. Der Beobachter
kann bei stark entwickelten Gruppen
unmöglich alle einzelnen Flecke, die
manchmal dicht gedrängt stehen, ein-
tragen, während es leicht ist, auch in
diesen Fällen unmittelbar am Fernrohr
die Zählung sachgemäß vorzunehmen.
Es werden z. B. am Züricher 16 cm-
Refraktor nach Möglichkeit alle
kleinen Flecke in ein Projektionsbild
von 25 cm Durchmesser eingetragen,
trotzdem sind die Fleckenzahlen doch
kleiner, als wie am dortigen 8 cm-
Fernrohr bei unmittelbarer Zäh-
lung.
Bei Beachtung dieser sehr dankens-
werten Bemerkungen des Herrn Pro-
fessor W o 1 f e r kann der Wert der
Beobachtungen wesentlich erhöht wer-
den. Als Hauptgrundsatz ist festzu-
halten: ,,Eine Statistik für Erschei-
nungen, die lange Zeit ununterbrochen
verfolgt werden müssen, gibt nur dann
wertvolle Ergebnisse, wenn Beobachter,
Instrument und Methode so weit als nur
möglich unverändert bleiben".
Herr Professor W o 1 f e r stellte als
Gegengabe eine Anzahl Exemplare der
Nr. 108 der „Astronomischen Mittei-
lungen", die statistischen Beobach-
tungen aus dem Jahre 1915 enthaltend,
der Gruppenleitung zwecks Verteilung
unter die beobachtenden Mitarbeiter
unserer Gruppe zur Verfügung. Die
Hefte sind bereits versandt. Die Sta-
tistiken der nächsten Jahre bis zum
vergangenen werden voraussichtlich
etwas rascher aufeinander folgen, als es
bisher infolge der auch in der Schweiz
vorherrschend gewesenen Kriegsnöte
möglich gewesen war. Herrn Professor
W o 1 f e r sei für sein freundliches Ent-
gegenkommen vielmals gedankt.
Da die Züricher Sternwarte die ihr
übergebenen Beobachtungsreihen nicht
in vollem Umfange wird verwerten
können, sondern nur diese oder jene
Beobachtungen zur Ausfüllung der in
ihrer Statistik befindlichen Lücken be-
nutzen wird, sind die physischen und
statistischen Beobachtungen der Sonne
programmgemäß Herrn V o ß - Altona
zugeleitet worden, der sich zu ihrer Be-
arbeitung bereitwilligst zur Verfügung
gestellt hat. Auch Herr Malsch-
Heidelberg hat sich zur rechnerischen
Mitarbeit bereit erklärt. Es steht zu
hoffen, daß sich einige schöne Ergeb-
nisse finden lassen werden.
Einige neue Sonnenbeobachter traten
unserer Gruppe als Mitarbeiter bei und
bilden einen nicht unerwünschten Ersatz
für andere, die sich trotz mehrfacher
Aufmunterung seitens der Gruppen-
leitung zu weiterer Mitarbeit leider nicht
mehr entschließen wollten.
Trotz der trüben Witterung im Ja-
nuar und Februar gingen doch recht
belangreiche Beobachtungsreihen und
gut verwendbare Monatsberichte ein.
Die Herren F a u t h und S e e 1 e c k e
übersandten zahlreiche gut angelegte
Übersichtsskizzen der Vorgänge auf der
Sonne. Sehr wünschenswert wäre es,
wenn in der Rubrik „Bemerkungen" des
für die Aufstellung der Monatsbeobach-
tungsliste benutzten Musters besonders
hervortretende Erscheinungen auf der
Sonne mit ganz kurzen Worten charak-
terisiert würden, falls nicht überhaupt
die Abfassung eines Monatsberichts be-
vorzugt wird.
Im folgenden soll versucht werden,
einen Überblick über die Tätigkeit der
Sonne im 1. Vierteljahr 20 zu geben.
Dem von mehreren Mitarbeitern aus-
gesprochenen Wunsche folgend, hatte
ich bisher in der Übersicht Quellen
durch Beifügung des Namens des be-
treffenden Beobachters in Klammern an-
gegeben. Infolge der gesteigerten An-
zahl der Mitarbeiter und der gleichen
Emsigkeit im Beobachten erscheint dies
Verfahren jetzt nicht mehr zweckmäßig.
— 146 —
Nur ein geringer Teil unserer Beobachter
reicht Monatsberichte ein, die andern
begnügen sich mit der statistischen Auf-
stellung, aus der Einzelheiten natürlich
nicht entnommen werden können. Über-
dies hätten die Besitzer größerer Instru-
mente hierbei entschieden vor denen
kleinerer Rohre den Vorzug, öfter ge-
nannt werden zu müssen, was aus
Gründen gerechterBeurteilungder gleich-
mäßigen Betätigung nicht recht zu ver-
treten wäre. Ich habe mich daher ent-
schlossen, künftig nur dort die Quelle
anzugeben, wo es sich um Erscheinungen
auf der Sonne handelt, die aus dem
Rahmen des „ Alltäglichen" heraus-
fallen.
Januar: Die Sonne entwickelte
eine geringe Tätigkeit. Abgesehen vom
11., an dem die Anzahl der Gruppen
sich auf neun verstieg, wechselte sie
im allgemeinen zwischen zwei und sechs.
Auch die Anzahl der Flecke war im
ersten und zweiten Monatsdrittel gering
und steigerte sich erst im letzten Drittel
merklich, wobei sogar teilweise auch
große Flecke zu verzeichnen waren. Am
23. befanden sich zwei Gruppen auf der
Südhälfte der Sonne, welche eine be-
deutende Ausdehnung besaßen und auch
für das bloße gegen die Sonnenstrahlen
geschützte Auge bis Monatsende sichtbar
waren (v. Buttlar, Kaper, May,
W e g n e r). Ihr Anblick war wunder-
voll; auch insofern, als die Nordhälfte
der Sonne gänzlich fleckenfrei war und
nur den seltsam funkelnden Granu-
lationsgrund zeigte. Die eine dieser
Gruppen befand sich auf der Osthälfte
der Sonne nahe dem Äquator und inter-
essierte vor allem durch den führenden
Fleck mit zwei Penumbrenausläufern.
Die andere auf der Westhälfte der Sonne
gelagerte Gruppe war zwar weniger
fleckenreich, aber von regelmäßigerer
Gestalt und mit größeren dunklen
Kernen ausgestattet. Interessant war
ihr westlicher Fleck, in dessen fast qua-
dratisch gestalteter Penumbra sich der
dunkle gewundene Kern von Osten her
hineinzuschieben schien (N ö s s e 1 1).
Die Fackelbildung war gering, erstreckte
sich aber so ziemlich über den ganzen
Monat. Am 6. befand sich am Ostrand
der Sonne ein weit ausgedehntes Fackel-
feld, ebenso am 18. ein solches am West-
rand der Sonne, welches einen mittel-
großen Fleck mit kleiner Penumbra um-
schloß (Jockisch, Lissak, v.
Stern .pell).
Februar: Die Anzahl der Grup-
pen und Einzelflecke wies gegenüber der
im Vormonat eine nicht unerhebliche
Steigerung auf, wenn auch die Einzel-
gebilde an Größe den im Januar beob-
achteten nachstanden. Im großen und
ganzen war die Sonnentätigkeit in der
ersten Monatshälfte recht gering, dann
trat jedoch eine Steigerung ein, die am
18. mit 10 Gruppen den Höhepunkt er-
reichte (v. Buttlar, Jockisch,
H a c h f e 1 d). Es folgte ein allmähliche
Wiederabnahme bis zum Monatsende.
Auffallend war die große Menge kleiner
und kleinster Flecke, die sich zu be-
sonderen Gruppen vereint oder auch
verstreut zeigten (v. Buttlar, K a -
p e r). So war besonders die Gegend
in welcher im Januar die ausgedehnte
Riesengruppe lagerte, ein Feld solcher
Fleckchen, auch zeigte diese Stelle bei
ihrem Auftreten am Ostrand der Sonne
(18./ 19.) wie auch bei ihrem Verschwin-
den am Westrand der Sonne (28. /29.)
ganz besonders schöne und sehr weit aus-
gedehnte Fackeln (v. Buttlar, Lis-
sa k , v. S t e m p e 1 1). Ferner fielen
noch einige Gruppen durch in Anbe-
tracht des jetzigen Abstiegs der Sonnen-
tätigkeit merkwürdig hohe nördliche
Breite auf (v. Buttlar). Außer drei
Tagen, für die keine Beobachtungen
vorliegen, wurden während des ganzen
Monats Fackelbildungen festgestellt.
März: Die Sonnentätigkeit, welche
am Anfang des Monats wieder etwas
zunahm und sich dann bis gegen Monats-
ende ziemlich gleichbleibend verhielt.
- 147 —
erreichte zwei Maxima am 9. mit sieben
Gruppen (v. B u 1 1 1 a r) und am 21. mit
12 Gruppen (F a u t h). Das Haupt-
interesse beanspruchte eine gewaltige
Gruppe, die am 15. am Ostrand der
Sonne erschien und am 27. wieder an
deren Westrand verschwand. Am 22.
wurden in ihr 190 Fleckegezählt (Fa u t h).
Vom 18. bis 25. konnte die Gruppe auch
bequem mit bloßem geschütztem Auge
erkannt werden (v. Buttlar, Ka-
per , W e g n e r). Sie lagerte auf der
Südhälfte der Sonne nahe dem Äquator
und fast an derselben Stelle, wo sich
s. Z. die große Januargruppe befand.
Eigentlich waren es drei Gruppen: die
anführende war am schönsten gebildet
und wies in der Mitte der strahligen
Penumbra einen großen dreigeteilten
Kern auf. Von ihr erstreckte sich eine
Penumbra bis zur zweiten Gruppe und
um diese herum. Ihre zerrissenen Rän-
der und die vielen eingestreuten Flecke
und Poren gaben ihr ein wunderbar ab-
wechslungsreiches Aussehen. Getrennt
von diesen beiden Gruppen folgte dann
die dritte kleinere. Als dieser Flecken-
komplex am 22. gerade den Zentral-
meridian der Sonne durchquerte, wurde
abends in Schlesien, Baden und West-
preußen ein wundervolles Nordlicht be-
obachtet (v. Buttlar, Malsch,
W e g n e r) , über das wohl noch an
anderer Stelle berichtet werden wird.
Herr Dr. R o s e n 1 e c h e r - Höchst
a. Main übersandte ein von ihm auf-
genommenes Lichtbild der Fleckgruppe,
welches ihren Aufbau im einzelnen recht
gut erkennen läßt. Eine weitere sehr
große Gruppe mit zahlreichen recht an-
sehnlichen Flecken, die vom 7. bis 14.
sichtbar war, tauchte am 29. in bereits
erlöschendem Zustande am Ostrand der
Sonne wieder auf und fand am 1. April
ihr Ende. Konnte hier ein Auflösungs-
prozeß beobachtet werden (v. B u t t -
1 a r) , so ließ sich andererseits am 7.
das Anwachsen eines Fleckes an Größe
unter den Augen des Beobachters fest-
stellen (M a y). Am 1. waren die beiden
Hauptflecke der an diesem Tage sichtbar
gewesenen Gruppe schon in einem
Operngucker mit zweifacher Vergröße-
rung sichtbar (M a y).
Außer diesen großen Gruppen er-
reichten die übrigen Märzgruppen im
allgemeinen nur mittlere Größe.
Die geringe Fackelbildung erstreckte
sich über den ganzen Monat (für zwei
Tage liegen keine Beobachtungen vor).
Charlottenburg, im April 1920.
tii86 Günther von Stempel 1.
Rundschau.
Komet Tempel 2, der, wie wir be-
reits in unserer Januarnummer aus-
führten, für dieses Jahr zu erwarten
war, ist von Kudaka am 25. Mai
in a == 20^ 55m 7*, d = —4° 53' 0*
im Sternbilde des Wassermanns wie-
der aufgefunden worden. Die tägliche
Bewegung betrug -|~3m48 bzw. -j-8'.
Spektrum und Farbenindex. Ge-
legentlich der lichtelektrischen Farben-
indexbestimmungen an der Nova Aqui-
lae 3, die Prof. G u t h n i c k an der
Babelsberger Sternwarte angestellt hat,
sind auch lichtelektrische Farbenindizes
von 67 anderen Sternen bestimmt
worden, um die der Nova mit dem
gewöhnlichen photographisch-visuellen
System vergleichen, und daraus das
,, Äquivalentspektrum" ableiten zu kön-
nen. Die Bearbeitung dieser 67 Farben-
indizes durch G u t h n i c k und H ü -
g e 1 e r (A. N. 5037—38) zeigt einige
bemerkenswerte Tatsachen, die teils be-
reits bekannt, teils aber anderwärts noch
nicht hervorgehoben worden sind. So
wachsen beispielsweise die Farben-
indizes mit der Annäherung an den An-
fang der Spektralreihe nicht unbegrenzt,
— 148 —
sondern erreichen bei etwa B 0 oder Oe 5
das negative Maximum. Qb dann Kon-
stanz oder wieder Abnahme Platz greift,
läßt sich wegen Mangel an Material nicht
mit Sicherheit sagen. Zwischen den
Spektralklassen B und M ist der Verlauf
nicht linear. Weitaus am auffallendsten
aber ist die entschiedene Umkehr der
lichtelektrischen Farbenindizes ungefähr
beim Spektraltypus Ma, so daß bei Md
bereits wieder ein Wert erreicht ist, der
etwa dem für GO — G5 entspricht. Das-
selbe Verhalten der Farbenindizes ist
1919 unter nicht unerheblich veränder-
ten instrumenteilen Verhältnissen be-
stätigt gefunden worden. tme
Parallaxe des Planetarischen Nebels
N. G. C. 7662. Bei den wenigen und
noch dazu häufig unzuverlässigen Nebel-
parallaxen, die zurzeit bekannt sind,
hat jede genauere Bestimmung Inter-
esse. Trägt sie doch zur Klärung der
Frage bei, ob die Nebel zu unserem
Milchstraßensystem gehören oder sich
außerhalb desselben befinden. Das
Mount Wilson-Observatorium hat denn
auch in sein Parallaxenprogramm sechs
Nebel mit hineingenommen, von denen
N. G. C. 7662 bereits bearbeitet ist.
Seine relative Parallaxe wurde aus acht
Plattenpaaren der Jahre 1915—1916
von A. van Maanen zu +0.021"
± 0.004" abgeleitet. Die absolute Paral-
laxe dadurch zu + 0.023" bestimmt,
entsprechend einer Entfernung von 140
Lichtjahren. Da der Winkeldurchmesser
des Nebels 26" beträgt, folgt für seinen
linearen Durchmesser der 19 fache Be-
trag der Neptunsbahn. [im
Aus dem Instrumentenbestande des
früheren Reichskolonialamtes sollen
demnächst eine Anzahl kleinerer astro-
nomischer Instrumente zum Verkauf
gelangen. Dieselben sollen nur an
Selbstbenutzer abgegeben werden. We-
gen des Erwerbs derselben wollen Re-
flektanten sich wenden an Prof. Am-
bronn, Göttingen, Sternwarte.
Bücherschau.
R. Börnstein, Sichtbare und unsichtbare
Strahlen. Aus Nat. u. Geistesw. Nr. 64.
3. Aufl. von E. R e g e n e r. 130 S. mit
71 Abb. im Text. Teubner 1920.
Das sehr anregend und mit umsichtiger
Auswahl der ungeheuren Fülle neuen Ma-
terials bearbeitete Bändchen bedarf kaum
noch einer Empfehlung von unserer Seite.
Wie hoch das den Fragen entgegengebrachte
Interesse ist, zeigt der erfreulich rasche
Absatz. Der Amateurastronom, der sich
für diese Fragen interessiert, wird allerdings
das Bändchen 405 (Radium) nicht ent-
behren können. [ii82] Kr.
Sternbüchlein 1920. Von Robert H e n -
s e 1 i n g. Mit einer zweifarbigen Planeten-
tafel und 42 Bildern. Preis geh. M 2.40.
Franckh'sche Verlagshandlung, Stuttgart.
Das neue Büchlein wird seiner großen
Schar von Freunden gewiß weitere hinzu-
fügen. Es wird hier die gefühlsmäßige Seite
der Sternanschauung betont, die heute eine
so große Bedeutung als Erholungsmittel
erreicht hat. In diesem Sinne bietet es
vielerlei Anregung zur Beobachtung. Auf
S. 52,53 wird übrigens der „Nord-Amerika-
Nebel" für völlig unsichtbar für das freie
Auge erklärt, was zwar in vielen Büchern
steht aber trotzdem nicht zutrifft.
H83] Kr.
INGEDELIA.
Gründung einer Ortsgruppe München. Die Mitglieder der Ingedelia,
sowie ,,Sirius"-Leser und Freunde der Astronomie in und bei München,
welche Interesse am Zusammenschluß zur Pflege und Förderung ihrer astro-
nomischen Studien haben, wollen ihre Adresse mitteilen an
Dr. August Kühl, München, Kanalstr. 33 III.
Entsprechend ersucht der Vorstand der Ingedelia Breslauer Interessenten
ihre Adresse Herrn Priestap, Breslau, Gellertstr. 15, übermitteln zu wollen.
Herausgeber: Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40528
Schriftleitung: Paul Hügeler Berlin SO 33 Schlesischestr. 21
w
o
X
1920 März 3 6h 45™ MEZ. X = 264,1° (Syst. II)
Äqu. D. = 44,05" Pol. D. = 41,11"
Jupiterzeichnung des Herrn Fr. Tauber.
Sirius 1920, Heft 7.
Tafel VII.
Band 53
1920
S I RIU S
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
in Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
Anmicf 1 Q9ft »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
nugUSL iV£AJ' Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Flut und Ebbe. Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbild. S. 149. (Schluß.)
— Paul Schwahn. S. 152. — Über Meridiankreise. Von Prof. Dr. J. A. Repsold f.
S. 154. (Schluß.) — Die absolute Bewegung von Barnards Stern und anderer Zwerg-
und Riesensterne vom Typus M. Von Dr. R. Klumak, Wien. (Mit 1 Abb.) S. 158.
— Rundschau. S. 161. — Vermischte Beobachtungsnachrichten. S. 165. — Meinungs-
austausch. S. 165. — Bücherschau. S. 167. — Angelegenheiten der Ingedelia. S. 168.
Flut und Ebbe.
Von Prof. E. Hoff, Altona. Mit 9 Abbildungen.
Die vorstehenden Untersuchungen
setzen uns nun in den Stand, die Größe
der fluterzeugenden Kraft für den Äqua-
tor unter den angenommenen einfach-
sten Bedingungen zahlenmäßig festzu-
stellen, um dadurch ein Urteil über die
Leistungsfähigkeit derselben zu gewin-
nen. Zu diesem Zwecke behandeln wir
zunächst die Einwirkungen, die nach
der hier dargelegten Auffassung von
der Ursache der Tiden auf den Massen-
punkt a in Abb. 1 beim Stundenwinkel
0h der Sonne sich geltend machen. Da-
bei sollen alle Störungen, welche die
Schwerkraft der Erde an der Ober-
fläche vermindern, als negativ, und alle
Störungen, welche die Schwerkraft ver-
mehren, als positiv bezeichnet werden.
Danach wirkt auf den Punkt a die an-
ziehende Kraft der Sonnenmasse mit
dem Betrage
G
Durch Einsetzung der bezüglichen Zah-
len und Ausrechnung erhalten wir die
Sirius 1920
(Schluß)
Störungsgröße —0,00592543 m, oder
in der anderen Bezeichnungsweise
— 592 543 • 10-8 m. Die Bahnge-
schwindigkeit Vx des Punktes a in seiner
Epizykloide ist gleich
2nAr 2nr
V, = = 29296,32 m
T t
und die dadurch bewirkte Zentrifugal-
kraft ist gleich
-f-^ = -f 574171 • 10-8 m.
A r
Die anziehende Kraft der Sonne über-
wiegt also mit dem Betrage
— 592543 • 10-8-f574171 • 10— 8
= — 18372 • 10-8 Wj
und diese beschleunigende Kraft strebt
dahin, den Massenpunkt a vom Erd-
mittelpunkte zu entfernen. In dem
Punkte b in Abb. 1, für den der Stunden-
winkel der Sonne gleich 12h ist, wirkt
die anziehende Kraft der Sonne mit
demselben Betrage wie vorher ein, nun
ist aber bei der veränderten Sachlage
diese Einwirkung positiv zu nehmen,
Heft 8.
— 150 —
weil sie im Gegensatz zur Sachlage bei a
zum Erdmittelpunkte gerichtet ist, und
demnach die Schwerkraft der Erde ver-
mehrt. Die Bahngeschwindigkeit V2
dieses Punktes ist nun gleich
2nAr 2nr OAOOC
y — = 30226,41 m.
T t
Die dadurch bewirkte Zentrifugalkraft
ist nun negativ zu setzen und gleich
— ^- = — 611 207
Ar
io-
m.
Die Differenz der beiden einwirkenden
Die Störung ist aber in dieser Form zu-
nächst noch auf den Erdmittelpunkt be-
zogen ; da es uns aber um die Einwirkung
dieses Störungsbetrages auf die Schwer-
kraft der Erde an dem betreffenden
Punkte zu tun ist, und wir nach der vor-
her gegebenen Begründung die vertikale
Komponente der Störung in Anwendung
bringen, so haben wir den entwickelten.
Störungsbetrag durch Multiplikation
mit cos L auf den zugehörigen Erd-
radius zu projizieren. Wir erhalten
demnach für den Störungsbetrag P die
Gleichung
P =
An2 Ar
cos L
n*r
Tt
cos2 L
An2r
AI2
cos3 L
cos L.
Kräfte ist demnach gleich
-f 592543 • 10-8 — 61 1 207 • 10~8 m
= — 18664 • 10— 8 nz.
Um diesen Betrag wird also in der Stel-
lung L = 12h die Schwerkraft der Erde
durch das Überwiegen der Zentrifugal-
kraft herabgesetzt, und mit diesem An-
triebe strebt also der Massenpunkt b
vom Erdmittelpunkte sich zu entfernen.
Für diesen Punkt ist also die störende
Kraft um — 292 • 10~8 m stärker, als
für den Punkt a. Das arithmetische
Mittel der beiden festgestellten Stö-
rungsbeträge ist gleich — 18518 • 10~8 m.
Für den beliebigen Punkt p des
Äquators in Abb. 1 ist die Bahnge-
schwindigkeit V in der Epizykloide
nach dem Vorstehenden gleich
V =
2nAr 2nr
cos L.
Das erste und das letzte Glied dieser
Gleichung heben sich gegenseitig auf,
weil das erste als Faktor die Zentrifugal-
kraft des Erdmittelpunktes, und das
letzte Glied als Faktor die der ersteren
gleich und entgegengesetzt wirkende
Anziehungskraft der Sonne enthält.
Dann ist also für einen beliebigen Punkt
des Äquators der Störungsbetrag be-
stimmt durch die Gleichung
$7i2r r . An2r f
P= — cos2 L A cos3 L.
Tt At2
Die in dieser Gleichung vorkommenden
Konstanten sind aus dem Vorhergehen-
den bekannt, durch Einsetzung der be-
treffenden Zahlen und Ausrechnung er-
halten wir, wenn wir hier der Einfach-
heit halber sowohl für a wie für den
Punkt 6das oben genannte arithmetische
Mittel einsetzen
T t
P = — 18518 • 10-8 cos2 L -f 145 • 10~8 cos3 L.
Die aus dieser Bahngeschwindigkeit und
aus der für alle Massenpunkte des Erd-
körpers als konstant angenommenen
Anziehungskraft der Sonne herzulei-
tende Gleichgewichtsstörung ist nun für
jeden Stundenwinkel der Sonne zu be-
rechnen aus der Formel
'2nAr 2nr \2
cos L] \Ar
T t
Wir nehmen nun zur Berechnung der
durch diese Störungen hervorgerufenen
Flutwelle als Nullniveau das des nied-
rigsten Wasserstandes an, das bei L=6h
und L = 18h naturgemäß eintritt, und
berechnen dann die allenthalben am
Äquator sich jeweils einstellenden Was-
serstände in der Art, daß wir sie den
ermittelten Störungsbeträgen propor-
tional setzen. Es hat nun nach den
— 151 —
vorhergegangenen Ausführungen gar
keinen Sinn, aus diesen Störungsbeträ-
gen im Voraus einen Tidenhub berech-
nen zu wollen, denn der bedeutende
Einfluß der erwähnten Widerstände und
Hemmungen und insbesondere die Be-
hinderung durch die Kürze der zur Ver-
fügung stehenden Zeit, lassen sich zah-
lenmäßig nicht in Rechnung stellen.
Wir wollen daher, wie das in der Natur
häufig beobachtet wird, annehmen, daß
die ermittelten Störungsbeträge eine
Sonnenwelle von 1 m Tidenhub bewir-
ken. Die genannte Maximalstörung
Ob
IP- u.
2h „
3h „
4* „
5* „
6h
23^
22h
21h
20h
19h
18h
100 cm
93,3 „
75,0 „
50,0 „
25,0 „
6,7 „
0,0 „
—0,8 cm
-0,7
—0,6
—0,3
-0,1
0,0
0,0
w
99,2 cm
92.6 „
74,4 „
49.7 „
24,9 „
6,7 „
0,0 „
—18 518 • 10-8 m ruft dann den Tiden-
hub von 100 cm hervor, der Störungs-
betrag von — 185,18 • 10— 8 bewirkt
eine kleine tägliche Ungleichheit in den
Höhen der beiden Hochwasser bewirkt.
Diese würde noch etwas größer aus-
fallen, wenn wir die beiden für die
Punkte a und b in Abb. 1 als verschieden
berechnete Störungsgrößen in genauere
Berechnung gestellt hätten. In der fol-
genden kleinen Tabelle stehen nun
unter W1 die durch die erste Partial-
welie, unter W2 die durch die zweite
Partialwelle veranlaßten und unter W
die resultierenden Wasserstände der
Flutwelle, die bei verschiedenen Stun-
denwinkeln L der Sonne sich einstellen.
L W1 W2 W
7h u. 17h 6,7 cm 0 0, cm 6,7 cm
8h „ 16h 25,0 „ 0,1 „ 25,1 „
911 „ 15h 50,0 „ 0,3 „ 50,3 „
ICh „ 14h 75)0 „ 0,6 „ 75,6 „
11h „ 13h 93>3 n o,7 ,. 94,0 „
12h 100,0 „ 0,8 „ 100,8 „
Nach diesen Zahlen würde die Profil-
kurve der Flutwelle am Äquator zu
stände kommen, wie Abb. 9 dies zeigt,
Abb. 9.
dann einen Wasserstand von + 1 cm
über dem Nullniveau, und der Störungs-
betrag von + 145 • 10— 8 m veranlaßt
— 0,8 cm Wasserstand. Für jeden
Punkt des Äquators ist dann der je-
weilige Wasserstand W bestimmt durch
die Gleichung:
W ^ 100 cos2 L — 0,8 cos3 L.
Die Sonnentide setzt sich demnach
in dieser einfachsten Gestalt aus zwei
Partialwellen zusammen, einer Halbtags-
tide, welche die Hauptschwingung dar-
stellt, und einer Eintagstide, welche nur
wenn das Meer ununterbrochen und die
Behinderung in der Ausbildung der
Welle durch die Kontinente nicht vor-
handen wäre. Die geringe tägliche Un-
gleichheit kommt in der Figur wegen
des kleinen Maßstabes nicht zur Gel-
tung.
Vergleichen wir nun die unmittel-
bare Maximalstörung im Betrage von
— 18 518 • 10— 8 m mit dem Newton-
schen Kraftfaktor —7584 • 10~10 m
oder — 76 • 10~ 8 m, so sehen wir, daß
der erstere den letzteren um ein ganz
— 152 —
bedeutendes übertrifft, er ist über
240mal so groß. Während man bisher
nach der üblichen Ansicht einer ganz
geringen Kraft eine ganz außerordent-
lich große Wirkung zuschrieb, befinden
wir uns nun in dem entgegengesetzten
Falle. Der große hier berechnete Stö-
rungsbetrag" hat einen verhältnismäßig
geringen Tidenhub zur Folge. Dieses
Verhältnis ist aber offenbar das natür-
lichere und richtigere, denn die aufge-
zählten Widerstände und die Kürze der
Zeit müssen selbstverständlich die Wir-
kungen der fluterzeugenden Kraft ganz
erheblich herabsetzen.
Berechnen wir unter den Bedingun-
gen wie vorher vermittelst der angegebe-
nen Reduktionszahl 185,18 • \0~ 8 m
den entsprechenden Tidenhub für
— 76 • 10— 8 m, so finden wir für die
Sonnenwelle einen solchen von 4 mm,
und für die Mondwelle einen solchen
von 9 mm. Wäre also in der Natur der
gelinge Newtonsche Kraftfaktor in
Wirklichkeit die alleinige Ursache der
Tiden, so würden wir eine bemerkbare
Flutbewegung überhaupt nicht wahr-
nehmen.
Nach den weiteren Untersuchungen
ist die fluterzeugende Kraft des Mondes
zu dem dreifachen Betrage der durch
die Sonne bewirkten Störungen festge-
stellt worden, und damit sind nach der
hier dargelegten Auffassung vom Grunde
der Tiden die gewaltigen Kräfte gefun-
den, welche trotz aller Gegenwirkungen
die großen Flutbewegungen hervor-
rufen.
Die auf Grund des hier entwickelten
Flutprinzipes weiterhin durchgeführten
Untersuchungen haben zahlreiche Er-
gebnisse geliefert, welche die bisher un-
verstandenen Fluterscheinungen durch
verhältnismäßig einfache Berechnungen
in ihren wesentlichen Zügen unserem
Verständnisse zu erschließen geeignet
sind. Im Gegensatze zu den bisher üb-
lichen Verfahren, den stets wachsenden
Schwierigkeiten bei den fortschreiten-
den Untersuchungen durch die An-
nahme zahlreicher meist sehr sonder-
barer Hypothesen zu begegnen, sind
nunmehr diese Berechnungen ohne jede
Hypothese durchgeführt worden. Als
besonderer Vorteil sei noch erwähnt,
daß aus der Störungsgleichung, die aus
dem Einflüsse der Sonne herzuleiten ist,
fünf Partialwellen der Sonnentide leicht
zu erhalten sind. Der Einfluß des Mon-
des ergibt eine noch größere Anzahl
von Partialwellen der Mondtide. Es ist
also dadurch fernerhin nicht mehr nötig,
diese Partialwellen von imaginären Ge-
stirnen herzuleiten. [1150]
Berichtigung. Seite 131 links 3. Zeile
von unten lies ,, Sternentages" nicht Sonnen-
tages.
Paul Schwahn.
Prof. Dr. P. S c h w a h n , der wissen-
schaftliche Direktor der Gesellschaft
Urania in Berlin, deren volkstümliche
Institute nicht nur in Deutschland An-
regung zur Schaffung ähnlicher Bildungs-
stätten gaben, ist vor kurzem heim-
gegangen.
Paul Julius Schwahn wurde
am 24. April 1859 zu Schwerin in Meck-
lenburg geboren. Sein Bildungsgang
begann mit dem Besuch des dortigen
Gymnasiums, das er später mit dem
Askanischen Gymnasium in Berlin ver-
tauschte, wo er 1881 das Abiturium
machte. Schon auf dem Gymnasium
zogen ihn unter Anleitung von Prof. Dr.
A. Schumann mathematische und
astronomische Fragen besonders an. Er
bezog die Universität Berlin, wo er vier
Jahre lang diese beiden Fächer studierte
und dabei in erster Linie Vorlesungen
von H. Bruns, Förster, von
— 153 —
Helmholtz, Kirchhoff, Tie t-
j e n und Weierstraß hörte. Im
Jahre 1887 erwarb er in Berlin den
Doktorgrad auf Grund seiner Disser-
tation über Änderungen in der Lage der
Figur- und der Rotationsachse der Erde
sowie über einige mit dem Rotations-
problem in Beziehung stehende geo-
physische Probleme. Er gibt darin einen
Überblick über die Bewegung der in-
stantanen Rotationsachse im festen Erd-
körper, studiert die zehnmonatliche
Periode und die auf ihre Existenz hin-
deutenden Wahrnehmungen. Die mathe-
matische Diskussion schließt sich an
Lionville an. Schwahn untersucht
dann weiter den Einfluß, welchen mete-
orologische und geologische Prozesse auf
die Polverschiebung haben können.
Auch die mögliche Verzögerung der
Rotationsperiode der Erde wird nach
Adams, Delaunay und New-
c o m b ins Auge gefaßt.
Mathematische und geophysische
Fragen, wie die schon in der Diskussion
behandelten, haben Schwahn weiter-
hin beschäftigt, wenn er auch leider seine
umfangreichen Manuskripte darüber
Jahrzehnte lang nicht zum Druck zu
bringen sich entschließen konnte.
Seine Tätigkeit nach der Promotion
führte ihn mit dem bekannten M. Wil-
helm Meyer, dem Schöpfer der
Urania, zusammen. Im Jahre 1890 trat
er in dieses Institut ein und bezog zu-
nächst eine überaus bescheidene Ent-
schädigung. Als P. S p i e ß das Institut
verließ, das seitdem verschiedene Um-
bildungen erlebte — besonders die Bau-
krise wegen des Institutes in der Tauben-
straße, die zum Ausscheiden Meyers
führte — trat Schwahn 1899 in das
Direktorium der Urania ein, nachdem er
schon seit 1896 die Redaktion der Zeit-
schrift ,, Himmel und Erde" über-
nommen hatte. Welche Beiträge aus
der Feder führender Gelehrter das Blatt
in seiner Glanzzeit gebracht hat, ist hin-
länglich bekannt. Leider hat ,, Himmel
und Erde" durch Kriegsschwierigkeiten
1916 sein Erscheinen einstellen müssen.
Die Interessen der Zeitschrift und be-
sonders die Herstellung aktueller Licht-
bildervorträge veranlaßten Schwahn
unter anderem 1906 zum Studium des
großen Vesuvausbruches an Ort Und
Stelle und 1911 nach Messina zum Stu-
dium der verheerenden Erdbebenwir-
kungen.
Trotz seiner sehr großen Abneigung
gegen das Druckfertigmachen umfang-
reicher mathematischer Arbeiten brachte
er doch 1910 in einer der Teubner-
schen Sammlungen einen Band „Mathe-
matische Theorie der astronomischen
Finsternisse" heraus, worauf er 1911 den
Professortitel erhielt.
Das Hauptgebiet seiner Tätigkeit
waren wissenschaftliche und dekorative
Vorträge in der Urania. Besondere Vor-
liebe hatte er für mathematische The-
men, fand jedoch erst spät Gelegenheit,
Kurse für Differential- und Integral-
rechnung einrichten zu können. Von
seinen wesentlich astronomischen Vor-
trägen heben wir hervor ,,Die Er-
forschung der Sonne"sowie,, Werden und
Vergehen im Weltenraum". Seiner Vor-
bildung gemäß legte er viel Nachdruck
auf geologische Themen und behandelte
daher in einem dekorativen Vortrag ,,Die
Feuergewalten der Erde", nachdem er
auf diesem Gebiet zunächst zusammen
mit M. Wilh. Meyer ,,Das Antlitz
der Erde" herausgebracht hatte. Wir
heben ferner hervor ,,Die Geschichte der
Urwelt, nachgewiesen an deutschen
Landschaften"; ferner ,,Das Tagebuch
der Erde", das er mit seinem künstle-
rischen Mitarbeiter und Freunde W.
Kranz zusammen bearbeitete. Be-
sonderen Beifall fanden auch ,, Unser
Rhein" (mit Härder bearbeitet) und
„Das Land Tirol".
Hatten die früher genannten Reisen
wesentlich katastrophale Ereignisse zum
Anlaß, so führten ihn Vorträge wie die
oben genannten nach Norwegen in ,,das
— 154 —
Land der Fjorde" oder nach Schweden-
Dänemark, wiederholt in die Schweiz
Und besonders nach Italien. Auf fast
allen diesen Unternehmungen ist W.
Kranz sein treuer Begleiter gewesen.
An den Ausstellungen in Brüssel sowie in
Petersburg (,, Kind erweit"), das er mit
seinem Amtskollegen Franz G o e r k e
besuchte, war er organisatorisch be-
teiligt. In seinem Nachlaß befinden sich
noch verschiedene Entwürfe und be-
sonders zahlreiche Diapositive, deren
Herstellung ihm große Freude bereitete.
Paul S c h w a h n war von mitt-
lerer, nicht besonders kräftiger Statur
und trotz seines ernsten Gesichtsaus-
druckes eine sehr verträgliche, gut-
mütige Natur. Er blieb unverheiratet.
Obwohl die eigentliche Todesursache
schon jahrelang bestand und seine Ge-,
sundheit beeinträchtigte, wurde dieses
Sarkom, dem er am 19. April 1920 erlag,
doch erst in den letzten Monaten er-
kannt. Noch bis zuletzt hat er trotz
teilweiser Lähmungen für die Urania,
mit der sein Wesen völlig verwachsen
war, zu arbeiten versucht.
Mit ihm ist ein deutscher Astronom
dahingegangen, der wohl zu früh in das
breite Fahrwasser der Popularisierung
der Wissenschaft hineingeriet, sodaß er
die seinen eigentlichen mathematischen
Anlagen entsprechenden Arbeiten nicht
zum Ausreifen und zur Vollendung
bringen konnte. [1208]
Über Meridiankreise.
Von Prof. Dr. J,
Vortrag, gehalten in der Mathematischen
R e p s 0 1 d s Meridiankreis trägt
den Teilkreis nahe dem Ende der Achse,
wohl aus ähnlichen Gründen, wie sie
Römer bei dieser Anordnung be-
stimmten; sein Gewicht ist aber beson-
ders aufgehoben, um die Achse vor Bie-
gung zu schützen. Die Ablesung ge-
schieht durch Mikrometer-Mikroskope
am Pfeiler; anfangs war es nur eins,
auf Gauß' Wunsch wurden noch zwei
in 180° Abstand hinzugefügt. Für die
Umlegung ist ein Fahrbock beigegeben,
mit dem die Fernrohrachse ausgehoben,
zwischen den Pfeilern herausgefahren
und wieder eingelegt wird, nachdem die
Mikroskope am andern Pfeiler befestigt
worden sind. — Achse und besonders
auch der Kreis sind gegossen.
Troughtons Meridiankreis zeigt
dagegen noch die alte englische Blech-
arbeit, die man eingeführt hatte, um
große Dimensionen von möglichster
Leichtigkeit herzustellen. Die beiden
Kreise bestehen aus vielen Platten und
Rohren, die miteinander durch Schrau-
. A. Repsold f. (Schluß.)
Gesellschaft zu Hamburg 30. Mai 1908.
ben verbunden sind, eine bei aller Sorg-
falt der Ausführung etwas unsichere
Konstruktion. Das Rohr ist an den
Enden mit den Kreisen verbunden. Die
Ablesung der Kreise geschieht durch je
zwei am Pfeiler befestigte Mikroskope
mit Mikrometern. Die Umlegung kann
nur mit Flaschenzügen ausgeführt
werden.
Reichenbachs Meridiankreis
ist dem Repsoldsin der ganzen An-
ordnung ähnlich, die Ablesung des
Kreises geschieht aber nicht durch
Mikrometer-Mikroskope, sondern durch
Verniers an einem von der Achse ge-
tragenen Alidadenkreise, der in dem
vertieften Hauptkreise liegt; zu Mikro-
skopen hat sich Reichenbach nie
verstehen können. Auf Umlegung ist
erst bei späteren Instrumenten Rück-
sicht genommen worden, die bald
folgten.
In Deutschland fanden die Meridian-
kreise durch Gauß und B e s s e 1 bald
Eingang, auch in Rußland durch
— 155 —
S t r u v e. In England Und Frankreich
aber verhielt man sich ablehnend;
schließlich fand man es in Greenwich
freilich doch für notwendig, den Qua-
dranten durch einen Vollkreis zu er-
setzen, behielt aber nach langen Be-
ratungen in der Royal Astronomical
Society die Aufstellung der Quadranten
im wesentlichen bei. So entstand 1812
Troughtons Mauerkreis ; einseitig
am Pfeiler aufgehängt, aus vieienStücken
zusammengeschraubt und im Zenith un-
brauchbar, sonst mit einigen guten
Neuerungen; aber für Durchgangsbeob-
achtungen war er weder bestimmt noch
geeignet, und man mußte ein besonderes
Durchgangsinstrument daneben bauen.
— 1850 wurde aber doch auch ein
Meridiankreis (Transit circle) eingeführt;
indem man auf Airys Veranlassung
von der früheren zu leichten englischen
Konstruktion völlig in das Gegenteil
umschlug und sogar auf die sehr nütz-
liche Umlegung ganz verzichtete; man
führte dafür Reflexbeobachtungen an
Quecksilber ein.
In Paris ahmte man um 1820 den
Greenwich - Mauerkreis nach, ist
später aber auch zum Meridiankreise
übergegangen, ebenfalls den englischen
ähnlich und ohne Umlegung. Diese aus-
ländischen Konstruktionen sollen hier
nicht weiter verfolgt werden; sie haben
auf die deutschen im wesentlichen keinen
Einfluß gehabt.
Unter diesen ist nun einer der be-
kanntesten der 1838 aus R e p s o 1 d s
Werkstatt an die Sternwarte Pulkowa
gelieferte, bei dem die Symmetrie mög-
lichst durchgeführt ist. Als wesentliche
Änderung wurde hierbei die Vertau-
schung des Objektiv- und des Okular-
kopfes eingeführt; hierdurch sollte der
Einfluß der Biegung beseitigt werden.
Zur Bestimmung des Nullpunkts der
Kreise wurden ein Paar feste, wage-
rechte Kollimatoren und zur Bestim-
mung der Kollimationsfehler ein zweites
Paar um wagerechte Achsen drehbare
Kollimatoren hinzugefügt. Ein Okular-
mikrometer sollte das Instrument nach
dem Wunsche des Bestellers nicht er-
halten.
Mit Übergehung der weiteren Über-
gangsformen sei nur noch bemerkt, daß,
unter Beibehaltung der wesentlichen
Grundzüge, im Laufe der Jahre statt der
umzuhängenden Mikroskopträger guß-
eiserne Pfeilerköpfe zur Aufnahme der
(langen) Mikroskope und der Achsen-
lager eingeführt, die Gegengewichte zur
Aufhebung des Lagerdruckes unter den
Fußboden verlegt worden sind, daß das
sog. unpersönliche Durchgangsmikro-
meter hinzukam, sowie neuerdings, als
ergänzendes Gegenstück zum Queck-
silberhorizont, ein auf Quecksilber
schwimmender Zenithspiegel und end-
lich eine bequemere und schnellere Um-
legung der Fernrohrachse in ihren La-
gern, die erlauben wird, die meisten
Sterne während desselben Durchgangs
in beiden Lagen zu beobachten. Das ist
aber ein vortreffliches Mittel, kleine
durch Temperaturschwankungen und
andere Zufälligkeiten im Instrument
entstandene Veränderungen zu elimi-
nieren, weil man annehmen darf, daß
sie in den beiden Lagen in entgegen-
gesetzter Richtung wirken, im Mittel
also verschwinden. Ähnlich ist es mit
den Biegungen durch- die Schwere, so-
weit sie nicht infolge des symmetrischen
Baues der Instrumente aufgehoben sind,
natürlich unter Voraussetzung gesetz-
mäßiger, sprungfreier Biegungen, wie
man sie bei gutem Material und sorg-
fältiger Ausführung erwarten darf. Um-
legung nur einige Male im Jahr oder
bestenfalls (man wird kaum weiter
gehen können mit der alten Einrichtung)
einmal in der Woche kann aber den
Zweck nur sehr unvollkommen er-
reichen, und Wilhelm Struve hat
bei Gründung der Sternwarte Pulkowa
auf ein häufiges regelmäßiges Umlegen
so großen Wert gelegt, daß er neben dem
Meridiankreise zwei besondere Instru •
— 156 —
mente bauen ließ, an denen getrennt
Durchgang und Höhe beobachtet wird:
ein gewöhnliches Durchgangsinstrument
und den sogenannten Vertikalkreis von
besonderer Einrichtung. Fernrohr und
Kreis sitzen am Ende der horizontalen
Achse, und das Ganze kann um eine
senkrechte Achse so rasch in die zweite
Lage gebracht werden, daß die Höhe
desselben durchgehenden Sternes inner-
halb ca. 108 in gleichen Abständen zu
beiden Seiten des Meridians gemessen
werden kann. Ähnliches wird von den
neuesten Meridiankreisen erwartet, und
es ist natürlich kein besonderes Durch-
gangsinstrument erforderlich.
Nach dieser Abschweifung wegen der
Umlegung möchte ich Ihnen einen
neueren Meridiankreis etwas eingehender
beschreiben. Das Fernrohr aus Stahl
und die Achse aus Gußeisen sind mög-
lichst symmetrisch zur Vermeidung
schädlicher, einseitiger Biegungen ge-
baut. Die zwei Rohrhälften sind mit
leichten Messingröhren überdeckt, die
einseitige Temperaturänderungen ver-
hüten sollen. Der Objektiv- und der
Okularkopf können in den Rohrenden
vertauscht werden. Die Achse trägt
neben dem Rohr zu jeder Seite einen
Teilkreis, sowie einen leichten Anfaß-
reifen, weil die Kreise nicht berührt
werden dürfen; dann folgen (nicht ganz
symmetrisch) auf der einen Seite die
Klemme mit der Stellschraube, auf der
andern ein Gegengewicht; weiterhin
(wieder symmetrisch) werden beide
Enden von zwei Rollenträgern um-
schlossen, die dauernd fast die ganze
Last aufnehmen, für gewöhnlich durch
Druck von unten während der Um-
legung der Achse (über diese später)
durch Zug von oben. Die Achse endigt
an beiden Seiten in zylindrische harte
Stahlzapfen mit Längenbohrungen, die
in offenen Lagern an den Pfeilerköpfen
mit mäßigem Druck aufliegen. - — Die
Klemme kann durch den radialen Druck
einer Schraube auf einem mit der Achse
fest verbundenen Mittelstück festge-
stellt werden. Die Stellschraube ver-
bindet mittels zweier Gelenke das
untere Ende der Klemme mit dem
Rollenträger, der seinerseits an dem
Pfeilerkopf sicheren Widerhalt findet
durch ein zwischen Spitzenschrauben
geführtes Kippstück, unter welches
unterirdische Gegengewichte wirken.
Diese nur durch Druck des Instru-
mentes gegebene Verbindung stellt sich
nach der Umlegung selbsttätig auf der
andern Seite wieder her. — Auch die
Zapfen führen sich beim Umlegen selbst-
tätig in die Lager und stellen die Über-
führung zweier elektrischer Leitungen
von den Lagern in das eine Zapfenende
wieder her, so daß keinerlei Aus- oder
Einlösung bei der Umlegung nötig ist.
Die (5-Stellschraube trägt einen Kopf,
an dem sie unmittelbar gedreht werden
kann; sie steht aber auch durch mehr-
fache Räderübertragungen mit einem
nach beiden Enden des Fernrohres ver-
laufenden Schlüssel in Verbindung, den
man in allen Lagen vom Okular her
leicht erreichen kann. Jeder der Pfeiler-
köpfe trägt vier Mikroskope für die Ab-
lesung der Teilkreise; 3R der Mikro-
meterschrauben = öOOt der Trommeln
= 4' = 240", also 1* = 0,4"; die Ver-
größerung beträgt ungefähr das Dreißig-
fache. Ein schwaches gebrochenes Mi-
kroskop ohne Mikrometer dient zur
ersten Einstellung nach einem Index. —
Über den Pfeilern bauen sich zwei Eisen-
gerüste auf, von denen das eine die
Umlegevorrichtung trägt. Sie kann, um
zwei Zapfen drehend, leicht über das
Instrument gedreht oder zurückge-
schlagen werden, um den Meridian frei-
zugeben. Der tragende Querarm hängt
an einer Schraube und wird durch zwei
Haken, die sich miteinander bewegen,
mit den Rollenträgern verbunden. —
Die Umlegung geschieht durch Drehung
einer Kurbel, die die Mutter der Hebe-
schraube rundlaufen läßt und mit dem
Tragebalken und der eingehängten Last
— 157 —
zum Steigen bringt, weil sie durch eine
Führung am Ende des Querarms am
Mitdrehen verhindert ist. Kommt man
aber bis ans Ende der Führung, so wird
der Balken frei, dreht sich mit der
Mutter um 180°, bis das andere Ende
des Querarms in die Führung tritt und
darin durch einen Schnepper zurück-
gehalten wird. Man hat dann nur links
zu drehen, um die Achse wieder in die
Lager hinabzulassen. Das Ganze geht
also, da (wie gesagt), auch keine Aus-
lösung des Instruments nötig ist, selbst-
tätig und schnell. — Das zweite Eisen-
gerüst trägt den Zenithspiegel: einen
versilberten Glasspiegel vor der Öffnung
des Objektivs, der in einer durchbroche-
nen Fassung auf Quecksilber schwimmt
und, nur in der Mitte an einem dünnen
Zapfen geführt, eine konstante Neigung
gegen den Horizont annimmt, die, wenn
nötig, durch kleine Ausgleichsgewichte
auf ein so geringes Maß gebracht wird,
wie es für mikrometrische Beziehung
der reflektierten Fäden auf die reellen
zweckmäßig ist. — Um die kleine, übrig
gebliebene Neigung zu eliminieren, kann
man den Spiegel mit dem Quecksilber-
gefäß durch einen Schnurzug um 180°
drehen.
Das Gegenstück des Zenithspiegels,
der Quecksilberhorizont, gibt die Spie-
gelung unmittelbar an der Oberfläche
des in einer verquickten Kupferschale
befindlichen Quecksilbers. Sie ist ge-
wöhnlich unterhalb des Fußbodens,
tritt aber, nach Öffnung einer Klappe
hervor, so daß die Reinigung der Ober-
fläche leicht besorgt werden kann, und
ist ebenso leicht zu beseitigen. Bei
beiden dieser Reflexbeobachtungen han-
delt es sich bekanntlich darum, durch
genaues Einstellen der wirklichen Fäden
auf die reflektierten die genau senk-
rechte Lage der optischen Achse her-
zustellen und die entsprechende
Kreis- und Mikrometerablesung fest-
zustellen.
Als weitere Nebenapparate sind zu
nennen außer dem Hängeniveau zur
Prüfung der Horizontalität der Achse:
1. Eine ferne Mire zur Kontrolle des
Azimuts,, d. i. eine durchbohrte Platte
auf einem festen Pfeiler, hinter der ein
Licht im Fernrohr wie ein Stern er-
scheint. Ein großer Abstand von dem
Instrument ist erwünscht, damit kleine
durch Temperaturänderungen usw. ein-
tretende Versetzungen unschädlich sind ;
immerhin ist die gelegentliche Prüfung
der Mire nach Polsternbeobachtungen
notwendig. — Da man die Mire nicht
wohl so fern anbringen kann, daß sie
ohne weiteres in der Fadenebene des
Mikrometers deutlich erscheinen würde,
so ist hinter dem Mikrometer eine Kor-
rektionslinse angebracht, die durch eine
sichere Drehung leicht in die Abseh-
linie geführt und zurückgezogen werden
kann.
2. Ein Kollimator, d. i. ein im Be-
obachtungssaale, aber auf besonderem
Pfeiler, im Meridian fest aufgestelltes
Fernrohr mit Mikrometer, das den
Zweck hat, dem Hauptfernrohr in der
Nähe des Horizonts ein für scharfe Ein-
stellungen möglichst geeignetes Objekt
zu geben, besonders für Biegungsunter-
suchungen. Die Mire ist dafür weniger
zweckmäßig, weil sie wegen des langen
Lichtweges nahe über dem Erdreich hin
leichter störenden Refraktionserschei-
nungen ausgesetzt ist. Dagegen ist der
Kollimator empfindlicher gegen kleine
Änderungen der Lage und darf im all-
gemeinen nur für kurze Dauer als kon-
stant angenommen werden.
3. Eine Vorrichtung zur Prüfung der
Form der Zapfen, um welche die Achse
sich in ihren Lagern dreht. Sie besteht
aus einem kleinen Objektiv, das in
jedem der Zapfen zentrisch angebracht
werden kann und einem radförmigen
Träger an jedem der Pfeilerköpfe; einer
hält ein Fadenkreuz, der andere ein
Mikrometer, in dem das Fadenkreuz
durch Vermittlung des kleinen Objek-
tivs sichtbar gemacht wird. Dreht man
— 158
nun die Achse, so würden Fehler in der
Zapfenform eine Versetzung des Faden-
kreuzes im Mikrometer erkennen lassen
und meßbar machen; man würde damit
die Möglichkeit haben, die Fehler in
Rechnung zu bringen.
Ein wichtiger Teil des Instruments,
der einer besonderen Betrachtung wert
ist, ist das Okularmikrometer mit den
Einrichtungen zur Beleuchtung der
Fäden oder des Feldes. Bis zum Anfang
des 19. Jahrhunderts waren die Okular-
köpfe ohne Mikrometer; sie hatten
5 — 9 feste Fäden für die Durchgänge,
1 oder 2 <5-Fäden (für die Deklination).
Die Mikrometer wa_ren nur zum An-
schluß an die Kollimatoren und Mire
oder an Polsterne bestimmt. Gegen
1860 wurden der elektrische Registrier-
apparat und mehr a-Fäden eingeführt.
Seit 1890 ist das unpersönliche Mikro-
meter mit beweglichen Fäden benutzt
worden; einige feste Fäden für Durch-
gänge dienten dabei nur als Zeitmarken.
Die Beleuchtung, die bei Römer
durch das Fernrohr, bei R a m s d e n
durch die durchbohrte Achse erfolgte,
wird jetzt durch eine elektrische Lampe
nahe am Okular bewirkt. Die Durch-
bohrung der Achse ist aber für die Zu-
und Ableitung des elektrischen Stromes
für die Lampe und für das unpersönliche
Mikrometer beibehalten worden.
[1172
Die absolute Bewegung von Barnards Stern und anderer
Zwerg- und Riesensterne vom Typus M.
Von Dr. R. Klumak, Wien.
(Mit 1 Abb.)
der Parallaxe n. Für Barnards Stern ist
+ 8.6 im starken Gegensatz zu
Riesen" desselben Spektraltypus,
In der ziemlich vollständigen Samm-
lung aller Parallaxensterne mit be-
kannter Eigenbewegung und Radialge-
schwindigkeit, für welche ich die ab-
solute Totalbewegung im
Räume berechnet habe1), finden sich vier
Zwergsterne vom Spektraltypus Ma,
deren absolute Helligkeit fast den glei-
chen Betrag hat. Mit Ausnahme des
Sternes Cord. Z. 243 (Typus G—K) und
des Barnardschen Schnelläufers (vgl.
den Artikel von Prof. G r a f f im No-
vemberheft 1919) haben diese Sterne
unter allen 350 der Sammlung die ge-
ringste absolute Helligkeit. Beziehen
wir diese auf eine Sternweite (Parallaxe
n = i") als Einheit der Entfernung, so
gibt die Formel
m0 = m + 5 log n
die absolute Helligkeit m0 in Stern-
größen für einen Stern m ter Größe mit
x) Eine Publikation des umfangreichen
Materials ist wegen Papiermangels der öster-
reichischen Akademie und der hohen Druck-
kosten nicht möglich.
m0 ■
den
deren m0 etwa von — 1 bis — 10 gehen
und von denen später die Rede sein soll.
Wir wollen zunächst die a b s o 1 u t e
(d. h. von der Wanderung unseres
Sonnensystems unabhängige) Bewegung
des Barnardschen Sternes bestimmen
und mit Prof. G r a f f s Resultat über
die relative Bewegung vergleichen.
Die einfachsten Formeln für die absolute
Totalbewegung eines Sternes mit den
Koordinaten a, <5, der Eigenbewegung
Aa cos ö = ju sin p, A S = ju cos p und
Radialgeschwindigkeit Jq, deren Be-
gründung ich in einer während des
Krieges der V. A. P. übersandten Arbeit
in populärer Form gab, lauten:
£ = V cos D cos (A — a)
rj = V cos D sin (A — a)
£ = 7 sin D
TT
CLo + —
71
1
— 159 —
a1 = A q cos (5 — 16.9 sin a
a2 = — 16.9 cos a
as = A q sin d + 9.8
^ = — 4.74 <5 sin ö
b2 = 4.74 z/ acos d
63 = 4.74 zl d cos (5
In diesen Formeln bedeuten A, D die
sphärischen Koordinaten des absoluten
Sternapex, also jenes Punktes am Him-
mel, nach welchem die wahre Geschwin-
Für den relativen Zielpunkt fand G r a f f
a0 = 6* 2*\ d0 = +27.7°.
Der größte Kreis durch beide Stern-
zielpunkte und den Sonnenapex 270°,
30° fällt so nahe in die Ebene des
Stundenkreises 6h — 18h, daß wir hier
von Rektaszensionsunterschieden ab-
sehen wollen. Wir haben dann in dieser
Ebene folgendes Geschwindigkeitsdrei-
eck, das uns den Zusammenhang der
absoluten und relativen Sternbewegung
veranschaulicht: Der stumpfe Winkel
digkeit V gerichtet ist; £, r], £ sind
rechtwinkelige Komponenten von K, die
6 Konstanten a, b lassen sich ein für
allemal aus Sternort, Radialgeschwin-
digkeit und Eigenbewegung berechnen,
wenn auch noch keine verläßliche n vor-
liegen sollte.
Mit den aus 'S. 215 Jahrg. 1919 dieser
Zeitschrift leicht zu entnehmenden Da-
ten a = 268.2°, ö = + 4.4° ; A a cos d
= — 0"59, A d = + 10"29, A q =
— 110 km/sec und n = 0"70 findet man
i = — 98.3, rj = — 3.5, f = + 70.8
km/sec und daraus mit Benutzung einer
Quadrattafel:
V = i£* + r? + C2 = 124 km/sec,
zwischen den Richtungen „Sternapex"
und „Sonnenapex" beträgt
180° — (36 + 30) = 114°,
die beiden einschließenden Seiten 121
und 19.5 (Stern- bzw. Sonnengeschwin-
digkeit) sind uns ebenfalls gegeben, und
es läßt sich also der spitze Winkel links
oben berechnen und konstruieren. Man
findet ihn = 8° in vollkommener Über-
einstimmung mit dem Deklinationsunter-
schied D — (50 = 8.1° unseres Zielpunktes
gegenüber dem Graft sehen, eineKontrolle
für beide Resultate. Die Figur erläutert
auch die in den Formeln auftretenden
Konstanten 16.9 und 9.8 als Zerlegung der
Sonnengeschwindigkeit von 19.5 km/sec.
ferner tang (A — a) *= ^ = |— j 0.0356; A — a= 182.1°, also A = 90.3'
sin D = — = + 0.585 . D = + 35.8°
V
— 160 —
In der folgenden Tabelle sind die
nach unseren Formeln gefundenen abso-
luten Bewegungen von Af-Sternen nebst
ihren absoluten Helligkeiten und Paral-
laxen zusammengestellt. Zuerst die ein-
mit V = 561 bis 164 km/sec, je nachdem
n = 0.006 bis 0.02" der Rechnung zu
gründe gelegt wird; sein Typus ist G4,
m0 aber — 4 bis — 1. Als letzten Zwerg-
stern bringt die Tabelle den berühmten
Sternbezeichnung
V km^scc
4
U
71
firnnmhriHnfP *XA
OO.yJ
101
IUI
-1-98
0 9Q
T qIqmHp 01 1
-f* O.U
yo
ool
— Oo
+ 0.4
1 10
92
+38
0.20
L.dLdlllc »ojä ...
1 A 7
+ 4./
iuy
fil
Ol
i 1 n
n 9Q
Barnards Stern
_U 8 6
191
0 70
Cordoba Z. 243 * . .
+ 5.8
258
122
— 58
0.32
o Ceti (Mira) . ...
— 3
54
18
— 2
0.14
—10.7
360
75
+41
0.001
— 3.3
11
100
— 3
0.03
— 1.5
8.5
120
—38
0.07
— 3.6
25.6
56
+42
0.04
— 1.8
27.5
25
+57
0.09
— 1.0
28.6
15
+59
0.13
a Herculis
— 2.3
16
67
+ 13
0.07
<5 Virginis , . . . |
— 7.8
436
101
— 7
0.005
— 4.8
97
. 95
— 4
0.02
a Scorpii (Antares)
— 6.4
14
275
+30
0.03
—10.6
33.5
170
+37
0.005
— 6.7
15
130
+68
0.03
— 5.2
14
107
+71
0.06
gangs erwähnten vier Zwergsterne vom
Typus Ma, dann Barnards Stern,
dessenBewegung, wie man sieht,
innerhalb der Unsicherheit derartiger
Daten vollkommen mit der des
Zwergsternes Lalande 21 258
(Ort für 1900,0:« = 165.1°, ö= +44.1°)
übereinstimmt. Die beiden am
Himmel 96° voneinander abstehenden
Schnelläufer bilden ein Paar ähnlich
40 o2 Eridani und 6 H Cephei, zwei
1081/.,0 entfernte Sterne, die beide mit
130 km/sec nach dem Punkt 284°, — 41 °
zielen1).
Auch Groombridge 34 und Lacaille
9352 sind Richtungsverwandte von
Barnards Stern, letzterer hat ähnliches V.
Genauen Parallelismus zeigt der weit
entfernte Schnelläufer Weisse XIIh, 69
!) Vgl. mein Referat „Die Spezialbe-
wegungen der auf Parallaxe untersuchten
Sterne." A. N. 4782 (1915), S. 101 und
102 oben.
Ausreißer Gould (Cord. Z.) 243 mit
7=258 km/sec, dann folgen die Gigan-
ten rötester Spektraltypen. Die Bewe-
gungselemente der Mira Ceti (Typus Md)
sind rechtscharf und werden durch ji-An-
nahmen zwischen 0.10 und 0.18 kaum be-
einflußt, was leider» von RLyraenichtgilt.
Unsere drei Lösungen für n — 0.001" bis
0.07" veranschaulichen die Schwankung
des Resultats, doch spricht die Tatsache,
daß Riesensterne als die größeren Mas-
sen meist kleine Geschwindigkeiten
zeigen, zu Gunsten der zweiten Lösung
{n = 0.03). Der Zielpunkt fällt dann
sehr nahe in jene beim Einhorn und
Orion gelegene Gegend der Milchstraße,
die als „Vertex" oder Zielpunkt der
ersten Sterriendrift im Weltall eine ganz
fundamentale Rolle spielt. Weniger
schädlich wirkt die jr- Unsicherheit bei
q Persei, dessen V in den drei Lösungen
wenig variiert und die Elemente von
et Herculis sind recht vollkommen. <5Vir-
ginis, der vierte Gigant vom Typus M b,
eilt mit jedenfalls abnormal großer Ge-
schwindigkeit gegen den Vertex, bildet
also ein Seitenstück zu dem rasenden
Giganten Weisse XIIh, 69. Bei solchen
Sternen mit negativ oder unmerklich ge-
messenem vergibt unsereElementenrech-
nung einen Minimalwert für 71, da wohl
K-Werte über 400 km/sec als unzulässig
gelten müssen. Für Nebel und vielleicht
auch für ganze Milchstraßen wäre nach
neuesten Erfahrungen allerdings bis zur
Größenordnung 1000 km/sec hinaufzu-
gehen.
Von den absolut hellen Afa-Sternen
haben ß Andromedae und ß Pegasi noch
unbestimmbare Elemente. (Bei ersterem
wird für n = 0.005, 0.06, 0.09 m0 =
— 9.1, —3.7, —2.8; V = 184, 5, 9;
A und D wegen zu großer Schwankung
illusorisch. Bei ß Pegasi für 71 = 0.003
bis 0.05 m0= — 10.0 bis —3.9; V
= 363 bis 27; A = 91 bis 0; D = + 34
bis + 74.) Durchaus gesichert erscheint
dagegen die Bewegung von Antares und
Beteigeuze (beide Ma), die den Be-
schluß unserer Zusammenstellung bil-
den. Der Gigantencharakter prägt sich
in m0 und V deutlich aus; a Scorpii ist
seinem Ziele nach ein ferner Mitläufer
unserer Sonne, a Orionis strebt, wenn
71 nicht viel kleiner als 0.03 ist, nach einer
sonst wenig frequentierten Gegend des
großen Bären an der Grenze des Stern-
bildes Giraffe, der auch die Nachbar-
sonne a Centauri mit 33 km/sec zueilt.
Diese wenigen Beispiele aus meiner
Sammlung von 350 Totalbewegungen
mögen erkennen lassen, wie einfach alle
Gesetzmäßigkeiten zu beurteilen sind,
wenn man sich auf Einzelfälle tatsächlich
berechneter Geschwindigkeiten der Pa-
rallaxensterne stützen kann. Relativ
wenig Sterne geben hier oft mehr Hin-
weise auf die wahren Beziehungen im
Sternsystem als die auf Mittelwerten
einer großen Zahl einseitiger Daten (z. B.
nur Eigenbewegungen) fußenden statisti-
schen Schlüsse. Bei den statistischen
Methoden müssen abnorme Werte aus-
geschlossen werden, die gerade das
größte Interesse bieten. Schließlich
eicht aber auch der Stellarstatistiker
seinen Maßstab an den Parallaxen-
sternen und das Auswahlprinzip dieses
Materials bringt es einmal mit sich, daß
dabei so viele Schnelläufer vorkommen.
[11488
Rundschau.
Vom 9. Jupitermond. Nach der Ent-
deckung des neunten Jupitermondes
durch Nicholson während der Ju-
piteropposition 1914 gelang gelegentlich
der Opposition 1915 seine Wiederauf-
findung auf der Licksternwarte. Die
aus beiden Erscheinungen abgeleitete
Bahn gestattete für die Opposition 1916
ein leichteres Aufsuchen, so daß er auf
vier Aufnahmen, die mit dem 60zölligen
Reflektor der Mount Wilsonwarte ge-
macht waren, aufgefunden werden
konnte. Die Beobachtungen dieser drei
Oppositionen erlauben nun, ein gutes
Bild der Haupteigenschaften der Bahn
dieses Himmelskörpers zu geben. Diese
können am besten an Hand beistehender
Figur erläutert werden, die N i c h 0 1 -
s 0 n in den Communications der Mount
Wilson-Sonnenwarte Nr. 41 gibt. Das
Bild zeigt die Projektion der Bahn
auf eine Ebene, die 24° gegen die
Ekliptik geneigt ist, und genähert den
Erscheinungen 1914 und 1915 ent-
spricht. Die punktierte Linie stellt die
Schnittlinie mit der Ebene der Ekliptik
dar. Da der Satellit sich retrograd
bewegt, ergibt sich für die Bahnneigung
i = 156° und für die Länge des auf-
steigenden Knotens 42=310°. Zum
Vergleich ist die Bahn des achten Tra-
banten, in dieselbe Ebene projiziert,
— 162
mitgegeben. Die Bahnen sind gegenein-
ander um etwa 10° geneigt. Die Punkte
P zeigen die Stellen an, an denen die
Monde die Zeichenebene nach oben bzw.
unten passieren. Die mit 1914, 1915 und
1916 markierten Bahnpunkte zeigen die
Örter der Satelliten während der Ju-
piteropposition der betreffenden Jahre
tion in die Zeichenebene, hinzugefügt.
Die durch die Sonne auf die beiden
äußersten Monde ausgeübten Störungen
sind sehr beträchtlich. Ihre Bahnen
sind daher nicht einmal näherungsweise
Ellipsen. Die bisher vorliegenden Be-
obachtungen gestatten nicht, mehr über
die mittleren Elemente des neunten
VlffT / Größte" En tfc
0.0
0.1
0.2
Maßstab in astronomischen Einheiten
(Der Pfeil links unten zeigt zum Frülilrngspunkt.)
an. Für dieselben Zeiten geben die
Pfeile die jeweilige Richtung zur Erde.
Die Zeichnung erklärt so sehr anschau-
lich, daß der neunte Mond bei seiner
Entdeckung 1914 in unmittelbarer Nähe
des achten aufgefunden wurde. Zur Ab-
schätzung der Größenverhältnisse sind
noch die Bahnen des sechsten und
siebenten Mondes, jedoch ohne Projek-
Mondes auszusagen. Es sei nur noch
hinzugefügt, daß die mittlere Umlaufs-
zeit etwa 745 Tage betragen dürfte und
die Exzentrizität etwas kleiner als die
des achten Satelliten (etwa zu sein
scheint. Die Helligkeit in mittlerer
Opposition wurde von S h a p 1 e y zu
18.6m angegeben, woraus sich unter An-
nahme plausibler Werte für Albedo
— 163 —
und Farbenindex ein Durchmesser von
etwa 25 km ergäbe. Vom Jupiter aus
gesehen, würde er als „Vollmond" je
nach seiner Entfernung als Stern 11.
oder 12. Größe leuchten. P. H. [1179
Saturn in der Opposition 1920. Es
konnten neun gute Bestimmungen der
Helligkeit des Planeten vor der Oppo-
sition, davon sieben in dem Phasen-
intervall — 1.53° bis —0.34°, und
ebensoviele nach der Opposition, davon
drei in dem Phasenintervall + 0.25° bis
+ 1.26°, erhalten werden, durch die der
Verlauf der Helligkeit in unmittelbarer
Nähe der Opposition hinreichend fest-
gelegt wird. Der Einfluß der von der
Theorie S e e 1 i g e r s geforderten Auf-
hellung des Ringes nahe der Opposition
war trotz der Kleinheit der Ringöffnung
noch recht merklich. Die Helligkeit war
bei der Phase 0.25° schätzungsweise um
0.07M größer, als sie sich mit einem
konstanten Phasenkoeffizienten aus den
Bestimmungen bei den größeren Phasen-
winkeln ergibt. Die Aufhellung des
Ringes erstreckte sich diesmal minde-
stens von der Phase— 1.25° bis + 1-25°,
während sie in der Opposition 1918, bei
beträchtlich größerer Ringöffnung, nur
in einem etwa halb so großen Phasen-
intervall merklich war. Sehr auffallend
war die Asymmetrie der Phasenhellig-
keitskurve in bezug auf die Achse der
Phase 0°. Aus dem nahezu linear ver-
laufenden Teil der Phasenhelligkeits-
kurve abgeleitet, ergibt sich der Phasen-
koeffizient vor der Opposition — für den
Westrand des Planeten — zu 0.024M,
nach der Opposition — für den Ostrand
— zu 0.036M. In der Opposition 1919
war diese Asymmetrie ebenfalls vor-
handen; die Werte des Phasenkoeffi-
zienten betrugen bzw. 0.025M und
0.038M. Auch bei Jupiter ist diese Ver-
schiedenheit des Phasenkoeffizienten im
gleichen Sinne angedeutet. Sie rührt
wohl von einer physikalischen Ver-
schiedenheit des Ost- und Westrandes
der Planeten her, von denen der eine
einen halben Planetentag lang der
Sonnenstrahlung ausgesetzt war, der
andere dagegen aus der Nachtseite her-
vorkommt. [1204] G u t h n i c k.
Symmetrieaxen von Sternhaufen.
In Vol. 3, S. 96— 101, 1917 der Proceed-
ings of the National Academy of
Sciences untersuchen F. G. P e a s e
und H. S h a p 1 e y die Symmetrieaxen
von Sternhaufen. Dazu wurde die
Fläche der Sternhaufen durch eine Reihe
konzentrischer Kreise in einzelne Ringe
von z. B. 2' Breite eingeteilt und das
Ganze in zwölf Sektoren zerlegt. Bei
dem Sternhaufen M 13, der sich natur-
gemäß besonders eignet, konnten ver-
schiedene Aufnahmen von 6, 22, 37V2,
94 und 300m Dauer der Exposition ver-
wendet werden. Die Aufnahme mit 94m
liefert das übersichtlichste Ergebnis. Es
sind deutlich zwei Maxima und zwei
Minima der Sternhäufigkeit zu unter-
scheiden. Augenscheinlich entspricht
der Positionswinkel der beiden Rich-
tungen der größten Sternhäufigkeit mit
einiger Annäherung der Schnittlinie der
,, Hauptebene" des Sternhaufens mit der
Sphäre. Für M 13, den großen Stern-
haufen im Herkules, findet sich etwa der
Positionswinkel 105°, was einer Paral-
lele zum Verlauf der Milchstraße ent-
sprechen würde. Die zitierteAbhandlung
zählt die Positionswinkel willkürlich
anders, was leicht zu Irrtümern Anlaß
geben kann. M 2, M 15 und N. G. C.5024
zeigen in der graphischen Darstellung
nur je ein Maximum bzw. Minimum, was
einer elliptischen Form der Verteilung
der Sterne entsprechen dürfte. Erst die
harmonische Analyse der mitgeteilten
Abzählungsergebnisse wird hier klarer
sehen lassen. Kr. [U88
Mit der räumlichen Verteilung der
Neuen Sterne haben sich C. Luplau
Janssen und G. H a a r k beschäf-
tigt, und zwar benutzten sie 33 dieser
Objekte, die uns seit dem Jahre 1572
bekannt geworden sind, und für die
sichere Bestimmungen der Positionen
— 164 —
und Helligkeiten vorliegen. Werden die
rechtwinkligen galaktischen Koordinaten
abgeleitet und projiziert man das Sy-
stem der Neuen Sterne auf die drei
Ebenen, so zeigt sich eine Verteilung,
die auffallende Ähnlichkeit mit der der
Ö-Sterne besitzt. Auch der geometrische
Schwerpunkt des Systems kommt in
naher Übereinstimmung mit dem der
O-Sterne heraus. Für den Parameter
wird im Mittel aus zwei Methoden 4.33
Siriometer gefunden, was einer Parallaxe
von 0.048" entspricht. Die von Berg-
Strand für die Nova Persei direkt
gemessene Parallaxe ist 0.03", so daß
man vermuten kann, daß die bei der
vorliegenden Untersuchung gemachten
vereinfachten Annahmen nicht ganz
falsch sein können. ]t205]
Farbenbestimmung der Fixsterne. Da
die mit dem Auge festgestellte (visuelle)
Helligkeit eines Sternes in der Haupt-
sache von der Intensität des gelben
Lichtes seines Spektrums herrührt, seine
photographische Helligkeit jedochhaupt-
sächlich vom violetten und ultravio-
letten Spektralgebiet bestimmt wird,
kann man neben den direkten visuellen
Farbenschätzungen auch den Unter-
schied zwischen der visuellen und photo-
graphischen Größenklasse, den soge-
nannten Farbenindex, als Kennzeichen
für die Farbe und damit wieder in ge-
wisser Hinsicht für das Spektrum des
betreffenden Gestirns benutzen. Die
direkte Beobachtung kann nun wieder
durch photographische Aufnahmen mit
Hilfe eines Gelbfilters ersetzt werden,
wodurch Fehler, die durch verschiedene
Auffassung der Beobachter entstehen
können, ausgeschaltet werden. An der
Mount- Wilson-Sonnenwarte ist neuer-
dings dies Verfahren von H. S e a r e s
angewendet worden, das zu sehr be-
friedigenden Ergebnissen geführt hat.
Es wurde dabei aus dem Verhältnis der
Belichtungszeiten, die mit bzw. ohne
Filter ein Bild von der gleichen Schwär-
zung geben, auf den Farbenindex ge-
schlossen. Voraussetzung dabei ist, daß
man aus Sternen, deren Farbenindex
gut bekannt ist, eine Beziehung zwischen
ihm und dem oben erwähnten Belich-
tungsverhältnis abgeleitet hat, so daß
man aus der Kurve mit dem Argument
Belichtungsverhältnis sofort den zuge-
hörigen Farbenindex ablesen kann. Es
liegt auf der Hand, daß bei diesem Ver-
fahren in unverhältnismäßig kurzer Zeit
ein großes Material geschaffen werden
kann. Im Grunde dieselbe Methode
wird in letzter Zeit von Prof. G u t h -
nick auf der Sternwarte Babelsberg
angewandt. Nur setzt er an Stelle der
photographischen Platte die viel emp-
findlichere lichtelektrische Zelle. Auf
der einen Seite geht dadurch zwar der
Vorteil verloren in kurzer Zeit sehr viel
Beobachtungsmaterial zu schaffen, da-
für sind aber die erreichten Resultate
von ungleich höherer Genauigkeit.
P. H. [1177
Nordisk Astronomisk Tidskrift. Nr. 2
dieser neuen Zeitschrift bringt zunächst
einen schwedischen Beitrag von Osten
Bergstrand über die Ausdehnung
des Weltalls, in dem hauptsächlich über
die Untersuchungen von S h a p 1 e y
und Lundmark berichtet wird. Die
Abstände der Spiralnebel von Millionen
Lichtjahren werden als zu groß für die
Annahmen der Einstein sehen The-
orie angesehen. Es folgt ein Beitrag von
Elis Strömgren auf Dänisch über
den Ursprung der Kometen, der auf den
Umstand hinweist, daß alle bisher be-
kannten Haarsterne dem Sonnensystem
angehören und daß die hyperbolische
Bahnform durch planetarische Stö-
rungen hervorgerufen werde. Mehr po-
pulär gehalten sind die Ausführungen
von Brochmann über die Mond-
namen. [1207] K r.
Zu Tafel VIII. Die hier wieder-
gegebenen Jupiterzeichnungen sind von
Herrn Pfarrerexpositus J. E g 1 m e i e r,
Hüttenkofen, an einem 25 cw-Merz-
spiegel, der meist auf 20 cm abgeblen-
I
— 165 —
det war, bei 230facher Vergrößerung
hergestellt. Es sei besonders darauf
aufmerksam gemacht, daß die
schwarzen Flecken nicht etwa Tra-
bantenschatten sind. Bemerkenswert
ist Februar 29 die eintönige Blässe
des nördlichen Teiles der Nordhalbkugel
vom NTrB an.
Vermischte Beobachtungsnachrichten.
Am 20. Juni, 10M.5m M. E. Z. —
die Zeitangabe ist auf einige Zehntel Mi-
nuten zuverlässig — beobachtete ich ein
außergewöhnlich helles und langsam
ziehendes Meteor. Es erschien von
meinem Beobachtungsort (<p = 48° 43'
44", X = 37*21.7bö. Gr-) 4° bis 5° süd-
lich Spica, flog mit leichter Neigung
gegen den Horizont zwischen Regulus
und Mond hindurch und verschwand
rechts unterhalb Jupiter in etwa a = 9h
10m, 6 = + 15° hinter einem horizon-
talen, 1.5° breiten Wolkenband, unter-
halb dessen es jedoch nicht mehr auf-
tauchte. Die beobachtete Flugdauer
dürfte reichlich 5S betragen haben. Die
Helligkeit war ein mehrfaches von Mars
oder Jupiter, die Farbe intensiv rot,
röter als der bereits tief stehende Mond;
eine Schweifbildung von etwa 1/2°
konnte deutlich beobachtet werden.
[1213] Anton Staus.
In den Monaten Februar und März
dieses Jahres konnte ich öfteres das
Zodiakallicht am Abendhimmel wahr-
nehmen. Die erste Beobachtung machte
ich Februar 14 gegen 7h 15m. Das
Zodiakallicht reichte an diesem Abend
nicht ganz bis zu den Plejaden. Am
nächsten Abende ließ es sich gegen 7h
nur bis zum Aries verfolgen. Februar
16 lag das Ende des Kegels gegen
7h 10m zwischen den Plejaden und dem
Aries. Seine Helligkeit war an diesen
drei Abenden etwa gleich 1/3 von der der
Milchstraße in der Cassiopeia. Februar
17 7h 10m war das Zodiakallicht
doppelt so hell wie an den vergangenen
Abenden. Trotzdem konnte es nur bis
zum Aries verfolgt werden. Am 18. um
dieselbe Zeit wie am 17. reichte es bis
zu den Plejaden. Es war ebenso hell
wie am 17. Nur halb so hell wie an
diesen beiden Tagen war es am 19. Fe-
bruar 7h 10m. Es reichte an diesem
Tage auch nur bis zum Aries. M. E.
wurde die Dunkelheit des Zodiakal-
lichtes an diesem Abende durch atmo-
sphärische Einflüsse (Dunst) hervor-
gerufen, nicht durch einen Lichtwechsel
des Zodiakallichtes selbst. Infolge des
Mondscheins konnte das Zodiakallicht
dann in diesem Monate nicht mehr wahr-
genommen werden.
Im März wurde das Zodiakallicht zu-
nächst am 6. beobachtet. Um 7h 30m
war es etwa halb so hell wie die Milch-
straße in der Cassiopeia. Es endete än
diesem Tage in den Plejaden. Außer-
ordentlich hell schien das Zodiakallicht
März 19. Um 7h30m reichte es bis
in die Nähe der Hyaden. Die Sonne
wies an diesem Tage eine große Anzahl
Flecken auf. An weiteren Beobach-
tungen hinderte auch in diesem Monate
der Mondschein.
1186] Bernhard H a u r w i t z.
Meinungsaustausch.
Über die Gestaltung der Mondober-
fläche werden neuerdings Meinungen
laut, und es ist erfreulich, daß der Gegen-
stand Anregungen gibt zur Betrachtung
des Mondes überhaupt. Diese zunächst
bildet zurzeit noch den Schwerpunkt
der Bestrebungen der Fernrohrbesitzer,
und die Mitglieder der Mondgruppe
werden mir recht geben, daß schon sie
allein eine sehr schwere Sache ist. Nun
wird gewöhnlich der Fehler gemacht,
daß man, von gewissen Formen ver-
leitet, die Frage der Entstehung der
Oberflächengebilde insgesamt zu er-
gründen versucht, ohne daß dabei ge-
wisse andere, ebenso wichtige Bildungen
berücksichtigt werden. Da es mir von
einigen Seiten nahegelegt wird, mich
ebenfalls zu äußern, so möchte ich das
in einer Form tun, die allen Beobachtern
von großem Nutzen sein wird. Ich will
einmal einige Punkte unterstreichen, die
in jeder Hinsicht auf lange hinaus Auf-
gaben bleiben werden.
Daß die erdrückende Überzahl der
Monderhebungen rund ist, gibt dem
Monde unbestritten sein Gepräge; daß
aber unterhalb dieser Gestaltungen,
zeitlich wohl vorangängig, andere Grund-
lagen bestehen, deren Urwüchsigkeit
nicht allzu schwer einzusehen ist, das
wird gewöhnlich ganz übersehen. Hier-
über darf man ruhig •sagen, der Mond
habe eine klare Doppelnatur. Das
Grobe gehört einem Altertum an, wie
z. B. die Gebirgstafeln im Süden und
die Schollen, als welche die sog. ,, Ge-
birge" (Apennin, Alpen, Hämus) anzu-
sehen sind; ebenso können alle großen
Ebenen (Mareflächen) hierhergezählt
werden, wenn man sie nicht in die Über-
gangszeit verlegen will. Das Fein-
ziselierte ist alles neu, also sämtliche
Rundformen und Rillen, sogar das Ge-
schiebe (Trümmerfelder), das als ,, Alpen-
berge", Apenninen„gebirge" usw. be-
zeichnet wird. .
Hat man sich einmal am Okular von
der Wesenheit dieser Zustände über-
zeugt, dann kann man einen Schritt
näher herangehen. Es sei hier an die
Tatsache erinnert, daß die Urscholle
,, Alpen" in zwei Teile zerborsten ist
(Alpental !) und daß auch die Apenninen-
platte genau so bersten wollte, denn der
Bruch ist da, die starke Rille zwischen
1° und 2° w. L. und 18° und 20° Nord-
breite. Ferner möge man die SW-Adern
im Mare Humorum Und die parallelen
Hippalusrillen einmal einer besonderen
Beobachtung und Betrachtungsweise
würdigen. Endlich prüfe man genau das
wirre Trümmerfeld zwischen Alexander-
Calippus und Posidonius. Es wird ge-
nügen, nur diese drei Richtungen der
überlegenden Verarbeitung zu pflegen,
und man kommt weit ab von allen Vor-
stellungen über die Bildüngsweise der
Mondschale, die man bis jetzt so häufig
lesen konnte.
Aber es gibt noch schönere Weg-
weiser in die Mondgeheimnisse. Es sei
kurz auf vier Kräfteäußerungen hinge-
wiesen, die schon mäßig großen Fern-
rohren zugänglich sind. Sie betreffen
Umgestaltungen des alten Mondbodens
und sind ursächlich unmittelbar zu-
sammenhängend und wohl auch genau
gleichalterig, nämlich gewisse Rillen Und
Bergadern.
4. Zwischen Rheita und Metius im
SW- Quadranten liegt eine Folge von
„Kraterkesseln", die sich durch mehr
als 20° größten Kreises gegen SW er-
streckt und das „Alpental" an gewal-
tiger Größe mehrfach übertrifft. Es ist
eine riesige Grabenbruchlinie mit Aus-
gestaltung zu Rundkesseln, wie sie im
ganz kleinen Maße bei der Hyginusrille
vorkommen. — 2. Vom SO-Rande des
Abulfeda streicht eine Bruchlinie zum
NW-Rande des Almanon, dann in Ge-
stalt einer Kraterkette zum großen
südliehen Bergausläüfer von Tacitus
aus; von hier ab zum S-Rand des
Kraters Katharina A und jenseits etwa
vom SW-Wall dieses A aus nochmals
35 km weit ins Bergland von c hinein
ist der Bruch gleich einem Gebirgsgrat
ausgebildet. Dort also Kraterrille und
Kraterfolge, hier scharfer Grat. —
3. Den Westen des Mare serenitatis
durchzieht in Schlangenlinie eine mäch-
tige Bergader von Plinius her bis gegen
Posidonius b. Bei y, wo ein glänzender
Krater auf dem Kamme liegt, zweigt
ein Gabelast nach NO ab, verschwindet
dann fast, um sich bald nachher mit
- 167 —
einer verwandten Ader zu vereinigen.
Diese letztere stößt auf die Scholle mit
dem Kleingetrümmer westl. von Alexan-
der; quer zum Schollenrande aber setzt
sich die Ader als starkes Tal bis mitten
in die Berge hinein fort. Also wiederum
Zusammenhang zwischen Ader und Tal-
form in einem einzigen Zuge. Minde-
stens zwei oder gar drei Bruchlinien, teil-
weise in Hochformen übergehend, kom-
men vom Posidonius her ebenfalls in das
Trümmerfeld herein. • — 4. Um Bürg
herum breitet sich der Lacus mortis aus,
und dieser wird vom Bürg NO aus von
einer starken, gegen SO streichenden
Rille halbiert, die merkwürdigerweise
auf M ä d 1 e r s Karte fehlt. Daß dieser
Bruch jenseits der Ebene, also im Hoch-
ufer des Lacus, als starker, scharfer
Grat weiterzieht, erkennt man weder
bei M ä d 1 e r noch bei Schmidt,
obwohl der Bergzug da ist. Wiederum
also Rille und Grat über dem gleichen
alten Schollenbruch.
Diese vier Beispiele mögen genügen,
obwohl es viel mehr solche gibt, sogar
fast inmitten der Mondscheibe. Daß ich
gerade sie herangezogen habe, geschah
mit gutem Grunde. Der Mondforscher
kann aus ihnen viel lernen, wenn er sie
am Fernrohre Untersucht. Er muß sich
nur sehr hüten, die geologischen Er-
fahrungen zu unsern Füßen mechanisch
auf den Mond übertragen zu wollen. Das
wäre ein neuer Fehler, der in die Irre
führte. — Ich will bei dieser Gelegenheit
nicht unterlassen zu erwähnen, daß der
im Sirius jüngst herbeigezogene Ver-
gleich mit dem „Pfahl" in der Oberpfalz
ganz wohl hierher paßt, aber auch nur
hierher, denn die T y c h o streifen
sind etwas so sehr anders Geartetes, daß
sich darüber kaum ein Wort verlieren
läßt. Am Monde kann nur urteilen,
wer den Gegenstand vom Fernrohre her
genau kennt. Selenologie ist noch
schwieriger als Selenographie.
[ii92] P h. F a u t h.
Wir werden mit Bezug auf den Auf-
satz des Herrn Prof. Bohl in (Sirius
1918) in dankenswerter Weise darauf
aufmerksam gemacht, daß das „rosa-
farbige Band um die Sonnenscheibe"
nicht erst 1851 sondern schon 1706 von
Stannyan und 1715 von Halley
und Louville gesehen wurde.
Bücherschau,
Selbstherstellung eines Spiegelteleskops.
Von Prof. Dr. A. M i e t h e. Mit 1 Titel-
bild und 24 Abb. im Text. Preis geh.
M 4.80, geb. M 7.50. Franckh'sche Ver-
lagshandlung, Stuttgart.
Prof. Dr. A. M i e t h e , der Leiter der
photographischen Sternwarte der Tech-
nischen Hochschule in Berlin, der, wie er
selbst sagt, „früher mit jugendlicher Be-
geisterung und bescheidensten Werkzeugen
den Himmel durchmustert und sich seine
Geräte mit denkbar beschränktesten Mit-
teln selbst hergestellt hatte", gibt hier eine
leichtfaßliche Anleitung. Zur Herstellung
sind allerdings Fleiß und eine gewisse Ge-
schicklichkeit Vorbedingung. Die fünf
hellsten Monde des Saturn, seine Ring-
teilung, die Streifensysteme auf dem Ju-
piter usw. werden zugänglich. Für den
Anfänger besonders beherzigenswert ist das
Schlußkapitel mit einigen Winken für prak-
tische Beobachtungen. [ii87] Kr.
C. F. Roth- Seefried, Die Geisteskartothek.
48 S. Komm.-Verl. H. Lukaschik, München.
Preis geh. M 2. — plus Zuschl.
Die kleine Schrift verdiente von vielen
gelesen zu werden, da gerade in der wissen-
schaftlichen Arbeit manche gute Idee infolge
unsystematischer Anlage der Vorbereitungen
nur unvollständig zur Auswirkung gelangt.
Besonders für wissenschaftliche Schriftsteller
zu beherzigen. [1201] K r.
Astrophysik. Die Beschaffenheit der
Himmelskörper. Von Prof. W. F. W i s 1 i -
c e n u s. Neubearbeitet von Prof. Dr.
H. Ludendorff. Vierte Auflage. Mit
14 Abbildungen. (Sammlung Goeschen
Nr. 91). Vereinigung wissenschaftlicher Ver-
leger Walter de Gruyter & Co., Berlin W 10
und Leipzig. Preis M 1.60 und 50% Ver-
legerteuerungs-Zuschlag.
Der gegenwärtigen Entwicklung der
astrophysikalischen Wissenschaft entspre-
chend hat namentlich das Kapitel „Die Fix-
— 168 —
steine und Nebelflecke" eine bedeutende
Umgestaltung und Erweiterung erfahren. So
wird beispielsweise der Unterschied zwischen
Riesen- und Zwergsternen und die neue,
darauf fußende Entwicklungstheorie der Fix-
sterne ausführlich erörtert. Ebenso werden
auch die neuesten Ergebnisse über die Spiral-
nebel mitgeteilt. Überhaupt ist der zeitige
Stand der Forschung in allen Abschnitten
gebührend berücksichtigt, so daß man eine
gute Übersicht über unsere Kenntnisse auf
dem Gebiete der Astrophysik gewinnt. Wir
können das Büchlein jedem Freunde der
Himmelskunde nur warm empfehlen. 31194]
Luft- und Meeresströmungen. Von Prof.
Dr. Franz Schulze, Direktor der See-
fahrtschule in Lübeck. Mit 27 Abbildungen
und Tafeln. Zweite, verbesserte Auflage.
(Sammlung Göschen Nr. 551.) Vereinigung
wissenschaftlicher Verleger Walter de Gruyter
& Co., Berlin W 10 und Leipzig. Preis M 1.60
und 50% VerlegerteuerungsZuschlag.
Das kleine Werk hat trotz der Kriegs-
jahre seine Leser gefunden, so daß eine zweite
Auflage nötig wurde, die mit den neuesten
Forschungsergebnissen der maritimen Mete-
orologie und Ozeanographie ausgestattet ist.
Zunächst werden Barometer und Thermo-
meter der verschiedensten Art behandelt und
durch Abbildungen erläutert. Die Wind-
verteilung wird an Hand guter Figuren und
unter Zuhilfenahme guter Karten ausein-
andergesetzt. Verfasser geht dann auf die
Passatwinde, Monsune und lokale Winde von
allerlei Art ein, um dann zu den Wirbel-
stürmen der Tropen und zum Manövrieren
in diesen überzugehen. Im zweiten Teil
werden Meeresströmungen beschrieben und
die Methoden dargelegt, durch welche man
sie ermittelt. Das Büchlein ist gewiß geeig-
net, Interesse für die See und die mit ihr
zusammenhängenden Berufe zu wecken.
[1193]
Angelegenheiten der Ingedelia.
Wir haben die angenehme Pflicht, unsere Leser davon zu benachrichtigen,
daß die Berliner Ortsgruppe der Ingedelia inzwischen die nachgesuchte Voll-
macht erhalten hat und jetzt berechtigt ist, korporativ aufzutreten und sich
durch ihren Leiter vertreten zu lassen. Als derzeitiger Gruppenleiter wurde
Herr Kurd Kißhauer und als sein Stellvertreter Herr F. Lefeber vom
Vorstand bestätigt.
Zur Rehabilitation des Herrn Kurd Kißhauer bestätigen wir über-
dies gern, daß gerade seine Bemühungen für die von ihm geleitete Gruppe
bei seiner zeitraubenden beruflichen Tätigkeit die übrigen Mitglieder der
Ingedelia nicht mehr so weitgehend zu ihrem Rechte kommen ließ, wie das
im Interesse der Allgemeinheit als wünschenswert bezeichnet werden mußte,
so daß wir die Seite 128 bereits veröffentlichte Arbeitsteilung vornehmen zu
müssen glaubten.
Die Berliner Ortsgruppe veranstaltet ihre Vorträge in der Berliner
Übungssternwarte der Universität, Invalidenstr. 57 — 63, und zwar jeden ersten
Mittwoch im Monat von 6h45m bis 8h 30w. Zur Portoersparms teilen wir
hier die beiden nächsten Themen mit
August 4. 0. F. Ziems: „Wie kann der Liebhaberastronom die draht-
losen Zeitsignale verwerten?
Septbr. 1. Dr. H. H. Kri tzinger: Die neuesten Versuche zur Ent-
fernungsbestimmung der Sternhaufen und Spiralnebel.
Eventuelle Änderungen des Programms können kurz vor dem Vortragstage
telephonisch bei Herrn G. v. Stempeil (Wilh. 7195) erfragt werden, der
auch sonst Auskünfte über die Ingedelia im allgemeinen erteilt. Spezielle An-
fragen, die Ortsgruppe Berlin betreffend, bitten Wir nunmehr an Herrn Kurd
Kißhauer, Berlin N 39, Fennstraße 321 zu richten.
Im Auftrage des Vorstandes:
Dr. H. H. Kritzinger, Vorsitzendej.
Herausgeber: Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig- 40636
Schriftleitung : Paul Hügeler Berlin SO 33 Schlesischestr. 2 1
1920 Februar 18 9h MEZ. /. = ca. 43°.
1920 März 26 6h 50™ MEZ. /. = ca. 126°.
Sirius 1920. Heft 8.
Tafel VIII
Band 53
1920
81 Rl US
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
QantomKftr 1 Q7H »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
Oepiemoer ITJCAJ. Berechtigung der Menschheit.« * Kosmos.
Jeden Monat l Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Die ersten Ausgrabungen der Ulugh-Bek-Sternwarte in Samarkand. Von Prof.
Dr. K. Graff, Sternwarte Bergedorf. (Mit 4 Abb.) S. 169. — Die zweite ordentliche General-
versammlung der Ingedelia am 21. April 1920 in der Urania-Sternwarte zu Berlin. S. 173.
— Die nächsten Konjunktionen von Jupiter und Saturn. Von Dr. H. H. Kritzinger.
S. 181. — Die totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919. (Hierzu Tafel IX.) S. 183.—
Meteorbeobachtungen in den Jahren 1918 und 1919. S. 183. — Sonderbare astronomische
Lesefrüchte. S. 185. — Rundschau. S. 187. — Bücherschau. S. 188. — Ingedelia. S. 188.
Die ersten Ausgrabungen der Ulugh-Bek-Sternwarte in Samarkand.
Von Prof. Dr. K. Graff, Sternwarte Bergedorf. (Mit 4 Abb.)
Durch die Weltereignisse der letzten
Jahre ist über eine wichtige histo-
rische Entdeckung, die Freilegung der
Ulugh-Bek-Sternwarte in Samarkand im
Jahre 1909,sehr wenigbekanntgeworden.
In der russischen Literatur habe ich nur
zwei Notizen darüber gefunden, die eine
in den ,, Denkschriften (Sapiski)" des
russischen Generalstabes 1910, die an-
dere in den „Mitteilungen der russischen
astronomischen Gesellschaft" (Band 15,
1909). Diese letztere hat neben eigenen
Erinnerungen1) und dem, was man in
S 6 d i 1 1 o t s „Prolegomenes des Tables
astronomiques d'Ouloüg - Beg" nach-
lesen kann, als Quelle für die folgenden
Mitteilungen gedient.
Als ich selbst nach der Sonnenfinster-
nis am 14. Januar 1907 in Samarkand
weilte, war gerade der Ort der ehemali-
gen Sternwarte des berühmten Astro-
nomen festgestellt worden, und so
!) S. Himmel und Erde, Bd. 20,
S. 337 ff.
Sirius 1920
folgte ich mit größter Freude der Ein-
ladung zweier Fachkollegen, der Astro-
nomen H a n s k i und S t e f a n i k ,
um trotz der Kürze der zur Verfügung
stehenden Zeit gemeinsam die denk-
würdige Stätte zu besuchen. Als wir je-
doch nach dem etwa eine Stunde nord-
östlich von Samarkand entfernten Platze
kamen, wurde uns der Eintritt in die be-
treffenden Gartenanlagen, die einer
geistlichen mohammedanischen Stiftung
(Wakuf) angehören, rundweg verweigert
mit der Begründung, daß nach einer Be-
sichtigung der Ruinen diese dann auch
sicher von der russischen Regierung be-
schlagnahmt würden. Alle Versuche,
die inzwischen zusammengeströmte Sar-
tenschar durch den Dolmetscher von der
Grundlosigkeit dieser Ansicht zu über-
zeugen, waren vergeblich; wir erfuhren
schließlich nur, daß an der Stelle der
alten Sternwarte noch Spuren einer
riesigen Brunnenanlage vorhanden seien,
und mußten wohl oder übel unverrich-
teter Sache heimfahren.
Heft 9.
— 170 —
Inzwischen sind die Schwierigkeiten
durch das russische Gouvernement in
Samarkand behoben worden. Ein Teil
der Sternwarte wurde unter Leitung des
Gouvernementsbeamten Wjatkin, der
überhaupt erst auf Grund von An-
doch, wie es scheint, nicht absolut genau)
ist von der Mitte des Hügels aus ein
nahe senkrechter Einschnitt von etwa
21/2 m Breite in den Felsen gehauen.
Auf dem Grunde dieser Rinne liegt der
Kreislimbus, zwei niedrige parallele
Abb. 1. Schnitt durch den Schaar-Schaary-Hügel, den Ort der
Ulugh-Bek-Stern warte.
deutungen in einer alten Urkunde die
Lage der Sternwarte mit Sicherheit fest-
gestellt hatte, freigelegt, und der be-
kannte Astronom der Taschkenter Stern-
warte 0 s s i p o f f konnte die ersten,
allerdings zunächst noch sehr rohen
Vermessungen an Ort und Stelle aus-
führen.
Das einstige Observatorium lag auf
einem flachen Felsenhügel (Abb. 1), der
Schaar-Schaary genannt wird. Er hat
eine Höhe von 15 bis 17 m über der Um-
gebung und ist ein natürliches Gebilde.
Sein Durchmesser umfaßt oben 70 bis
90 m.
Die Ausgrabungen stellten zunächst
fest, daß der Hügel auf seinem Gipfel die
Fundamente einer aus Backstein er-
richteten runden Wand (Abb. 2) trägt,
die wahrscheinlich einem riesigen Turm
von etwa 45 m Durchmesser angehört
hat. An der inneren Wand des Turmes
waren offenbar einzelne Kammern, die
als Wohn- oder Arbeitsräume dienten,
untergebracht. In einer derselben wur-
den z. B. noch Spuren einer Küche
(Kohlen, Asche. usw.) vorgefunden. Die
Fundamente des Turmes sind stark be-
schädigt und können erst allmählich
ausgegraben werden.
In der Richtung des Meridians (je-
Bögen äus Ziegelsteinen, deren Ober-
fläche mit Marmor belegt ist. Die beiden
Bögen haben die gleiche Höhe und sind
derartig gekrümmt, daß sie einem Kreise
Abb. 2. Turm-Fundament der Ulugh-Bek-
Sternwarte.
von rund 40 m (genauer 40.1 tri) Radius
angehören. Auf beiden Kreisbögen
(Abb. 3), d. h. auf den erwähnten Mar-
morplatten, läuft der Länge nach je eine
schmale Rinne. Quer dazu sind in Ab-
ständen von 70 cm etwas tiefere Striche
- 171 —
angebracht, die genau den einzelnen
Graden der Sexagesimalteilung ent-
sprechen. An den Enden dieser Quer-
striche befinden sich zwei runde Ver-
tiefungen, in die offenbar Metallstifte
hineinpaßten. Es ist wahrscheinlich,
daß in den Längsrinnen des Doppel-
kreises irgendeine schlittenartige mit
einem Diopter versehene Vorrichtung
hin und her bewegt werden konnte, die
nach einer Verschiebung um genau einen
Grad mit solchen Stiften in die beiden
Teilstrichöffnungen einschnappte. Wie
diese Vorrichtung sonst ausgesehen
haben mag, läßt sich schwer sagen;, an
Ort und Stelle wurde wenigstens außer
einem Messingstift nichts weiter vor-
gefunden.
O
IIIMM
Abb. 3. Teil des Kreislimbus der Ulugh-
Bek-Sternwarte.
In der Mitte zwischen je zwei Teil-
strichenden des westlichen Bogens fin-
den sich flache runde Einschnitte, in
denen sehr deutlich und sauber die
arabischen Buchstabenziffern einge-
meißelt smd,dievon oben nach unten zu-
nehmen. Die oberste erhaltene Ziffer
ist 56, die tiefste bis jetzt ausgegrabene
73. Durch entsprechende Messungen
konnte festgestellt werden, daß die Tei-
lungen tatsäciilich Gradlängen dar-
stellen und den Gestirnshöhen ent-
sprechen (wobei natürlich in Betracht zu
ziehen ist, daß die Lage der Platten im
Laufe der Zeit sich ein wenig geändert
haben mag), ferner daß der Teilstrich,
der einer bestimmten Teilungsziffer ent-
spricht, einen halben Grad tiefer liegt.
In der Mitte zwischen den beiden
Kreisbögen führt eine schmale Treppe
aus Backstein, auf der wahrscheinlich
der Beobachter stand. Auch zu beiden
Seiten sind Treppen mit merklich
höheren Stufen angebracht; vermut-
lich waren sie für die Gehilfen bestimmt,
die das fahrbare Diopter weiterschoben
und es in der erforderlichen Lage fest-
setzten.
Betreffs der Gestalt des Riesen-
instrumentes ist es schwer zu ent-
scheiden, ob dieses ein Quadrant oder
Oktant war oder einen anderen Teil des
vollen Kreisumfanges betrug. Nach der
Ansicht von Wjatkin bestand das Ganze
wahrscheinlich aus einem von 0 bis 90°
geteilten Quadranten, der oberhalb des
Erdbodens durch eine Strebemauer ge-
stützt wurde. Für diese Ansicht würde
der Umstand sprechen, daß an der
Stelle, wo diese Mauer einst gestanden
haben mag, sich ein großer Haufen von
Ziegelsteintrümmern vorfand.
Auch die Frage taucht auf, wie wohl
die Höhe der nördlichen Gestirne beob-
achtet wurde, wenn nur der vierte Teil
eines Kreisbogens existierte. Alles hängt
indessen von der Einrichtung des Diop-
ters ab. Vielleicht war es so gebaut, daß
den Zielpunkt die Spitze eines Minaretts
im Zentrum des Kreisbogens bildete,
vielleicht befand sich auch auf dem
Schlitten irgendeine Vorrichtung mit
mehreren Dioptern, die um 45° oder
einen anderen Winkelwert voneinander
abstanden, oder es wurde ein noch ein-
facheres Verfahren angewendet.
Auf alle Fälle geht augenblicklich
die Marmorteilung nur bis 56°, während
höher hinauf bis etwa 48 oder 50° nur die
Backsteinbogen erhalten sind. Nach
unten hin ist die Teilung bis 73° auf-
gedeckt und geht hier unter dem Erd-
boden weiter. Jedenfalls ist hier erst
ein geringer Teil der Ausgrabungsarbeit
erledigt, und die .Hauptaufgabe steht
noch bevor.
Eine interessante Einzelheit verdient
— 172 —
noch hervorgehoben zu werden. Bei
den Ausgrabungen fand man unter dem
Schutt eine Menge flacher glasierter
Tassen von gleicher Größe und Form.
Es erscheint 0 s s i p o f f nicht ausge-
schlossen, daß sie vielleicht irgendwie
als einfache Hohlspiegel bei den Beob-
achtungen Verwendung fanden.
Die Oberfläche des Hügels besteht
übrigens fast ausschließlich aus Ziegel-
steintrümmern. Es finden sich darunter
ganz einfache als auch farbig glasierte
Steine. Daraus geht wohl hervor, daß
hier einstmals ein bedeutendes Gebäude
gestanden hat.
Die Frage, ob die Kreisebene genau
im Meridian liegt oder nicht, läßt sich
schwer entscheiden. An dem Tage, an
dem 0 s s i p o f f den Hügel besichtigte,
herrschte trübes Wetter, die Meridian-
richtung konnte daher lediglich mit
einer Schmalkalder Bussole bestimmt
werden. Es ergab sich dabei ein Azimut
von 1 bis 2° in der üblichen Zählweise,
so daß danach die Sonne die Quad-
rantenebene 4 bis 8 Minuten nach dem
Meridiandurchgang passieren würde.
Diese Bestimmung kann nicht als end-
gültig gelten, insofern, als eine örtliche
Abweichung der magnetischen Dekli-
nation vorliegen ' kann, die vielleicht
durch eine größere Menge Eisen in dem
Trümmerhaufen ihre Erklärung finden
könnte.
Einige Einzelheiten über das Leben
und den Tod Ulugh-Beks dürften von
Interesse sein.
Ulügh Bek war als Enkel Timurs oder
Tamarlans (Temir - Chan == Eiserner
Fürst) und als Sohn Schach-Ruchs im
März des Jahres 1393 geboren. Er
scheint in seiner Jugend eine ausgezeich-
nete Bildung genossen zu haben, was
nicht weiter verwunderlich erscheint, da
Timur selbst, obwohl er weder lesen
noch schreiben konnte, Kunst und Wis-
senschaft außerordentlichförderte. Wäh-
rend der langen Regierungszeit Schach-
Ruchs konnte Ulugh-Bek frei von allzu
schweren politischen Sorgen den eigenen
Interessen leben, die übrigens auf dem
Gebiete der Geschichte und Mathematik
Abb. 4. Grabsteininschrift Ulugh-Beks.
(Nach einer Kopie der Bibliothek der
[Hamburger Sternwarte.)
sich nicht minder lebhaft betätigten
als auf dem Gebiete der Himmelskunde.
Außer der Sternwarte wurde noch eine
— 173 —
besondere Hochschule, die Medresse
UIugh-Bek in Samarkand, gegründet,
und der ganze Arbeitsplan auf groß an-
gelegte astronomische und geographi-
sche Arbeiten eingestellt. Indessen
diente das Observatorium nur etwa
7 Jahre wissenschaftlichen Beobach-
tungen. Je älter Ulugh-Bek wurde,
desto größer wurde der Einfluß, den er
der Astrologie in seinem Ideenkreis ein-
räumte, und es ist eine merkwürdige
Fügung des Schicksals, daß gerade
durch die Beschäftigung mit der Astro-
logie das tragische Ende des ungewöhn-
lichen Mannes mittelbar veranlaßt wur-
de. Durch anonyme Zuschriften war
Ulugh-Bek bald nach seinem im Jahre
1445 erfolgten Regierungsantritt vor
seinem ältesten Sohne Abdulatif, mit
dem ihm bis dahin das herzlichste Ver-
hältnis verband, gewarnt worden. Um
ganz sicher zu sein, befragte er das
Horoskop ; die Sterne bestätigten schein-
bar den einmal wachgerufenen Ver-
dacht und veranlaßten ihn zu einer
offenkundigen Begünstigung seines zwei-
ten Sohnes Abdullaziz. Die Folge war
eine Verschwörung, die angesichts man-
cher politischer Mißerfolge Ulugh-Beks
rasch angezettelt war. Geschlagen und
gedemütigt mußte er an einem Herbst-
tage 1449 die Stätte seiner langjährigen
wissenschaftlichen Tätigkeit verlassen.
Als er in dem noch heute vorhandenen
Dorfe Bagrin an der Straße Samarkand-
Termes sich an einem Herdfeuer er-
wärmte, wurde er plötzlich von ge-
dungenen Meuchelmördern ergriffen und
erschlagen. Das Haupt des Mannes, der
Samarkands geistige Berühmtheit im
Morgenlande begründet, wurde wie zum
Hohne über den Pischtak der von ihm
gegründeten Hochschule befestigt und in
der Oase am Serafschan, die einst Ti-
murs blutige Triumphe gesehen, nahm
wiederdie rohe Gewalt gegenüber edleren
Bestrebungen und Regungen die Ober-
hand. Übrigens regierte Abdulatif
selbst nur kurze Zeit. Er fiel bald der
Rache des jüngeren Bruders zum Opfer,
und wenige Monate später endete auch
dieser durch einen zielsicheren Pfeil
eines Anhängers des erschlagenen Bru-
ders.
Die Arbeiten Ulugh-Beks beziehen
sich auf eine ganze Anzahl von astro-
nomischen Gegenständen. Sie enthalten
Abhandlungen über die Bewegung der
Planeten, über die geographische Breite
und Länge, geographische Koordinaten-
verzeichnisse usw. Das Hauptwerk be-
steht jedoch in einem umfangreichen
Sternkatalog für die Epoche 1437, der
mehr als 1000 Sterne umfaßt. Die
Koordinaten dieses Kataloges sind offen-
bar an dem nunmehr in Samarkand ent-
deckten großen Quadranten beobachtet
worden. Zu den Ergebnissen der Aus-
grabungen stimmen durchaus die Mit-
teilungen über das Observatorium,
die wir bei verschiedenen persischen
Schriftstellern der darauffolgenden Zeit
vorfinden und die vor allem ein drei-
stöckiges großes Gebäude erwähnen so-
wie einen ungeheuren Quadranten,
dessen Umfang mit den Dimensionen
der Hagia-Sofia-Kuppei in Konstanti-
nopel verglichen wird. [1212]
Die zweite ordentliche Generalversammlung der Ingedelia am
21. April 1920 in der Urania-Sternwarte zu Berlin.
Die zweite ordentliche Generalver-
sammlung der Ingedelia fand sta-
tutengemäß statt und nahm nach dem
Bericht des Sekretärs folgenden Verlauf:
Der Präsident eröffnete um 4h 15m
p. m. die Versammlung und begrüßte
die erschienenen 27 in- und auswärtigen
Mitglieder.
Nachdem die ordnungsgemäße Ein-
berufung und Beschlußfähigkeit der Ver-
— 174 —
Sammlung festgestellt war, würde man-
gels besonderer Anträge sofort in die
Tagesordnung eingetreten.
Zu Punkt 1 würde der Geschäfts-
bericht des Vorstandes erstattet, zu-
nächst jedoch noch die Herren F. L e -
f e b e r und H. S e e 1 e c k e zu Kassen-
revisoren gewählt, die während der fol-
genden Ausführungen Bücher und Be-
lege durchprüften.
Über die Tätigkeit der einzelnen
Gruppen ist auf Grund der Berichte der
betreffenden Herren Gruppenleiter ioU
gendes zu berichten.
Sonnengruppe.
Leiter: Günthervon Stempeil,
Charlottenburg, Leonhardstr. 4 II.
Am Ende des Jahres 1919 zählte die
Gruppe 17 beobachtende Mitglieder,
nämlich die Herren:
1. H. von Buttlar, Simsdorf in
Schlesien;
2. Philipp F a u t h , Sternwarte Land-
stuhl in Bayern;
3. Ludwig F u t h , Berlin-Reinicken-
dorf;
4. Dr. Hans G r u b i t s c h , Feldhof
bei Graz (Steiermark);
5. Otto Hachf eld, Berlin;
6. Hans j o c k i s c h , Marburg
(Lahn);
7. W. Kaper, Tange bei Borgstede
(Oldenburg);
8. Adolf Krause, Sternwarte Nix-
dorf (Böhmen);
9. Wolfgang Malsch, Heidelberg;
10. Heinrich N ö s s e 1 1 , München ;
11. Erich Schütz, Jena;
12. Hans P. Seelecke, Berlin;
13. Josef S c h i r k , Altenbögge (West-
falen);
14. Günther von Stempell,
Charlottenburg;
15. Wilhelm V o ß , Altona (Elbe),
Rechnerischer Gruppenleiter;
16. Rudolf Wegner, Danzig- Lang-
fuhr ;
17. Hermann Wolf, Baden bei Wien1).
Außerdem hatte Herr Prof. Dr.
W o 1 f e r , Direktor der Sternwarte
Zürich, sich in dankenswerter Weise
bereit gefunden, das ihm angetragene
Ehrenamt eines wissenschaftlichen Bei-
rats in der Gruppe zu übernehmen. Die
Gruppe verdankt ihm bereits mehrfache
wertvolle Ratschläge und auch sonstige
Anregungen.
Sämtliche Mitglieder beschäftigten
sich im Laufe des Jahres mit der sta-
tistischen Beobachtung der Sonnenober-
fläche in bezug auf die wechselnde
Häufigkeit der jeweils sichtbar ge-
wesenen Gruppen, Flecke und Fackeln.
Es gelangen im ganzen 1662 Beobach-
tungen, an verschieden großen Instru-
menten angestellt, welche am Schluß
des Jahres der Züricher Sternwarte als
Ergänzung der dort auf Grund der
eigenen Beobachtungen geführten Sta-
tistik zur Verfügung gestellt worden
sind. Vorgreifend mag bemerkt werden,
daß nach dem überschläglichen Urteil
von Herrn Prof. W o 1 f e r die Beobach-
tungen im allgemeinen recht
gut zu verwerten sein werden.
Neben diesen statistischen Beobach-
tungen beschäftigten sich die Herren
Hachfeld,Jockisch, Krause
und Malsch auch mit der Photogra-
phie der Gebilde auf der Sonnenober-
fläche; Herr V o ß stellte Beobachtungen
von Protuberanzen an. Gut ausgear-
beitete und wertvolle Positionszeich-
nungen von Fleckgruppen reichten die
Herren Fauth und Futh ein; die
!) Vielfachen Wünschen entsprechend
ist die Liste der im 1. Halbjahr 1920 in
der Sonnengruppe tätig gewesenen Mit-
gliederaufgestellt und vervielfältigt worden.
Sie enthält außerdem noch Angaben über
die von dem einzelnen Beobachter benutz-
ten Instrumente und Vergrößerungen und
kann auf Anfordern von der Gruppenleitung
gegen Einsendung von 50 Pfennig für das
Exemplar abgegeben werden.
- 175 —
Herren N ös s e 1 1 und Wolf be-
tätigten sich in der zeichnerischen Wie-
dergabe besonders interessanter Grup-
pen und Flecke. Herr von Stem-
peil konnte das zum Abschluß
gebrachte zweite Dezennium seiner
Sonnenbeobachtungen zu einem zweiten
Bande vereinigen.
Die im,, Sirius" erscheinenden Viertel-
jahrsberichte über die von den Mit-
gliedern beobachtete Sonnentätigkeit
wurden, nachdem der bisherige Bericht-
erstatter Herr V o ß sich infolge beruf-
licher Überlastung zur fortlaufenden
Berichterstattung außerstande erklärt
hatte, von Herrn von Stempell
übernommen. Zu ihrer Aufstellung
dienten die von einigen Mitgliedern zum
Teil großzügig angelegten Monatsbe-
richte als sehr willkommene und wert-
volle Unterlagen. Herr V o ß blieb
weiter in dankenswerter Weise bereit,
die Leitung der rechnerischen Verwer-
tung des Jahresmaterials in seiner Hand
zu behalten. Es ist zu hoffen, daß seine
Untersuchungen demnächst zu interes-
santen Ergebnissen führen werden.
Mond- und Planeten-Gruppe.
Leiter: PhHipp Fauth, Landstuhl
(Rheinpfalz).
Herr Karl G 1 i t s c h e r hatte
während ' der Zeit der Besetzungen
unserer Pfalz und der Verkehrshinder-
nisse Leitung und Beratung der Gruppe
übernommen; unterm 13. 2. schickte er
mir das einschlägige Material zu und bat
mich um Weiterführung der Gruppen-
geschäfte. Da ich so oder so mit Herrn
G 1 i t s c h e r , wie schon seit langen
Jahren, verbunden bleibe, so habe ich
seinem Ersuchen entsprochen. Er hatte
meine zwei Umrißkarten in einigen
Zügen erweitert und lithographiert aus-
gegeben, so daß alle denkbaren Voraus-
setzungen zu einem erfolgreichen Zu-
sammenarbeiten gegeben waren. Der
Erfolg war bei der erheblichen Schwierig-
keit der gestellten Aufgaben noch klein
und veranlaßt den Leiter zu folgenden
Ausführungen.
Gegen 20 Teilnehmer am Arbeits^
plane waren in Betracht gekommen;
von zweien waren ergänzende Beiträge
zu verzeichnen. Dieses Ergebnis ist
wohl auf mehrere Umstände zurück-
zuführen, unter denen eine häufig
schlechte Wetterlage ziemlich gewichtig
mitsprechen mag.
1. Die gestellten Aufgaben —
Bearbeitung der Mondgegenden bei
Littrow im NW- Quadranten und Parry
samt Umgebung im SO- Quadranten ; —
waren schwerundumfangreich.
— Sogenannte ,, leichte" Aufgaben gibt
es am Monde natürlich auch, aber sie
bedürfen heute keiner gemeinsamen
Untersuchung oder Überprüfung mehr.
Was als ,, leicht" gilt, ist es nur für Be-
obachter, die sich um die allgemeinen
Züge bemühen wollen; sobald man seine
Aufgabe strenger faßt, ist auch das Ein-
fachste keineswegs leicht oder rasch zu
bewältigen. Hier herrscht noch viel zu
sehr die Anschauung, daß man durch
bildnismäßiges Zeichnen von Mondland-
schaften wissenschaftlich Wertvolles er-
arbeiten könne. Gewiß können sichere
Zeichner auch da noch Nützliches
leisten, was etwa die Photographie über-
trifft; aber sie müssen dann winzig
kleine Flächen bis ins Kleinste herab
darstellen. Herr Tauber hat der
Gruppe eine sehr saubere, große Dar-
stellung von Bonpland und Fra Mauro
und ebenso eine sehr genau beobach-
tete und gut wiedergegebene Aufnahme
der Cauchy-Rillen eingesandt; aber der
Einzelheiten sind dort viel weniger als
z. B. auf S c h m i d t s Charte und hier
noch viel weniger als auf meiner Cauchy-
Karte. — Ähnlich, aber auf noch viel
umfangreicherer Fläche noch viel sum-
marischer hat Herr Wolfgarig May
(2-Zöller) die Gegend Aristarch-Herodot
bearbeitet. Solche Abbildungen haben
großen Wert als Übungsarbeiten für
Auge und Hand, sind auch wertvolle
- 176 -
persönliche Erinnerungen an genossene
Eindrücke. Es war empfohlen worden,
nur allerkleinste Teile der gewählten
Gegenden einer genauesten Untersuchung
zu unterwerfen und zwar jeweils solche
Teilchen, die sich dem Auge am besten
darbieten. Es ist ausgeschlossen, daß
unter solchen Umständen, eine einzige
Beobachtung den Gegenstand erschöpft;
somit bleibt das Feld der Arbeit immer
offen.
2. Es scheint mehrfach empfunden
zu werden, daß der Umfang der Umriß-
karten viel zu groß ist. Er wäre es in
der Tat, wenn im Laufe des Jahres
alles gemacht werden sollte.. Nun bietet
aber im Laufe der Monate jeder Gegen-
stand immer ein etwas anderes Bild in-
folge der- verschiedenen Beleuchtung
(und im Falle Littrow auch wegen
der Librationsverschiebungen). So kann
ein Beobachter zwanzigmal dies und
jenes auf einem Blatte prüfen und be-
kommt am Ende des Jahres nicht den
zehnten Teil dessen zusammen, was zur
erschöpfenden Bearbeitung des ganzen
Blattes erforderlich wäre. Der große
Umfang der Mondgegenden ist also
gerade der Grund, weshalb jedem Beob-
achter bei jeder Gelegenheit ein an-
ziehendes Arbeitsfeld geboten wird. Er
muß sich nur zu beschränken wissen
und immer seinen Vorteil wahren. Wenn
die Aufgabe erst in fünf und mehr Jahren
gelöst wäre, so ist das nur ein Beweis für
die Richtigkeit der so wenig anerkannten
Wahrheit, daß ersprießliche Lei-
stungen am Monde recht schwer
sind.
-3. Unter den Gruppenmitgliedern
verfügen nur einige über Objektive von
4", 5", 6", 9"; die übrigen besitzen
kleinere Mittel. Somit muß sich jeder
nach Maßgabe seiner Kräfte zu be-
teiligen suchen. Es wäre unangebrachte
Bescheidenheit, die Topographie nur den
„großen" Rohren überlassen zu wollen.
Dann bliebe schließlich alle Arbeit an
dem Leiter der Gruppe hängen, je
weniger Kraft der detaillösenden Dar-
stellung ein Objektiv hat, desto eher er-
zielt der Beobachter etwas, wenn er sich
auf kleinste Flächenteile beschränkt und
diesen jeweils von Fall zu Fall ab-
zuringen versucht, was nur das Auge
vermag.
4. Es ist auch laut geworden, daß die
Gebirgsumrisse, wie sie aus der Mond-
photographie entnommen worden sind,
in ihrem Gewirre zu wenig Anhalte zu
bieten scheinen, um Kleines ins Grobe
sicher einzutragen. Dazu wäre zu be-
merken: Kleines gehört nur insoferne
in den Kartenriß hinein, als es der
Augenschätzung und dem „Alignement"
zwischen den härteren Zügen neue und
als Punkte 2. Ordnung zu bewertende
Anhalte gibt, das Gelände im allgemei-
nen zu gliedern. Eben das Grobe und
Große soll zuerst richtig umrissen zum
Eintrag kommen, z. B. Kammlinien und
Umfang innerer Wallebenen, Umfang
von Berggruppen, Lage von Gipfeln.
Alles andere kommt später. Daß man
schon bei diesem Anfange Schwierig-
keiten gefunden hat, ist natürlich und
zeigt wiederum, daß Mondstudien viel
schwerer sind als etwa Jupiterstudien.
Die Schwierigkeit liegt also gar nicht in
der Auswahl der beiden Gegenden, son-
dern in der Natur der Oberflächen-
gebilde des Mondes überhaupt. Man
darf daran erinnern, daß seit der
„Charte" Schmidts kaum Nennens-
wertes am Monde geleistet wurde. Zu
der Gebirgsdarstellung habe ich noch
gar keinen Versuch 'gemacht, um der
Gruppenarbeit in nichts vorzugreifen.
Hier mag auch unterstrichen werden,
warum ich gerade Littrow und Parry
in Vorschlag gebracht habe. Es sind
zwei außerordentlich wichtige Gegen-
den, reich besetzt mit allen Formen,
die der Mond aufweist; sie haben
besonders den Vorzug, daß ich sie selber
noch nicht eingehend untersucht habe,
so daß ihre Bearbeitung keine über-
flüssige Doppel- und Vielbearbeitung
— 177 —
verursacht. Alle Gruppenmitglieder
müssen sich bewußt sein, daß nur fester
Wille, Beharrlichkeit und äußere gute
Umstände zu einem der Kraft des Fern-
rohres entsprechenden Resultate führen.
Am Monde wird niemandem etwas ge-
schenkt; und was bisher erreicht ist,
hat dem Monde in oft vielstündigen
Dauerbeobachtungen hartnäckig abge-
rungen werden müssen.
Planetenarbeiten wurden
seitens der Gruppe nicht eingereicht;
und doch ist gerade Jupiter und Saturn
so dankbar als irgendein himmlischer
Gegenstand. Ich selber beobachte dau-
ernd hauptsächlich Jupiter, wie aus
meinen Berichten hervorgeht.
Gruppe für veränderliche Sterne.
Leiter: Erich L e i n e r , Konstanz a.B.,
Paradiesstr. 1.
Erfreulicherweise sind auch in der
letzten Zeit trotz der Ungunst der
Verhältnisse weitere Meldungen von
Teilnehmern aus dem In- und Ausland
eingelaufen, so daß nun bereits eine
recht stattliche Anzahl von Beobachtern
im Rahmen der Ingedelia auf dem inter-
essanten und dankbaren Gebiet der ver-
änderlichen Sterne tätig ist. Das ein-
gegangene Material ist entsprechend der
Jugendlichkeit der Organisation natur-
gemäß noch beschränkt. Es seien des-
halb für heute aus den vorliegenden
Berichten, unter denen besonders die-
jenigen der Herren Feldtkeller-
Merseburg (Beobachtungen von U Ursae
min., S V Cassiopeiae, S Vulpeculae,
X Cygni), Malsch- Heidelberg (ju Ge-
phei, U Sagittae, R S und Z Vulpeculae)
und May- Breslau (o Ceti, R und
S Sagittae, Z Vulpeculae, ß Lyrae) her-
vorzuheben sind, nur einige Ergebnisse
herausgegriffen.
Für eine Anzahl der „alten" lang-
periodischen Veränderlichen zeigt sich
eine z. T. beträchtliche Abweichung der
beobachteten gegenüber den berech-
neten Zeiten der Maxima. Einige solcher
Fälle sind in der folgenden Tabelle zu-
sammengestellt; unter H ist dabei die
erreichte Maximalhelligkeit, unter B — R
die Differenz zwischen Beobachtung und
Ephemeride der V. J. S. gegeben; ledig-
lich R Draconis steht unter den auf-
geführten Veränderlichen mit der Ephe-
meride hinreichend in Einklang.
Stern
Maximum
H
B— R
R Bootis
1919 Juli 13
7,5m
— 19d
1920 Febr.20
6,6
— 20
~R Draconis
1919 Aug. 9
8,0
— 4
S Delphini
1919 Nov. 5
9,0
— 55
S Urs.* min.
1919Nov. 10
8,3
— 11
R Aquarii
1919 Nov. 13
6,8
— 83
Besonders bemerkenswert war R Aquarii
durch die Veränderung seines Spektrums,
die Ende Oktober 1919 festgestellt
werden konnte: an Stelle seines gewöhn-
lichen Md-Spektrums zeigte der Ver-
änderliche zur angegebenen Zeit ein
Spektrum ähnlich demjenigen einer
Nova späteren Stadiums, in dem die
helle Ha- Linie bereits verschwunden ist.
Die visuellen Helligkeitsschätzungen er-
gaben ein verhältnismäßig rasches An-
steigen der Helligkeit bis zum Maximum
Mitte November. Dann folgte die zu-
nächst sehr langsame Lichtabnahme.
Eine nochmalige kleine Aufhellung zwi-
schen November 18 und 28 ist durch die
Beobachtungen angedeutet.
Von den beobachteten kurzperiodi-
schen Veränderlichen seien Z Vulpeculae
und RV Ophiuchi erwähnt, für die die
von N i j 1 a n d nachgewiesene Algol-
eigenschaft bestätigt werden konnte.
Bei Z Vulpeculae scheinen in der Licht-
kurve kleine Unregelmäßigkeiten ange-
deutet zu sein, die jedoch noch der Be-
stätigung bedürfen.
Die Besprechung weiterer Ergeb-
nisse soll zurückgestellt werden, bis
weiteres Material vorliegt. Es sei bei
dieser Gelegenheit an alle Beobachter
nochmals die dringende Mahnung ge-
richtet, möglichste Vollständigkeit ihrer
— 178 —
Beobachtungsreihen anzustreben. Nicht
die Anzahl der beobachteten Sterne
entscheidet über den Nutzen der Arbeit
des Einzelnen, sondern die A u s da u e r
und Gewissenhaftigkeit, mit
der die angestellten Beobachtungen
durchgeführt werden.
Milchstraßengruppe.
Leitung: Mitteilungen sind bis auf
weiteres an die Geschäftsstelle der
Ingedelia zu richten.
Herr Kurd K i ß h a u e r berichtete
über diese Gruppe: Die einzelnen
Areale sind in gleicher Weise »besetzt
wie im Vorjahre; auch sind einige neue
Anmeldungen von Mitgliedern erfolgt,
denen entsprechende Gebiete mit lang-
periodischen Veränderlichen zugewiesen
wurden. Da Herr Kißhauer außer-
dem mit dem Amt des Sekretärs und der
Leitung der Ortsgruppe Berlin beschäf-
tigt ist, sieht er sich veranlaßt, die
Leitung der Milchstraßengruppe in an-
dere Hände zu legen und findet, den Bei-
fall der Versammlung, als er Herrn
F. Lefeber, einen der ersten Ent-
decker der Nova Aquilae III, als den
Berufensten dazu, um die Übernahme
der Leitung bittet. Herr Lefeber
erklärt vor der Versammlung, daß er das
Amt der Leitung übernehmen wolle1).
Meteorgruppe.
Leiter: Cuno Hoffmeister,
Jena, Sternwarte.
Die Tätigkeit erstreckte sich vor-
wiegend auf die Einsammlung, Prü-
!) Nach Durchsicht des ihm übergebe-
nen Materials hat er dies inzwischen der
Geschäftsstelle zurückgereicht, da die Auf-
frischung der Energie der Teilnehmer seine
Kraft zu sehr in Anspruch nehmen würde,
sodaß seine eigenen Beobachtungen dabei
zu kurz kämen.
Die Mitglieder dieser Gruppe, die ja
eigentlich nureinTeil der vorhergehenden ist,
werden ersucht, sich zur Vereinfachung der
Leitung auch der eben genannten Gruppe
anzuschließen.
fung und Bearbeitung der Beobach-
tungen großer Meteore und den damit
zusammenhängenden Briefwechsel mit
den Beobachtern. Die für das Jahr 1919
aufgestellte Liste weist 76 Eingänge
. auf. Ferner wurde im Berichtsjahre die
Berechnung der Bahnen mehrfach be-
obachteter großer Meteore aus den
Jahren 1916 bis 1919 durchgeführt.
Rückständig ist nur noch die Bearbei-
tung von 3 Fällen, bezüglich deren Aus-
künfte von den Beobachtern erbeten
bzw. die Beobachtungen noch nicht
vollständig im Besitz des Leiters
sind. Die Bekanntmachung der Ergeb-
nisse aller dieser Rechnungen wird in
kurzer Zeit erfolgen. ■ — Die Erscheinung
eines großen Meteors vom 3. September
1919 wurde von Herrn. A. Koppen
an der Deutschen Seewarte in Hamburg
untersucht, dem auch die beim Bericht-
erstatter eingelaufenen Beobachtungen
dieses Falles überwiesen worden sind.
Bei der Berechnung der Meteor-
bahnen wurde mehrfach das Fehlen von
Beobachtungen aus dem näheren Aus-
land unliebsam empfunden. Während
aus der Schweiz gelegentlich
gute Beobachtungen zu uns
gelangen, fehlen solche aus den anderen
Nachbarstaaten fast vollkommen, und
auch zu Österreich sind die Be-
ziehungen nach dem am 1. Sept.
v. J. erfolgten Ableben v. N i e s s 1 s
gelockert. In der Herstellung von Ver-
bindungen mit ausländischen Beobach-
tern und Sammelstellen erwächst der
„Ingedelia" eine dankbare Aufgabe,
durch deren Lösung sie sich ein wesent-
liches Verdienst um die Meteorforschung
erwerben würde. Insbesondere wären
engere Beziehungen zu den Beobachtern
in Österreich, der Schweiz und Dänemark
erwünscht. Mit einem Gewährsmann
aus derT schechoslowakei steht
der Gruppenleiter bereits selbst in
Unterhandlung wegen Austauschs der
Beobachtungen. Es wäre vorläufig hin-
reichend, wenn jedes einzelne in diesen
— 179 —
I
Ländern ansässige Mitglied sich be-
mühte, nach Möglichkeit Meteorbeobach-
tungen zu sammeln und an uns
einzusenden.
Verwertbare Sternschnuppen-
beobachtungen sind im Berichts-
jahre von den Mitgliedern nicht ein-
gesandt worden, doch ist der Rat
des Leiters bezüglich der Anstel-
lung solcher Beobachtungen mehrfach
in Anspruch genommen worden. Es sei
abermals darauf hingewiesen, daß die
üblichen P e r s e i d e n r e i h e n
in der Regel wertlos sind. Nutz-
bringend verwendbar sind nur sorg-
fältige, längere Zeit hindurch unter
günstigen Verhältnissen fortgesetzte
Zählungen oder größere Beobachtungs-
reihen mit Angabe der scheinbaren
Bahnen nach Rektaszension und Dekli-
nation.
Gruppe für meteorologische Optik.
Leiter: Carl W i r t z , Kiel (Sternwarte).
Die Aufgaben dieser Gruppe sind
sehr schwer näher festzulegen, so daß es
hier bisher über den brieflichen Aus-
tausch von Gedanken nicht hinausge-
kommen ist. In einem der späteren
Hefte werden wir unseren Lesern neue
Anregungen unterbreiten können.
Ästhetengruppe.
Leiter: Robert H e n s e 1 i n g , Stutt-
gart, Ecklenstr. 18.
Die Arbeiten für ein Buch der
I Sternfr, eude sind im Gange. Zu-
nächst wird ein möglichst reiches, alles
Wesentliche spiegelndes Material ge-
sammelt. Über den Plan wurde Sirius
52, 9 das Nötige mitgeteilt. Wer Lust
hat, sich am Sammeln zu beteiligen,
etwa indem er die Werke eines be-
stimmten Dichters, Astronomen oder
Philosophen auf Worte des Weltall-
erlebens hin planmäßig durcharbeitet,
wird um seine Anschrift gebeten.
Rechnergruppe.
Leiter: Oberl. Richard Sommer,
Berlin SW 47, Hagelberger Str. 7.
Herr Dr. Neugebauer vom
R. I. teilte der Versammlung persönlich
mit, daß zurzeit ihm 14 Rechner in
seiner Gruppe für die verschiedenartig-
sten Aufgaben zur Seite stehen.
Die Anleitung, die die einzelnen
wünschten, hat sich jedoch derartig aus-
gedehnt, daß er Herrn Oberlehrer
Sommer bitten mußte, die Leitung
zu übernehmen, während er selbst nur
wissenschaftlicher Beirat der Gruppe
bleibt.
Für Freunde der Himmelskunde, die
nicht selbst beobachten wollen, aber
sich doch gern positiv betätigen möch-
ten, käme bei Begabung für numeribches
Rechnen durchaus eine Teilnahme in
Frage.
Es folgt nun der Bericht über die
Außenorganisation der Ingedelia. . Im
Auftrage des „Kosmos" hat Herr Hen-
s e 1 i n g sich wegen einer zusammen-
fassenden Organisation der Liebhaber-
vereinigungen Deutschlands bemüht,
doch liegt noch kein Ergebnis vor.
Die Ausbreitung der Ingedelia im
Auslande schreitet fort. Außer auf die
neutralen Länder hat sich die Ingedelia
jetzt auch auf Süd-Amerika ausgedehnt.
Dies ist von besonderer Wichtigkeit,
denn der Präsident beabsichtigt die
Gründung einer Gruppe- zur Beobach-
tung der Parallaxe des Gegenscheins in
Süd- und Nord-Amerika.
Die Tätigkeit des Sekretärs der Ge-
sellschaft, Herrri Kurd Kißhauer ,
erstreckte sich wie im Vorjahre auf den
Verkehr mit den Mitgliedern in fach-
wissenschaftlichen Fragen, Auskünften
über Organisation und Ziele der Gesell-
schaft an Interessenten, die erfreulicher-
weise dann meist die Mitgliedschaft er-
warben. /
Der nun folgende Kassenbericht des
Schatzmeisters, Herrn Paul H ü g e] e r ,
— 180 —
wies die üblichen Einnahmen und Aus-
gaben auf. Leider konnte nicht, wie
im Vorjahre über eine Stiftung berichtet
werden, die der Gesellschaft zur Verfol-
gung weiter gesteckter Ziele so er-
wünscht wäre. Die Revisoren, Herren
F. Lefeber und H. Seelecke
bezeugten, daß Bücher und Ka^sen-
bestand zu Anständen keine Veranlas-
sung geben.
Zum Bedauern der Versammlung
deutete Herr H ü g e 1 e r an, daß er
sein Amt binnen Jahresfrist niederlegen
möchte,umsichseinen wissenschaftlichen
Arbeiten intensiver widmen zu können.
Nachdem somit der Geschäftsbericht
beendet war, erteilte die Versammlung
dem Vorstand die vom Präsidenten er-
betene Entlastung.
Das beratende Vorstandsmitglied,
Herr Geheimrat Joh. Kritzinger,
hatte dem Vorstand wegen beruflicher
Belastung seinen Sitz im Vorstand zur
Verfügung gestellt, außerdem war die
dreijährige Amtsperiode eines Teils der
andern Vorstandsmitglieder abgelaufen,
so daß eine teilweise Neuwahl in Frage
kam. Die Versammlung sprach darauf-
hin Herrn Geheimrat Kritzinger,
ihren Dank für seine Bemühungen aus
und wählte einstimmig den energischen
Leiter der Sonnengruppe, Herrn Gün-
ther v o n S t e m p e 1 1 , als beraten-
des Vorstandsmitglied und bestätigte
den übrigen Vorstand. Danach setzt
sich der neue Vorstand wie folgt zu-
sammen:
Präsident : Dr. H. H. K r i t z i n g e r.
Sekretär1): Kurd K i ß h a u e r.
Schatzmeister: Paul H ü g e 1 e r.
Stellv. Präsident und berat. Vor-
standsmitglied: Dr. P. V. Neugebauer.
Berat. Vorstandsmitglied1): Gün-
ther von Stempeil.
Zu §13,3 wurde dieWahl des ,, Sirius"
als Vereinszeitschrift auch auf das Jahr
1922 ausgedehnt.
i) Siehe auch S. 128.
Ein Beschluß über besondere Aus-
gaben erübrigte sich ebenso wie im Vor-
jahre.
„Zum Ehrenmitglied kann ernannt
werden, wer sich um die Sternforschung
. . . hervorragend verdient gemacht hat".
So lautet ein Satz aus den Statuten der
Ingedelia. Was lag diesmal näher, als
an einen Mann zu denken, dessen Name
in den letzten Jahren weit über den
Kreis der Gebildeten hinaus als der
eines Förderers der Astronomie im be-
sonderen bekannt geworden ist: Albert
Einstein. Der Vorschlag des Vor-
standes wurde gern angenommen und
Prof. Albert Einstein zum Ehren-
mitglied ernannt.
Danach verblieb für den geschäft-
lichen Teil noch die Festsetzung von
Ort und Zeit der nächsten Generalver-
sammlung. Nach kurzer Aussprache
wurde Berlin und, ohne Angabe eines be-
sonderen Tages, Mitte Mai 1921 ange-
nommen.
Auf Vorschlag des Vorstandes wurde
schließlich Punkt 10 des § 13 vor
Punkt 8 erledigt und vom Sekretär
das Protokoll verlesen, welches auch von
der Versammlung genehmigt wurde.
Um 5h wurde die Versammlung vom
Vorsitzenden geschlossen.
Während des geschäftlichen Teiles
der Generalversammlung hatte sich im
Vortragssaal der Urania zahlreiches
Publikum versammelt, das die populär-
wissenschaftlichen Vorträge, die auch
diesmal veranstaltet wurden, mit an-
hören wollte.
Nachdem Dr. E. F. F r e u n d 1 i c h ,
der Mitarbeiter E i n s t e i n s in letzter
Stunde verhindert war, seinen Vortrag
„Die astronomischen Prüfungsmethoden
der Allgemeinen Relativitätstheorie und
die E i n s t e i n spende der Deutschen
Industrie" selbst zu halten, trat Herr
Paul H ü g e 1 e r für ihn ein, der durch
eigene Anschauung von dem gegen-
wärtigen Stand der Frage berichten
konnte.
— 181 —
Im Anschluß an den ersten Vortrag
gab Dr. Chr. v. H o f e an Hand einiger
Lichtbilder, berichtet die Deutsche Op-
tische Wochenschrift in Nr. 23/24
weiter, eine Beschreibung moderner
Riesen-Spiegelteleskope, von denen be-
sonders das auf der Mount- Wilson-
Sternwarte verwendete Instrument von
etwa 21/2 m Durchmesser besprochen
und der neue von H o e g h sehe Spiegel-
typ der Firma G o e r z erläutert wurde.
Hierauf sprach der Vorsitzende der
Ingedelia, Dr. H. H. Kritzinger,
über „Die neuesten Ergebnisse der Mars-
forschung" in Form eines Referats über
die Forschungen des dänischen Astro-
nomen Lau. Seine Ausführungen wur-
den durch die Vorführung mehrerer von
französischen Forschern angefertigten
Zeichnungen ergänzt, die ein sehr deut-
liches Bild von der Oberfläche des Mars
mit seinen verschiedenen Meeren und
Kanälen gaben.
Den Beschluß der Veranstaltung bil-
dete ein Vortrag von 0. Hachfeld
nach den Aufzeichnungen von Rein-
hold B a r b y über das Thema „Strind-
berg als Astronom in seinen Blau-
büchern", der in sehr aufschlußreicher
Weise die naturwissenschaftlichen Schrif-
ten des großen Dichters kritisch be-
leuchtete.
. „Vom wissenschaftlichen Stand-
punkte gesehen, sind Strindbergs
Ausführungen ganz wertlos, es fehlt hier
ebenso an Systematik wie an mathe-
matischer Logik. Selbst in der Aufzäh-
lung der bloßen Tatsachen bemerkt man
ganz unverständliche Fehler und Flüch-
tigkeiten; so findet sich einmal die Be-
hauptung, der Mars habe eine Entfer-
nung von 28 geographischen Meilen von
der Erde (statt 28 000)! Ganz merk-
würdige Vorstellungen hat S t r i n d -
b e r g über die Wirkungsweise des Fern-
rohrs, die ihm theoretisch ganz unbe-
greiflich erscheint; u. a. behauptet er
auch mehrmals, daß im Fernrohr die
Lichtintensität des Gesichtsfeldes ver-
ringert würde. — An Stelle des cop-
pernicanischen Weltensystems möchte
Strindberg am liebsten das geo-
zentrische setzen, und zwar, weil es ein
erhaben schöner Gedanke wäre, die Erde
als im Mittelpunkt der Welt befindlich
und den Menschen als die Krone der
Schöpfung anzusehen.
Dieser Gedankengang ist charakte- "
ristisch für Strindbergs Denkweise. Es
kommt ihm nicht auf die Erkenntnis der
objektiven Tatsachen und Erscheinun-
gen an; die Wissenschaft dient nach
seinen in den letzten Lebensjahren vor-
herrschenden Anschauungen nur dazu,
die vom Gefühl und vom Glauben ge-
schaffenen Vorstellungen als etwas wirk-
lich Vorhandenes zu beweisen, und wenn
sie das nicht tut, sagt Strindberg,
so hat sie ihren Zweck verfehlt, denn
das Wissen hat sich dem Glauben unter-
zuordnen."
Mit einem allerseits befriedigten Ein-
druck verließen die Teilnehmer die Ver-
anstaltung. [1227
Die nächsten Konjunktionen von Jupiter und Saturn.
Von Dr. H. H. Kritzinger.
Im Jahre 1921 findet im September ge-
rade zur Zeit ihrer Konjunktion mit
der Sonne die nächste Zusammenkunft
von Jupiter und Saturn im Löwen statt.
Diese ungünstigen Verhältnisse beein-
trächtigen in hohem Maße das Interesse
an dieser Himmelserscheinung1).
i7VgU auch Sirius, 48, S. 57 ff., 1915.
Sonderbar, daß nun die nächste
Konjunktion 1940/41, wie ich fand, eine
dreifache sein wird, da die heliozentri-
sche Konjunktion annähernd mit der
Oppositionszeit zusammenfällt. Dieses
bemerkenswerte Resultat war schon in
ein paar Minuten abzuschätzen nach
den praktischen Tabellen von Dr, P.
— 182 —
V. Neugebauer (Sir. 52, 121 ff.).
Die einschließlich der Störungen von mir
berechneten Ephemeriden nach den
ebenfalls bekannten Tabellen desselben
Astronomen füge ich diesen Zeilen bei.
Es geht daraus hervor, daß die drei
Konjunktionen an folgenden Tagen ein-
treten: 1940 August 7
1940 Oktober 19
1941 Februar 14
Saturn bleibt dauernd etwa IV40
südlich von Jupiter.
Bisher ist dies nach den beiden an-
deren Konjunktionen im Jahre— 6(7 vor
Chr.) und 1683 (Opposition und helioz.
Konj. fallen nahe zusammen) die erste
weitere dreifache. In allen drei Fäl-
len ist der Unterschied in den Oppo-
sitionstagen nur ein Tag. Man findet
leicht, daß er zwei Tage nicht überstei-
gen darf, wenn eine dreifache Konjunk-
tion eintreten soll. 1821, wo er 2u er-
reichte, trat außer der eigentlichen
Konjunktion am 20. Juni keine weitere
ein, beide Planeten kamen sich Dez. 9
nur bis auf 19' in Länge nahe.
Ich habe nach den oben genannten
Tabellen die letzten vier Jahrhunderte
in bezug auf die in der Nähe des Widder-
punktes eingetretenen Konjunktionen
untersucht, aber keine dreifache finden
können. Höchstens käme die von 1643
in Frage, die genauer nachgerechnet
werden könnte.
Man erhält folgende Übersicht dieser
Konjunktionen:
Jahr Monat Differenz
1523 Mitte Aug. jul. . . 8*
15831) Mitte Sept. greg. . 4
1643 Mitte Okt 3
1702 Anf. Okt 7
1761 Ende Sept.. ... 8
1821 Mitte Okt 2
1880 Mitte Okt 8
1940 Anf. Nov 1
Die Differenz ist die der Oppositions-
tage; sie bietet einen bequemen Anhalt
zur Beurteilung der Verhältnisse. Die
Oppositionstage rücken von Jahr zu
Jahr um drei Wochen auseinander.
*) Wallensteins Geburtsjahr.
Geozentrische Ephemeriden für Jupiter und Saturn 1940/41.
Mittl. Mittag Greenwich.
Datum 1940/41
Sonne
Jupiter
Saturn
Differenz
Länge
Länge
Breite
Länge
Breite
1 09^01
41111
0
— 1.16
42?94
— 2°.32
+ 1°83
124.28
43.36
— 1.20
43.96
— 2.38
+ 0.60
139.60
44.82
— 1.26
44.58
— 2.44
— 0.24
155.01
45.59
— 1.30
44.78
— 2.51
— 0.81
170.53
45.54
— 1.35
44.52
— 2.56
— 1-01
186.19
44.65
— 1.39
43.84
— 2.61
— 0.81
201.99
43.03
— 1.41
42.82
— 2.64
— 0.21
217.93
40.96
— 1.41
41.57
— 2.65
+ 0,61
234.00
38.83
— 1.38
40.29
— 2.64
+ 1.46
250.18
37.04
— 1.32
39.16
— 2.59
+ 2.12
266.44
35.96
— 1.24
38.35
— 2.53
+ 2.39
282.75
35.70
— 1.16
37.92
— 2.45
.4- 2.22
299.06
36.32
— 1.08
38.00
— 2.38
+ 1.68
315.32
37.76
— 1.00
38.52
— 2.30
+ 0.76
331.49
39.90
— 0.94
39.48
— 2.23
— 0.42
347.55
42.58
— 0.88
40.82
— 2.18
— 1.76
3.49
45.69
— 0.83
42.45
— 2.13
— 2.24
19.27
49.11
— 0.80
44.31
— 2.09
— 4.80
Juli 11
Juli 27
Aug. 12
Aug. 28
Sept. 13
Sept. 29
Okt. 15
Okt. 31
Nov. 16
Dez. 2
Dez. 18
Jan. 3
Jan. 19
Feb. 4
Feb. 20
März 8
März 24
April 9
U3U]
— 183 —
Die totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919.
(Hierzu
Dem vorläufigen Bericht der Sonnen-
finsternisexpedition des Smith-
sonian- Instituts entnehmen wir:
Die Expedition stand unter Leitung
von C. G. A b b o t und A. F. M o o r e
und hatte als Standort El Alto in
Bolivien gewählt. Während der Dauer
der Verfinsterung herrschte denkbar«
günstiges Wetter. Die Ausrüstung war
ziemlich beschränkt, aber doch von
praktischen Gesichtspunkten geleitet.
So waren beispielsweise die Transport-
kisten so hergerichtet, daß sie, mit
Steinen gefüllt, gleichzeitig als Träger
eines Teils der photographischen Aus-
rüstung dienen konnten. Dieses Ver-
fahren hat sich denn auch sehr gut be-
währt, zumal die Ankunft der Ex-
pedition sich verzögerte, so daß nur
wenig Zeit für die Vorbereitungen blieb.
Die Apparate waren dann auch erst
zwei Tage vor der Finsternis aufgestellt.
Da die Sonnenhöhe zur Zeit der Ver-
finsterung sehr klein war (die Finsternis
fand für diesen Ort zwanzig Minuten
nach Sonnenaufgang statt), mußte sich
die Refraktion ständig nicht unerheb-
lich ändern, wodurchdiephotographische
Verfolgung erschwert wurde. Eine Probe
des Uhrwerkganges konnte wegen der
kurzen zur Verfügung stehenden Zeit
nur ungenügend ausgeführt werden, und
es stellte sich später leider heraus, daß
die auf Grund der Voryersuche vor-
genommene Korrektion des Ganges
zu groß war, wodurch der Mond
nicht als kreisrunde Scheibe abge-
bildet wurde.
Die Aufnahmen wurden mit einer
Doppelkamera von 7.6 cm Öffnung und
Tafel IX.)
335 cm Brennweite hergestellt. Da die
erforderliche Expositionszeit nicht ge-
genügend bekannt war, belichtete man
die eine Platte 1 Minute 30 Sekunden,
während für die andere 2 Minuten
45 Sekunden gewählt wurden. Von den
beiden erlangten Aufnahmen geben wir
in unserer Tafel IX die mit kürzerer
Expositionszeit hier wieder, da bei ihr
der fehlerhafte Gang des Uhrganges am
wenigsten stört. Sie zeigt eine große
Anzahl spitzer, verhältnismäßig kurzer
Koronastrahlen, die sich fast nach jeder
Richtung ausdehnen. Die Korona stellt
in diesem Falle einen Mitteltypus dar
zwischen der gelegentlich eines Sonnen-
fleckenmaximums (gleichmäßige Inten-
sität in allen Richtungen) und der zur
Zeit eines Sonnenfleckenminimums (ver-
hältnismäßig kurze polare und lange
äquatoreale Koronastrahlen). Am Süd-
ostrand der Sonne zeigt sich eine große
sichelförmige Protuberanz, die sich zu-
nächst etwa ein Viertel Sonnenradius
senkrecht erhebt, dann scharf im rechten
Winkel wendet, um nun in sehr langer
Ausdehnung parallel mit der Sonnen-
oberfläche zu verlaufen. Dieser gewal-
tige Ausbruch konnte später in den Ver-
einigten Staaten wiederholt mit Spektro-
heliographen photographiert werden.
A b b o t und Moore schließen
ihren Bericht, daß diese Finsternis wegen
der Schönheit der Koronastrahlen, der
prächtigen karminroten Protuberanz
und schließlich angesichts der wunder-
baren irdischen Umgebung der schnee-
bedeckten bis zu zwanzigtausend Fuß
hohen Berge die schönste war, die sie je
gesehen hätten. [1206]
Meteorbeobachtungen in den Jahren 1918 und 1919.
In den beiden letzten Jahren sind dem kugeln zugegangen, 62 im Jahre 1918,
Unterzeichneten wieder zahlreiche 63 im Jahre 1919. Ein Teil dieser Mel-
Mitteilungen über beobachtete Feuer- düngen läßt leider die dringend nötigen
— 184 —
Angaben über die scheinbare Bahn ver-
missen. Es sei deshalb erneut darauf
hingewiesen, daß auf die möglichst ge-
naue Bezeichnung der Bahn nach Ster-
nen oder irdischen Merkmalen vor allen
anderen Dingen Wert gelegt werden
muß.
Von der Wiedergabe einer Zusammen-
stellung aller Beobachtungen soll hier
abgesehen werden. Es folgt vielmehr
eine kurze Besprechung der mehrfach
beobachteten oder aus anderen Gründen
bemerkenswerten Erscheinungen.
Eine große Feuerkugel wurde 1918
März 9, 7h 15m in Ostdeutschland beob-
achtet. Außer Zeitungsnachrichten aus
Schlesien liegt nur noch eine Mitteilung
aus Rackow in Pommern (Beob. Mar-
quardt) vor.
Über ein helles Meteor 1918 März 12,
9M5m sind 12 Mitteilungen aus einem
sehr weiten Gebiet vorhanden. Verwend-
bar sind nur zwei davon aus der Gegend
von Pola in Istrien (J. Schubert)
und aus Augsburg (H. G ö t z g e r) ,
so daß es sehr zweifelhaft ist, ob die Bahn
ermittelt werden kann. Zwei oft be-
währte Beobachter (Dr. Mündler
in Heidelberg - Königstuhl und Lehrer
Meyer in Steckborn, Schweiz) haben
leider nur den von der Feuerkugel aus-
gehenden Lichtschein sehen können.
Kaum günstiger liegen die Verhält-
nisse für die Feuerkugel 1918 März 18,
1 1^ 45m, deren Bahn uns aüs Stuttgart
(Dr. S t r ö b e 1) und Münsingen in der
Schweiz (Zeitungsnachricht) angegeben
wird. Sechs weitere Beobachtungen aus
Ilmenau, Leipzig, Heidelberg, Engelthal
in Mittelfranken und zwei schweizeri-
schen Orten sind in dieser Hinsicht nicht
verwertbar.
Ein Meteor 1918 April 22, 8* 40m
wurde gleichzeitig in Neubuckow (Meck-
lenburg), Berlin und Gadebusch ge-
sehen. Einzelheiten über die Bahn
fehlen leider.
Am 5. Mai 1918, 9* 58m, wurde eine
Feuerkugel in Posen (Geheimrat Papke)
Und Lauenburg, Pommern (Pastor F i -
scher), wahrgenommen. Die Bahn ist
von beiden Beobachtern bezeichnet, so
daß die Bearbeitung Erfolg verspricht
Bemerkenswert ist das große Tages-
meteor 1918 August 23, 19V2h (bürger-
lich am 24. August, morgens), das
bei hellem Sonnenscheine in Erlangen
und Hersbrück gesehen wurde. Weitere
Angaben konnten trotz der Bemühungen
des Unterzeichneten leider nicht beige-
bracht werden.
Drei gute Beobachtungen liegen vor
für ein Meteor von mehrfacher Venus-
helligkeit, 1919 Mai 19, 9^ 5m, nämlich
aus Alsfeld in Hessen (R. J e h n i g e n) ,
Heidelberg (W. Malsch) und Darm-
stadt (Prof. Lenhardt). Von 1918
Mai 27, etwa 1 lh 20m, wurde eine Feuer-
kugel aus Pyritz (Unterprimaner Daus)
und A.nklam (Gerichtssekretär W i n c k -
1 e r) gemeldet. Die zweite Beobachtung
ist leider unvollständig.
Der 29. Mai 1919 brachte zwei helle
Meteore in kurzem zeitlichem Abstand.
Über das erste, um 9h 50m erschienene
gingen 3 Mitteilungen ein aus Heidelberg
(Geheimrat Wolf), Eichstätt inBayern
(E. Mager) und Frankfurt a. M.
(W. H e y b r o c k). Das zweite, weniger
helle wurde in Frankfurt a. M. (W. Hey-
brock) und Sonneberg (Otto Mor-
gen r o t h) beobachtet. Alle Mittei-
lungen enthalten Angaben über die
Bahn, so daß die Grundlagen für die Be- .
rechnung vorhanden sind.
Von 4 Berichten über eine Feuer-
kugel vom 14. Juni 1919, 8M0m, ist
leider nur einer aus Erlangen (Dr.
V o 1 1 z) von hinreichender Ausführlich-
keit.
Dagegen besteht Aussicht, daß die
Bahn des hellen Meteors vom 19. Juli
1919, 9h lm, berechnet werden kann.
Es liegen Mitteilungen aus 5 Orten vor,
nämlich aus Kamenz in Sachsen (A.
Lange), Neheim in Westfalen (Dr.
K a y s e r) , Heidelberg (Rechen-
ba c h und Müller), Sonneberg
— 185 —
(Morgenroth) und Mengersgereuth
S.-Mein. (Obertertianer P e r t s c h).
Leider wurde die Genauigkeit der Beob-
achtungen mehrfach durch starke Be-
,' wölkung herabgesetzt.
Eine sehr bedeutende, von Donner
begleitete Feuerkugel erschien am Abend
I des 3. September 1919 über Norddeutsch-
land. Die Bahn dieses Meteors wird von
Herrn A. Koppen, Hamburg, Deut-
sche Seewarte berechnet, dem auch die
bei unserer Sammelstelle eingegangenen
. Beobachtungen überwiesen wurden.
Für ein helles Meteor 1919 Okt. 23,
8h lm, sind zwei gute Beobachtungen
vorhanden aus Heidelberg (H. R e c h e n-
b a c h) und Saargemünd (Pfarrer D i e s-
n e r). Leider liegt die Bahn so, daß sie
für beide Orte nur eine geringe Parallaxe
zeigt, so daß es kaum möglich sein wird,
zu sicheren Ergebnissen zu gelangen.
Eine Feuerkugel vom 28. November
1919, 1011 i2in WUrde in Nürnberg
(H. Zimmer) und Frankfurt a. M.
(Dr. Buser) beobachtet. Da die zweit-
genannte Beobachtung unvollständig
ist, kann noch nicht gesagt werden, ob
die Bahnberechnung möglich sein wird.
Endlich erschien am 13. Dezember
1919, 5M6m ein großes Meteor über
Mitteldeutschland. Eine gute Beobach-
tung liegt aus Jena (R. Mechau),
eine unvollständige aus Schmölln S.-A.
(A. B u r k h a r d t) vor. In Sonneberg
(Hoff meister und Morgenroth)
wurde nur die Erhellung bei völlig be-
decktem Himmel gesehen. Auch in Neu-
stadt a. Haardt ist die Feuerkugel wahr-
genommen worden (Zeitungsnachricht).
In Jena wurde nach 508 ein dumpfer
Knall gehört.
Über die Ergebnisse der Bearbeitung
vorstehender Beobachtungen wird dem-
nächst berichtet werden. Die Leser des
Sirius werden ersucht, alle Beobach-
tungen heller Meteore unverzüglich
unter möglichst genauer Beschreibung
der scheinbaren Bahn der Schriftleitung
oder unmittelbar dem Unterzeichneten
mitzuteilen.
Verwertbare Sternschnuppenbeob-
achtungen sind in den Berichtsjahren
nicht eingesandt worden. Es sei noch-
mals darauf hingewiesen, daß solche Be-
obachtungea nur dann zur Bestimmung
von Strahlungspunkten usw. benutzt
werden können, wenn sie eine größere
Anzahl innerhalb einiger Tage wahrge-
nommener Sternschnuppen umfassen
und wenn sie die Angaben für die schein-
baren Bahnen nach Rektaszension und
Deklination, nicht nach Sternen und
Sternbildern, enthalten. Die Beobach-
tung der großen Ströme, insbesondere
der Perseiden, hat bedeutend ge-
ringeren Wert als die Aufzeichnung
von Sternschnuppen zu anderen Jahres-
zeiten. [1225
Cuno Hoffmeister.
Sonderbare astronomische Lesefrüchte.
Romanastronomie. Aus der neueren
schönen Literatur seien hier dem
Leserkreise des Sirius einige Lesefrüchte
mitgeteilt, die wieder einmal den Beweis
dafür erbringen, wie wenig doch die
täglichen Vorgänge und Erscheinungen
am Himmelsgewölbe, die Grundlehren
und die Beobachtüngskunst der Astro-
nomie in der Laienwelt bekannt sind.
In seinem Romane „Christian
W a h n s c h a f f e" schildert J.Was-
sermann eine mitten in den Pampas
Südamerikas liegende Sternwarte, in
der ,,ein deutscher Professor haust und
mit zwei Assistenten Nacht für Nacht
das Firmament beobachtet". „Das Ge-
bäude glich einem orientalischen Bet-
hause. Auf einer länglichen Ziegelmauer
erhob sich eine mächtige Kuppel aus
Eisenkonstruktion, deren oberer Teil um
— 186 —
einebewegliche Achserotieren konnte"(!)
Ein Liebespaar will sich hier die Sterne
ansehen. „Das Glück ist uns hold, "sagte
er, „nächste Woche ist eine Sonnen-
finsternis, da kommen Astronomen aus
Europa in Buenos Aires an und der
Professor ist mit seinen Assistenten hin-
übergefahren, um sie zu empfangen".
Wo bleibt da der oben gerühmte
Beobachtungseifer? Auch fand zu der
Zeit, in der die Romanhandlung spielt
(um 1905), in Südamerika keine totale
Sonnenfinsternis statt. — Doch die
Besucher steigen zur Kuppel hinauf,
deren „ganzer Raum an die Höhle eines
Zauberers gemahnte" und der Lieb-
haber (Steuermann eines deutschen
Dampfers) übernimmt selbst die Füh-
rung am Himmel. „Er trat an das
Teleskop, schraubte die blitzende Mes-
singkapsel ab (?) Und sagte: Wir wollen
die Sterne anschauen. Er schaute hin-
ein, dann forderte er Latizia auf,
hinein zu schauert. Latizia sah
milchigen Qualm und aufzuckendes
hüpfendes Feuer." Die Optik des Fern-
rohrs läßt also zu wünschen übrig. Dies
scheint auch Latizia zu fühlen, denn
sie fragt enttäuscht: „Sind das die
Sterne?" (Bd. 1, S. 402 ff .)
In Bd. II, S. 336/7 erfährt man, daß
„Fachkundige es bestätigt haben, daß
Saturn 10 Monde - und einen feurig
glühenden Ring besitzt, der in Purpur
und Violett den ungeheuren Körper, der
aus noch unabgekühlter Lava besteht,
umgibt". Dann wird über die Bewohn-
barkeit der Saturnsmonde verhandelt.
Viel Astronomie ist auch im 2. Bande
des „Eleagabal Kuperus" von K. H.
S t r o b 1 enthalten. In Kapitel 23 wird
eine totale Sonnenfinsternis in ihrem
Verlaufe und ihrer Wirkung auf die
Stimmung der Menschen beschrieben.
E. Kuperus baut ein Fernrohr auf,
spannt zur Beobachtung der fliegenden
Schatten ein weißes Tuch auf dem Boden
aus und „verfolgt den Weg des wie ein
graues Gespenst langsam (?) dahin-
ziehenden Schattens mit raschen Stri-
chen einer Zeichenkohle auf dem Tuche"*
Die Zeichnungen erfüllen sein Herz mit
bangen Sorgen um die Zukunft. (!)
Auch der Direktor des Observatori-
ums auf dem Schlangenberge, dessen
Refraktor den des Lickobservatoriums
beträchtlich an Lichtstärke übertrifft,
ist durch die Entdeckung eines kleinen
Planeten, der nach seinen Beobach-
tungen und Rechnungen mit der Erde
zusammenstoßen muß, bestürzt, zumal
seine Rechnungen durch die Beobach-
tung der am 5. März stattgefundenen
Finsternis bestätigt werden (!). Auch
empfängt er drahtlose Warnungssignale
vom Mars. (Man vergleiche hierzu
Flammarion, Ende der Welt,
4. Kap.) Die Nacht vom 20. März wird
nun als mondlos beschrieben, während
doch 14 Tage nach Neumond (Sonnen-
finsternis) Vollmond sein müßte; da-
gegen wird richtig (S. 308) ein Aufgang
des Mondes am Morgenhimmel des
28. Juni erwähnt. Man sieht also, wie
vorsichtig der Dichter bei einer genauen
Datierung der Tage mit der Schilderung
der Himmelserscheinungen sein muß.
Im Januarheft 1920 des Sirius war
auf astronomische Irrtümer S t r i n d -
bergs hingewiesen worden; nicht er-
wähnt wurde eine Stelle seines Schau-
spiels Ostern: „Leonore: Als ich krank
war, mußte ich eine Droge aus Bilsen-
kraut einnehmen, das die Eigenschaft
hat, das Auge zu einem Vergrößerungs-
glase zu machen . . . Belladonna da-
gegen macht, daß man alles verkleinert
sieht . . . nun, jetzt kann ich weiter
sehen als andere, und ich kann die Sterne
am hellen Tage sehen! (?) Benjamin:
Aber die Sterne sind ja nicht da!
Leonore: Wie lustig du bist ! Die Sterne
sind doch immer da . . . und jetzt sitze
ich gegen Norden und sehe die Cassio-
peja, die einem W gleicht und mitten in
der Milchstraße steht . . . kannst du sie
sehen?" Da das Stück in der fraglichen
Szene Gründonnerstag Mittag spielt,
— 187 —
steht die Cassiopeja (d = 60°) für
Schweden (99 = 60°) im Zenith, so daß
Leonore, selbst wenn man ihr solche
wunderbaren Vergrößerungsaugen zu-
billigt, bei normaler Körperhaltung
kaum die Cassiopeja im Norden er-
blicken kann.
Bei einiger Aufmerksamkeit wird
man häufig auf solche astronomische
Entgleisungen stoßen, und ähnliche auf
anderen Gebieten, die etwas abseits der
allgemeinen Erfahrung liegen, werden
eben so oft vorkommen. Zur Vermei-
dung solcher Fehler halte man sich
immer an Goethes Rat: „Man er-
kundige sich ums Phänomen, nehme es
so genau damit als möglich und sehe,
wie weit man in der Einsicht und in
praktischer Anwendung damit kommen
kann". [1202] J. H e i 1 m a n n.
Rundschau,
Großes Meteor vom 1. Juli 1920. Am
1. Juli d. J. um 9h 10m vormittags wurde
in Westdeutschland eine außergewöhn-
liche Meteorerscheinung beobachtet. Bei
hellem Sonnenschein zog eine glänzende
Feuerkugel, von Osten kommend, über
die Gegend südlich vom Unterlauf des
Mains hinweg und lenkte die Blicke zahl-
reicher Personen auf sich. Am Rhein bei
Bingen und westlich davon wurde kurz
darauf ziemlich starker Donner vernom-
men, und nach zuverlässigen Nachrich-
ten sind bei Simmern im Hunsrück
einige Meteoriten beim Fall beobachtet
und von Landleuten gefunden worden.
Die Steine sind von sachkundiger Seite
in Verwahrung genommen worden, ihre
Untersuchung ist noch nicht erfolgt. —
Die Feuerkugel selbst wurde ,auf einem
weiten Gebiet, von Westfalen bis zum
Schwarzwald, wahrgenommen. Aus den
z. T. noch unvollständigen Beobach-
tungen habe ich folgende vorläufige Er-
gebnisse abgeleitet: Der Hemmungs-
punkt lag 28 km hoch über l = 7°26'
,<p = 4- 49° 58', nahe bei der durch das
Niederfallen der Meteoriten bezeichneten
Stelle, jedoch ist es wahrscheinlich, daß
Teile des Meteors noch etwa 15 km
weiter westlich bis X = 7° 14> = +49°
gezogen sind, sodaß sich der Steinfall
über das ganze zwischen beiden Punkten
gelegene Gebiet erstreckt haben könnte.
Das Meteor kam zum Endpunkt aus dem
Azimut 283° mit 7° Neigung gegen die
Horizontale. Der scheinbare Strahlungs-
punkt lag bei a = 125° <5 = — 3° im
Sternbild Monoceros. Infolge der
geringen Neigung muß die Bahn des
Meteors außerordentlich lang gewesen
sein. Da das Aufleuchten großer Feuer-
kugeln in der Regel schon bei 200 km
Höhe erfolgt, läßt sich im vorliegenden
Fall auf eine Bahnlänge von mindestens
900 km schließen. Die Lichterscheinung
hätte demnach über dem mittleren Teil
von Ungarn begonnen, konnte aber we-
gen der Tageshelle selbstverständlich
erst wahrgenommen werden, als das Me-
teor kurz vor der Hemmung eine außer-
gewöhnliche Leuchtkraft erlangt hatte.
Das Licht war so stark, daß die Feuer-
kugel noch in 20° Sonnenabstand eine
glänzende Erscheinung darbot. Der
Donner war nicht allzu kräftig; offenbar
waren während des langen Zuges durch
die Atmosphäre bereits wesentliche
Massenverluste eingetreten, auch ist die
Endhöhe verhältnismäßig groß. DieMit-
teilung weiterer Beobachtungen aus dem
Leserkreise wäre sehr erwünscht.
1219] C. Hoffmeister.
Vereinigung zur Verbreitung astro-
nomischer Kenntnisse (V. A. K.). In der
Tschecho-Slovakei hat sich eine Ver-
einigung zur Verbreitung astronomischer
Kenntnisse (V. A. K.) am 30. Mai 1920
konstituiert, deren Vorsitzender Herr
Apotheker Mag. A. Krause, Stern-
warte Nixdorf, ist. V. A. K. ist kor-
— 188 —
poratives Mitglied der Internationalen
Gesellschaft der Liebhaberastronomen
(Ingedelia) geworden und richtet nach
Mitteilung ihres Vorsitzenden ihre Be-
obachtungsgruppen der unsrigen gemäß
ein, damit ein harmonisches Zusammen-
arbeiten von vornherein gewährleistet
wird. Das Bestreben der V. A. K.,
Volkssternwarten zu errichten, emp-
fehlen wir hiermit aufs wärmste allen
interessierten Kreisen. 1273
Bücherschau.
R. Henseling, Taschen-Sternkarte ein-
stellbar für jede beliebige Zeit. Stuttgart
1920, Franckhsche Verlagshandlung.
In sehr handlichem Format wird hier
eine drehbare Sternkarte geboten, die trotz
ihrer Kleinheit alle zur Orientierung am
Himmel notwendigen Sterne gibt. Auch die
bekannten leicht zugänglichen Nebel in der
Andromeda und im Orion sind nicht ver-
gessen. Der begleitende Text gibt auf
14 Seiten alles für den ersten Anfänger
Wissenswerte und macht besonders schön
den Unterschied zwischen Stern- und Sonnen-
zeit anschaulich. Eine Zusammenstellung
der hellsten Fixsterne mit ihren (soweit be-
kannt) Entfernungen und Eigenbewegungen,
der Daten der großen Planeten und ein
Sternschnuppenkalender vervollständigen
das nützliche Heftlein, dem wir gern eine
große Verbreitung wünschen. [1199] P. H.
G. Berndt, Physikalisches Wörterbuch.
Teubners kleine Fachwörterbücher 5. 200 S.
8° mit 81 Fig. im Text. Teubner 1920.
Preis geb. M 5. — .
Prof. Berndt gibt in diesem kleinen
Wörterbuch ein knapp gefaßtes Nachschlage-
werk, um etwa während der Lektüre sich
erhebende physikalische Fragen (einschl.
Fernoptik und Meteorologie) rasch zu er-
ledigen. Zum Schluß ist für solche, die sich
weiter bilden wollen, eine Literaturübersicht
angefügt. Soweit erforderlich ist bei den
einzelnen Worten deren Etymologie gegeben,
deren Nachprüfung im einzelnen Dr. A. P.
F. Richter besorgte.
Bei den wahnsinnig gestiegenen Bücher-
preisen von heute wird das kleine Werk gewiß
vielen willkommen sein. [1195] K r.
Prof. Dr. G. Berndt, Radioaktive Leucht-
farben. Sammlung Vieweg, Braunschweig'
108 + IV S., 28 Fig. im Text und auf 1 Tafel.
Preis geh. M 7.60 -f Zuschl.
Die radioaktiven Leuchtfarben erlangen
je länger je größere Bedeutung für die Aus-
rüstung von im Dunkeln zu gebrauchenden
Apparaten und werden bald auch in die
Praxis des Sternforschers mehr Eingang
finden. Die noch mit vielen Vorurteilen
durchsetzte, arg verstreute Literatur hat
Berndt hier sehr zweckmäßig gruppiert
und dargestellt. Für den industriell Inter-
essierten ist das Bändchen wohl kaum zu
entbehren. [1200] K r.
Ingedelia.
Ortsgruppe Berlin. Die nächsten Vorträge (wie üblich in der Übungs-
sternwarte der Universität, Invalidenstr. 57—63) finden statt:
Septbr. 1. Dr. H. H. Kri tzinger: Die neuesten Versuche zur Ent-
fernungsbestimmung der Sternhaufen und Spiralnebel.
Oktober 6. Arno Penkuhn: Meine Erfahrungen bei der Selbsther-
stellung eines Spiegels.
Herausgeber : Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40778
Schriftleitung : Paul Hügeler, Berlin SO 33, Schlesischestr. 21.
Die totale Sonnenfinsternis vom 29. Mai 1919,
Aufgenommen von der Expedition des Smithsonian-Instituts unter Leitung von
C. G. Abbot und A. F. Moore.
Sirius 1920, Heft 9.
Tafel IX.
Band 53 1920
SIRIUS
Rundschau der gesamten Sternforschung für
Freunde der Himmelskunde und Fachastronomen
In Verbindung mit Prof. Dr. G. Berndt und Prof. C. Metger
herausgegeben von Dr. Hans-Hermann Kritzinger in Berlin
r^lrfrkk^r 1 Q9fi »Wissen und Erkennen sind die Freude und die
UKlODer l^U- Berechtigung der Menschheit.« Kosmos.
Jeden Monat 1 Heft. — Jährlich 20 Mk.
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig.
INHALT: Die Aufsturzhypothese der Mondkrater. Von Alfred Wegener. (Mit 1 Abb.
und Tafel X.) S. 189. — Die fundamentalen Sternkataloge. Von Dr. I. Hopmann.
S. 195. — Doppelmaiers Himmelsatlas. Von stud. astr. W. Malsch. (Hierzu Tafel XI.)
S. 198. — Der Neue Stern im Schwan. (Nova Cygni 1920.) S.201. — Hermann Struve f.
Von H. H. Kitzinger. S. 203. — Rundschau. S. 204. — Meinungsaustausch. S. 206. —
Bücherschau. S. 207. — Ingedelia. S. 208.
Die Aufsturzhypothese der Mondkrater.
Von Alfred Wegener.
(Mit 1 Abb. und Tafel X.)
Die sehr zahlreichen Hypothesen der
Entstehung der Mondkrater gliedein
sich in folgende vier Haupttypen:
1. Die Blasenhypothese, dargelegt
u. a. von F. S a c c o 1913 im Artikel „Se-
lenographie" im Handwörterbuch der
Naturwissenschaften. Hiernach wären
die Mondkrater die Reste geplatzter Gas-
blasen. Zahlreiche Autoren, wie R.
Hooke, Secchi, J. Bergeron,
A. St. -Ciaire, Humphreys,
; P u i s e ü x , F. S a c c o u. a. vertreten
— in dieser oder jener Modifikation —
diese Hypothese, und Hooke, Pou-
lett Scrope, Bergeron, Ste-
w a r t H a r r i s o n , d e B e a um o n t,
Gorini, St. Meünier, Sacco
u. a. haben sie auch durch Versuche ge-
stützt, indem sie verschiedene teigartige
Substanzen, wie Gips, Kalk, Schwefel,
Wachs, Ton langsam erstarren und durch
die erstarrende Masse Blasen aufsteigen
ließen.
2. Die Gezeitenhypothese, darge-
legt und befürwortet u. a. von S c h e i -
Sirius 192 0
n e r 1908 in seiner ,, populären Astro-
physik" S. 493. Sie ist besonders von
Faye, Ebert und H a n n a y aus-
gebildet und von Ebert durch Ver-
suche gestützt worden. Nach ihr soll das
glutflüssige Innere des damals noch
schneller rotierenden Mondes infolge der
durch die Erde hervorgerufenen Ge-
zeiten periodisch aus Öffnungen der
schon erstarrten äußeren Kruste heraus-
getreten und wieder zurückgesunken
sein und auf diese Weise Krater, ähnlich
unseren Schlammvulkanen, aufgebaut
haben.
3. Die vulkanische Hypothese, ver-
treten hauptsächlich von geologischer
Seite, insbesondere von A 1 e x. v. H u m-
boldt, E. Sueß, S. Günther
(,, Vergleichende Mond- und Erdkunde"),
v. Wolff (,,Der Vulkanismus") u. a.
4. Die Aufsturzhypothese, vertreten
von Procto r, Meydenbauer,
H. u. A. T h i e r s c h (A s t e r i o s) ,
Althans, Gilbert, Shaler,
Schwarz, W. Meyer, Martus,
Heft 10.
— 190 —
S e e u. a., und durch Versuche erläutert
namentlich von Althans, Meyden-
b a u e r und neuerdings dem Verfasser1).
Neben diesen vier, Haupttypen gibt
es zahlreiche Zwischenformen, welche
meist die eine oder andere Schwierigkeit
umgehen, aber dafür neue Schwierig-
keiten oder Unklarheiten schaffen. Auf
diese gehen wir hier nicht ein.
Die Abneigung, mit der zahlreiche
exakte Forscher noch heute der ganzen
Frage gegenüberstehen, ist unberechtigt.
Wir kennen die Topographie der Mond-
oberfläche mit einer für diese Zwecke
mehr als hinreichenden Genauigkeit.
Wir haben auch begründete, wenngleich
naturgemäß hypothetische Vorstellungen
über die Art des Gesteinsmaterials, aus
welchem die Oberfläche besteht. Wir kön-
nen also nicht behaupten, daß uns irgend-
eine wichtige Beobachtungsgröße noch
fehlt, bis zu deren Beschaffung wir be-
rechtigt wären, die Frage zurückzustellen.
In der Vielzahl der Hypothesen zur
Entstehung der Mondkrater zeigt sich
aber eine Verwirrung der Ansichten, die
heute nicht mehr notwendig erscheint.
Die neuere Geophysik liefert uns näm-
lich Kriterien, welche zur unbedingten
Ablehnung der ersteren beiden Erklä-
rungsgruppen führen, und zwar durch
eine Betrachtung über das Verhältnis
der Massenkräfte zu den Molekularkräf-
ten. Im Laboratorium ist die Massen-
anziehung so gering, daß es der feinsten
Instrumente bedarf, um sie überhaupt
nachzuweisen. Hier überwiegen weit die
Molekularkräfte. Gehen wir aber zu den
Dimensionen der Weltkörper über, so
werden die Massenkräfte in ungeheurem
Maße vergrößert, während dieMolekular-
kräfte nicht wachsen können. Daher
überschattet im Kosmos die Gravitation
alle anderen Kräfte in solchem Maße,
daß die theoretische Astronomie fast nur
X)A. Wegener, Versuche zur Auf-
sturztheorie der Mondkrater, Abh. d. Leop.-
Carol. Deutsch. Ak. d. Naturf.,, 106, Nr. 2.
Halle 1920, S. 107 bis 117 mit 2 Tafeln.
mit ihr zu tun hat. Infolgedessen lassen
sich alle solche Experimente, die auf
Molekularkräften beruhen, nicht auf
kosmische Dimensionen übertragen.
Blasen können also auf dem Monde nicht
größer "werden als auf der Erde. Wollte
man die 50 km Durchmesser haltenden
Mondkrater als geplatzte Blasen an-
sprechen, so beginge man denselben
Gedankenfehler, als wenn man das
Schwimmen eines Ozeandampfers wie
das der kleinen Wasserkäfer und Wasser-
läufer auf die Oberflächenspannung zu-
rückführen wollte. Dies macht die An-
nahme der Blasenhypothesen unmöglich.
Aber auch die Gezeitenhypothese
muß vor diesem Kriterium fallen. Sie
setzt ja voraus, daß die äußerste Kruste
ihre Form starr behält, während das
darunter befindliche Magma Gezeiten
hat. Nun schwimmt aber, wie die
Isostasie der Erdrinde lehrt, die äußerste
Gesteinskruste auf dem Magma. Und
dieses Schwimmen geschieht auf Grund
von Massenkräften. Die Gezeitenhypo-
these macht die unmögliche Annahme,
daß diese Massenkräfte von den Mole-
kularkräften der erstarrten Rinde über-
wunden werden sollen. Ein Beispiel
zur Erläuterung: Wenn im Winter das
nördliche Eismeer mit einem noch so
starren Panzer von Meereis bedeckt ist,
so wäre es doch ausgeschlossen, die Ge-
zeiten des darunter liegenden Meeres-
wassers etwa in einem Loch in der Eis-
decke zu beobachten, denn die ganze Eis-
decke macht diese Bewegungen natürlich
vollkommen mit. So würde auch die Fe-
stigkeit der Mondrinde von den Massen-
kräften spielend überwunden werden1).
}) In gleicher Weise müssen wir die
Erklärung ablehnen, welche Hommel in
dieser Zeitschrift (1919 S. 97 bis 101, 134
bis 139, 147 bis 152) für einen großen Teil
der Mondkrater angegeben hat, verleitet
durch die von ihm reproduzierten Bilder
von napfartigen Verwitterungsformen auf
einer Schneedecke. Die Entstehung dieser
dem Glaziologen wohlbekannten Schnee-
formen ist zwar noch nicht restlos geklärt,
- 191 -
Von den übrig bleibenden Hypothe-
sen Nr. 3 und 4 ist die vulkanische die
äiteste und nächstliegende. Sie ist aber
aus drei Gründen unbefriedigend.
Erstens stimmt das Profil der Mond-
krater bei näherer Betrachtung zu wenig
mit dem der irdischen Vulkanprofile, wie
besonders aus E b e r t s Ausmessung
von 92 Mondkratern hervorgeht. Wäh-
rend irdische Vulkane fast stets Berge
sind, stellten die Mondkrater nur in
28 Fällen eine Erhöhung, in 64 dagegen
eine Vertiefung dar. Die Kratertiefe ist
bei irdischen Vulkanen nur ein Bruchteil
der äußeren Höhe des Kraterwalles, auf
dem Monde ist sie zwei- bis dreimal so
groß wie diese, so daß hier der Krater-
boden tief unter dem Niveau der Um-
gebung liegt. Der Zentralberg, der bei
irdischen Vulkanen meist ihren höchsten
Punkt darstellt, erreicht auf dem Monde
noch nicht einmal das Niveau der äuße-
ren Umgebung. Dazu kommt die Riesen-
ausdehnung der Mondkrater (rund das
doch scheint so viel sicher zu sein, daß es
sich um Unterschiede der Dichte des
Schnees mit teilweise schichtförmiger An-
ordnung handelt, welche auf den Gang
der Abschmelzung Einfluß hat. Jedenfalls
spielen hierbei die Molekularkräfte eine
Rolle, und es erscheint unmöglich, anzu-
nehmen, daß entsprechende Formen auch
in der Größe von 50 bis 100 km vorkommen
könnten — Im übrigen enthalten Hüm-
mels Darlegungen eine Verquickung ver-
schiedener Grundhypothesen, namentlich
der Gezeitenhypothese und der vulkanischen.
10 fache der irdischen) und ihr im
Vergleich dazu äußerst flacher Bau.
Das sind grundsätzliche Unterschiede,
die sich mit der Natur der uns bekannten
vulkanischen Kräfte und Erscheinungen
sehr schwer vereinigen lassen.
Zweitens widerspricht die Regel-
losigkeit, mit der die Mondkrater über-
einander gelagert sind, durchaus der
Annahme einer Entstehung von unten,
weil sich nirgends erkennen läßt, daß der
neue Ausbruch durch die vorgegebene
Modellierung der Oberfläche irgendwie
beeinflußt wäre. Die Verteilung der
jüngeren Krater über den älteren scheint
vielmehr rein nach dem Gesetz des Zu-
falles erfolgt zu sein.
Drittens — und dies ist wohl das
Entscheidende — läßt sich der von den
Anhängern der vulkanischen Hypo-
thesen, wie v. Wolf f, Franz u. a.,
künstlich gezogene Unterschied zwi-
schen Kratern und Mare-Ebenen auf
dem Monde nicht aufrecht erhalten.
Das Mare Crisium zeigt noch die volle
Umwallung, beim Mare Serenitatis
und Mare Imbrium sind noch große
Stücke ihrer Umwallung deutlich er-
halten, so daß wir hier auch den Über-
gang zu solchen Mare-Flächen haben, bei
denen die Umwallung ganz fehlt. Und
auch in der Größe bilden die Mare-
Flächen nur den Abschluß der ganzen
Folge, die bei der Sichtbarkeitsgrenze
(Durchmesser etwa 1 km) beginnt, und
deren Ende folgendermaßen lautet:
— 9° 161 km Durchm.
—25
174
4-36
183
—27
189
—52
192
— 3
192
—44
223
—58
248
— 6
254
+60
3001
+23
310
> Kratermeere
-68
310,
45 J-
-500)
700
► Mare
1(U)J
Ptolemäus A = — 2° ß =
Petavius -f59
Gauß +79
W. Humboldt +81
Schiller . -38
Riccioli — 76
Schickard —54
Clavius — 15
Grimaldi —67
Mare Humboldtianum ... +80
Otto Struve —75
Bailly • • . —70
Mare Crisium
Mare Serenitatis
Mare Imbrium
— 192 —
Wir stehen also zweifellos vor der
Notwendigkeit, für die Mondkrater eine
Erklärung zu finden, welche die ganz
oder teilweise umwallten Mare mit ein-
begreift. Die vulkanische Hypothese
ist aber hierzu nicht imstande, denn die
von E. S u e ß vorgeschlagene Erklä-
rung der Mare als Aufschmelzungen wird
ihrer Umwallung nicht gerecht.
Wie steht es nun mit der Aufsturz-
hypothese? Gerade diese, von fach-
männischer Seite bisher wohl am sel-
tensten vertretene Hypothese erweist
sich bei näherer Prüfung als die aus-
sichtsreichste. Unserem eingangs er-
wähnten geophysikalischen Kriterium
hält sie glänzend Stand, denn ein Auf-
sturzkrater entsteht durch Massenkräfte;
Laboratoriumsversuche dieser Art lassen
sich also ohne Schwierigkeit auf kosmi-
sche Dimensionen übertragen. Aller-
dings waren die bisherigen Versuche zur
Aufsturztheorie so unsystematisch, daß
sie kaum viel zur Klärung der Frage bei-
tragen konnten. Die Bedingungen für
das Entstehen und das Fortbleiben des
Zentralberges blieben unklar, ünd die er-
haltenen Krater zeigten Profile, deren
Zahlenverhältnisse — soweit sie über-
haupt ein Urteil hierüber zuließen —
von dem der Mondkrater recht abwei-
chend waren. Diese Mängel zu beheben,
war der Zweck meiner Versuche, die im
Winter 1918/19 im Physikalischen In-
stitut zu Marburg angestellt wurden.
Ihre wichtigsten Ergebnisse seien kurz
zusammengestellt.
Sowohl für die Grundmasse wie für
den aufstürzenden Körper wurde Ze-
mentpulver benutzt. Die Pulverform
empfiehlt sich aus Gründen der mecha-
nischen Ähnlichkeit, weil wir die hierbei
geringe Kohäsion schon mit mäßigen
Aufsturzgeschwindigkeiten überwinden,
während auf dem Monde die kosmischen
Aufsturzgeschwindigkeiten imstande
sind, auch die viel größere Kohäsion des
festen Gesteins zu überwinden.
- Abb. 1 und 2 auf Tafel X zeigt einen
der so erhaltenen Krater mitZentralberg.
Zum Werfen wurde meist ein halber Eß-
löffel voll Zementpulver benutzt, dessen
Inhalt durch einen kurzen Schwung auf
die vorbereitete Grundmasse herabge-
schleudert wurde. Die Krater ließen sich
ohne Formveränderung fixieren, indem
sie vorsichtig mit Wasser bestäubt und
am nächsten Tag, wenn ihre Oberfläche
erhärtet war, ganz mit Wasser durch-
tränkt wurden. Es gelang auch, die Be-
dingungen für das Entstehen des Zen-
tralberges zu ermitteln. Er entstand
stets und nur dann, wenn die Dicke der
Grundmasse kleiner als etwa x/8 des
Kraterdurchmessers war. Weil so dünne
Stücke in der Regel beim Erhärten zer-
brechen, wurde als Unterlage eine fest-
gedrückte Pulverschicht von mehreren
Zentimetern Dicke angebracht, die we-
gen ihrer Festigkeit an der Kraterbildung
nicht mehr teilnahm, und über sie eine
dünne lockere Schicht gestreut. Bei dem
in Abb. 1 und 2 abgebildeten Krater ist
die festgedrückte Unterlage etwa 3, die
lockere Schicht darüber etwa 1 cm dick.
Um den Bau des ganzen Kraters ge-
nauer kennen zu lernen, wurde einige
Male als aufstürzender Körper nicht
Zement, sondern Gipspulver verwendet
und zwischen der festgedrückten und der
lockeren Grundschicht eine dünne Zin-
noberschicht eingestreut. Einen so erhal-
tenen, nachträglich durchgeschnittenen
Krater zeigt Abb. 3. Der Gips bedeckt
als dünner, gleichmäßiger Überzug das
ganze Innere des Kraters, um in der
Kammhöhe des Ringwalles jäh abzu-
brechen. Außerhalb des Kraters lie-
gende, zur Hälfte aus Gips bestehende
Stücke zeigten, daß der Kraterwall beim
ersten Entstehen noch höher war und
daß sein oberster Teil nach außen fort-
geblasen wurde. In der tiefsten Zone des
Kraters ist die lockere Oberschicht des
Grundes ganz fortgeräumt, so daß hier
unmittelbar Gips auf Zinnober liegt.
Der Zentralberg besteht nicht etwa nur
aus der aufstürzenden Masse, sondern
der Gips bekleidet auch ihn nur ober-
flächlich, im Innern enthält er einen
(wie ein anderer Versuch nach Entfer-
nung der Gipsdecke zeigte) sehr glatten
Kegel aus dem Zement der lockeren
Oberschicht des Grundes.
In bezug auf gewisse Einzelheiten in
den Formen dieser Aufsturzkrater sowie
auf Versuche mit zäh'llüssigem Zement-
brei und solche zur Erklärung der Strah-
lensysteme als Staubstrahlen beim Auf-
sturz muß auf die Originalabhandlung
verwiesen werden.
Bei 18 Staubkratern wurden die Pro-
file ausgemessen und ergaben folgende
Dimensionen (in mm):
noch erheblich unter dem Niveau der
äußeren Umgebung (im Mittel um
3 mm), wie es nach E b e r t auch bei den
Mondkratern der Fall ist.
Nur die Kratertiefe ist im Verhältnis
zum Durchmesser bei uns noch immer
etwas zu groß. Nach E b e r t ist dies
Verhältnis auf dem Monde am häufig-
sten 1 : 17, die Einzelwerte schwanken
zwischen 1 : 7 und 1 : 70, während
unsere Versuche im Mittel 1 : 6 und erst
beim flachsten Krater 1 : 10 geben. In-
dessen können hieraus doch keine Be-
denken abgeleitet werden; ich habe
E b e r t s Zahlen erst nach Abschluß
meiner Versuche kennen gelernt und bin
Durch-
Äußere
Innere
Höhe des
messer
Wallhöhe
Kratertiefe
Zentralberges
Kleinster Krater
41
4.5
7.5
4.0
122
9.0
18.5
5.5
Mondähnlichster Krater . . .
98
6.0
9.5
4.0
Mittel aus 18 Kratern . . . |
67
4.0
10.8
3.8
Die innere Tiefe ist also bei unseren
10 8
Kratern im Mittel
4.0
= 2.7 mal
so groß wie die äußere Wallhöhe. Auf
dem Monde beträgt dies Verhältnis nach
E b e r t , wie erwähnt, 2 — 3, während
es bei irdischen Vulkanen ein sehr
kleiner Bruch ist.
Aus dem mittleren Profil der Auf-
sturzkrater, welches in Abb. 4 darge-
infolgedessen gar nicht darauf ausge-
gangen, ' noch flachere Krater zu er-
halten. Wahrscheinlich ist dies ohne
weiteres möglich, wenn man die lockere
Schicht der Grundmasse noch dünner
anlegt und den Wurf mit größerer Kraft
führt.
Die vorliegenden Versuche geben
also das ' natürliche Profil der Mond-
krater in einer Treue wieder, wie es
30mr
Abb. 4. Mittleres Profil eines Absturzkraters.
stellt ist, erhellt ohne weiteres, daß das
Ganze eine Vertiefung, nicht eine Er-
höhung gegenüber dem Niveau der
äußeren Umgebung darstellt. Auch
hierin besteht also Übereinstimmung
mit dem Monde.
Der Gipfel des Zentralberges liegt bei
unseren Versuchen in fast allen Fällen
keine der anderen Hypothesen auch nur
entfernt Zu leisten vermag. Hierdurch
werden diese Versuche zu einem starken
Argument für die Richtigkeit der Auf-
sturzhypothesen.
Bekanntlich stehen der Annahme
dieser Aufsturzhypothesen gewisse Be-
denken im Wege, die sich nicht aus den
— 194 —
Formen der Mondoberfläche herleiten,
sondern aus der Erwägung, daß die viel
größere Erde doch erst recht die Spuren
eines solchen kosmischen Bombarde-
ments zeigen müßte. Und dies ist nicht
der Fall, denn der Meteoritenkrater in
Arizona, so schlagend er die Möglichkeit
der Entstehung großer Krater auf die-
sem Wege zu beweisen scheint, ist doch
nur ein vereinzelter Fall, und würde es
selbst dann bleiben, wenn sich manche
bisher als vulkanisch bezeichnete Krater
an anderen Orten bei näherer Unter-
suchung noch als Aufsturzkrater heraus-
stellen sollten. Man könnte freilich
diese Bedenken vorläufig beiseite schie-
ben und die darin steckende Frage nach
der Natur der aufstürzenden Körper
als verfrüht bezeichnen. Denn wenn sich
aus den Maßverhältnissen der Mondkra-
ter und den sonstigen Erscheinungen der
Mondoberfläche einwandfrei schließen
läßt • — und dies ist m. E. der Fall ■ — daß
es sich hier um Aufsturzkrater handelt,
so haben wir offenbar diese Hypothesen
anzunehmen, gleichgültig, ob wir uns
schon jetzt brauchbare Vorstellungen
über die Natur der aufgestürzten Körper
machen können oder nicht.
Indessen sind die genannten Beden-
ken so wenig stichhaltig, daß wir ohne
Mühe dies psychologische Hindernis für
die Annahme der Aufsturzhypothese
aus dem Wege räumen können.
Wir wissen sehr wenig von der Vor-
geschichte unseres Mondes. G. H.
Darwins Vorstellung, nach der er
sich wie ein großer Tropfen von der
rotierenden Erde abgelöst haben soll,
wird heute wohl nur von wenigen unter
den engeren Fachleuten für richtig ge-
halten. Manche Astronomen nehmen an,
daß er ebenso wie die meisten anderen
Monde unseres Systems eingefangen
ist. Wenn dies zutrifft, können wir
natürlich nicht erwarten, daß die Erde
die gleichen Erlebnisse gehabt hat wie
er. Wieder andere nehmen an, daß die
Mondmasse früher in Ringform die Erde
umgeben und später sich erst zu einem
einzigen Körper vereinigt habe. Und
gerade dieser Sammlungsvorgang soll
es sein, dessen Abklingen die uns sicht-
baren Spuren auf der Mondoberfläche
hinterlassen hat. Das Aussehen des
Mondes legt diesen Gedankengang be-
sonders nahe, sowohl wegen der An-
ordnung der größten Aufsturzstellen, der
Mare, in einem vom Äquator nicht allzu
weit abweichenden Großkreis, als auch
deswegen, weil die vielerorts erkenn-
baren Schmelzvorgänge offenbar gleich-
altrig mit den älteren Kratern sind,
während die frischesten, jüngsten Krater
keine Schmelzungen, sondern Strahlen-
systeme, also Zerstäubungen, zeigen.
Der Mond hat hiernach während der
Bildungszeit der heute sichtbaren Kra-
ter eine starke Abkühlung erfahren.
Nichts liegt näher, als anzunehmen, daß
die hohe anfängliche Temperatur durch
den Zusammensturz der Massen selbst
erzeugt wurde und bereits während des
Abklingens dieses Prozesses wieder durch
Ausstrahlung verloren ging. Nehmen
wir nun selbst an, daß die Erde genau
den gleichen Bildungsgang durchge-
macht hätte ■ — was höchst fraglich ist
■ — , so wäre doch beim Zusammensturz
so viel größerer Massen zweifellos eine
viel höhere Temperatur entwickelt wor-
den, und der größere Weltkörper hätte
sie länger bewahren müssen, so daß hier
auch das Abklingen des Sammlungs-
prozesses noch in die glutflüssige Phase
fiel und keine Spuren hinterließ. Auch
bei völliger Gleichheit der Vorgänge
würden wir also nicht die Forderung
stellen dürfen, daß auf der Erde auch
die gleichen Spuren wie auf dem Monde
sichtbar sein müßten. — Alles dies sind
Spekulationen von heute sehr be-
dingtem Wert. Aber sie vermögen wohl
soviel zu zeigen, daß die fast völlige Ab-
wesenheit von Aufsturzkratern auf der
Erde kein Hinderungsgrund für die An-
nahme der Aufsturzhypothese der
Mondkrater sein kann.
— 195 —
Die fundamentalen Sternkataloge.
Von Dr. I. Hopmann, Bonn.
Die Grundlagen unserer Generalstabs-
karten, Meßtischblätter, Kataster-
aufnahmen usw. sind bekanntlich eng-
maschige Dreiecksnetze, bei denen in
etwa 2 bis 3 km Abstand Punkte durch
Winkelmessung festgelegt werden. Diese
trigonometrischen Punkte bilden das
Gerippe der Karten, in das durch ört-
liche Kleinarbeit das Gelände einge-
tragen wird. Bei der Berechnung der
T. P. hat es sich als unbedingt nötig er-
wiesen, Netze verschiedener Ordnung
einzuführen, d. h. die Grundlage des
Ganzen geben Dreiecke erster Ordnung
von 30 bis 100 km Seitenlänge, in diese
werden die Dreiecke zweiter Ordnung
(10 bis 15 km) eingeschaltet, in diese
wiederum die dritter Ordnung usw. Die
Lage der Punkte zweiter Ordnung hängt
ab von der als richtig angenommenen
der Punkte erster Ordnung.
In gleicher Weise geht die Astro-
nomie bei genauen Ortsbestimmungen
von Gestirnen vor, wie dies nachfolgende
Beispiele zeigen mögen. — So mißt man
bei einer Kometenbeobachtung den
Rektaszensions- und Deklinationsunter-
schied zwischen seiner augenblicklichen
Stellung und der eines benachbarten
Fixsterns, dessen Ort einem der zahl-
reichen Zonenkataloge entnommen wird.
Diese sind hergestellt auf Grund von
Meridiankreisbeobachtungen, bei denen
wieder zur Ableitung der Instrumentar-
und sonstigen Reduktionskonstanten
die Örter besonders sicher festgelegter
Sterne — der Fundamentalsterne —
dienen. Ein zweites Beispiel ist die Aus-
messung der Sternhaufen, die seit 1914
besonders in Bonn betrieben wird. Die
photographischen Aufnahmen dieser in-
teressanten Objekte werden unter dem
Mikroskop ausgemessen, und die Lage
der einzelnen Sterne zueinander so in
geeignetem Maße bestimmt. Zur Fest-
stellung von Nullpunkt, Maßstab und
Orientierung der Plattenkoordinaten
zum Himmel müssen theoretisch die.
Rektaszensionen und Deklinationen
zweier Sterne (Anhaltsterne) auf der
Platte bekannt sein. Zur Erhöhung der
Sicherheit nimmt man aber in der Praxis
meist 7 bis 10 Anhaltsterne. — Für die
etwa 30 Sternhaufen unseres Bonner
Arbeitsprogramms geschahen die hierzu
erforderlichen Meridiankreisbeobachtun-
gen im vergangenen Jahre, wobei die
Anhaltsterne eines jeden Haufens an
vier benachbarte Fundamentalsterne an-
geschlossen wurden. Die letztgenannten
Sterne, die trigonometrischen Punkte
erster Ordnung am Himmel, sind in den
verschiedenen Fundamentalkatalogen
enthalten. Wie die Örter dieser Sterne
aus sogenannten absoluten Beobach-
tungen ermittelt werden, kann wegen
der hier notwendigen Kürze nicht länger
dargestellt werden. Es seien hier nur
die beobachtungstechnischen Schwierig-
keiten und anschließend die Geschichte
dieser Kataloge besprochen.
Die heutige Praxis der Meridian-
kreisbeobachtungen hat gezeigt, daß
man etwa 500 bis 1000 gleichmäßig über
den Himmel verteilte Fundamental-
sterne nötig hat. Die älteren Astro-
nomen — bis etwa 1880 — mußten sich
vielfach mit weniger begnügen. — Da
zur Bearbeitung der Beobachtungen die
Eigenbewegungen der Sterne sehr genau
bekannt sein müssen, kommen als Fun-
damentalsterne nur solche in Frage, von
denen zahlreiche und gute Beobach-
tungen aus früheren Jahrzehnten vor-
liegen. Die Fundamentalkataloge ent-
halten daher nur helle, zum größten
Teil mit freiem Auge sichtbare Sterne.
Ungeeignet als Fundamentalsterne sTnd
die Veränderlichen, da sich gezeigt hat,
daß hierbei psychologische Fehler auf-
treten: helle und schwache Sterne wer-
den beim' Beobachten verschieden auf-
— 196
gefaßt (Helligkeitsgleichung). Ebenso
sind die Doppelsterne wegen der Schwie-
rigkeit der Beobachtung und ihrer
meist noch nicht sicher bekannten Be-
wegung ungeeignet. —
Die Deklinationen werden
bei absoluten Beobachtungen im allge-
meinen festgelegt durch Messung der
Kulminationshöhe des Sterns. Hierbei
rühren die Unsicherheiten fast alle von
der Strahlenbrechung in der Atmo-
sphäre her. Man kennt eben zum Teil
nicht genügend genau die Refraktions-
konstante und die Anomalien, die aus
der Unkenntnis der Temperaturvertei-
lung in den oberen Schienten der Luft
und in nächster Nähe des Beobachtungs-
instrumentes (Saalrefraktion) herrühren.
— Es ist also kein Wunder, daß die
Deklinationen in dert verschiedenen fun-
damentalen Beobachtungsreihen von-
einander abweichen.
Nullpunkt derR ektäszensions-
zählung ist bekanntlich der Frühlings-
tagundnachtgleichenpunkt. Er wird
festgelegt durch Beobachtung der Sonne
im Frühjahr oder Herbst und einiger
benachbarter Fixsterne. Sterne erster
und zweiter Größe müssen hierzu kurz
vor und nach Mittag beobachtet werden.
Die übrigen Fundamentalsterne werden
an diese angeschlossen. Unsicherheiten
in den Rektaszensionen entstehen nun
durch Auffassungsverschiedenheiten von
Sonnen- und Sternbild im Fernrohr, das
verschiedene Aussehen der Sternbilder
bei Tages- und Nachtbeobachtung und
besonders durch die Wärmeeinflüsse der
Sonnenstrahlung auf das Instrument. —
Die absoluten Beobachtungen ergeben
nun einen Katalog der Fundamental-
sternörter, der nur für die jeweilige Be-
obachtungsepoche gilt; denn durch die
Eigenbewegung werden die Fixstern-
örter so stark geändert, daß schon nach
wenigen Jahren die Positionen nicht
mehr brauchbar sind. Diese Eigenbe-
wegungen werden ermittelt durch den
Vergleich der heute beobachteten Örter
mit denen vergangener Jahrzehnte. Bei
vielen Fundamentalsternen sind aber
die Eigenbewegungen noch nicht ge-
nügend bekannt; infolgedessen kanu
eine heute noch brauchbare Position
nach einigen Jahrzehnten zu ungenau
sein. — Zum Beispiel hat der Stern
Boss 306 für 1857 in Deklination einen
wahrscheinlichen Fehler von ± 015",
1930 dagegen beträgt dieser schon
±0*51". Während die erste Ortsbe-
stimmung als recht gut bezeichnet
werden kann, macht späterhin der wahr-
scheinliche Fehler ihn unbrauchbar als
Fundamentalstern. Die Astronomie ist
also dauernd genötigt, ,die Ortsbestim-
mung der Fundamentalsterne zu wieder-
holen und entsprechende Kataloge her-
auszugeben.
Die ersten noch heute durch ihre
Genauigkeit verwendbaren Ortsbestim-
mungen stammen von dem berühmten
Leiter der Greenwicher Sternwarte Ja-
mes B r a d 1 e y (1730—1762); sie wur-
den aber erst 1818 von Unserem großen
Klassiker B e s s e 1 bearbeitet. Einen
eigentlichen Fundamentalkatalog gab
zuerst B r a d 1 e y s Nachfolger M a s -
kelyne (1802) heraus, auf Grund
eigens hierfür angestellter Beobach-
tungen von Sonne und 36 Fixsternen.
Es folgten dann die beiden B e ss e 1 -
sehen Fundamentalkataloge (1815 und
25) nach Königsberger Beobachtungen,
wobei die Eigenbewegungen durch Ver-
gleich mitBradley abgeleitet wurden.
Die nächsten Jahrzehnte brachten eine
große Reihe absoluter Ortsbestimmun-
gen (A i r y in Greenwich, S t r u v e in
Pulkowa, Argelander in Abo).
Diese wurden um 1860 von W o 1 f e r s
zu einem Kataloge zusammengezogen
und die Zahl der Fundamentalsterne auf
45 erhöht.
Bevor auf die neueren Kataloge ein-
gegangen wird, muß erst einiges über die
Zonenkataloge gesagt werden, die die
örter der ungeheuer zahlreichen schwa-
chen Sterne enthalten. Die Arbeiten
— 197 —
B r a d 1 e y s hatten, abgesehen von den
Fundamentalsternen, die Örter der Fix-
sterne bis etwa zur sechsten Größe ge-
bracht. Dem Bedürfnis der folgenden
Jahrzehnte (bis etwa 1840) entsprechend
suchten eine Reihe Astronomen die
Örter möglichst vieler Fixsterne zu ge-
winnen, teils zur Inventarisierung der-
selben, besonders aber um die nötiger
Anschlußsterne für Kometen- und Pla-
netenbeobachtungen zu gewinnen. Ge-
nannt seien hier die großen Zonenkata-
loge von L a 1 a.n d e (47 000 Sterne),
B e s s e 1 (62 000), A r g e 1 a n d e r
(44 000). Am Meridiankreis wurde in
schmalen Streifen der Himmel durch-
mustert und möglichst jeder Stern genau
beobachtet. Immerhin konnten aber
auf diesem Wege nicht alle Sterne —
besonders in der Milchstraßengegend —
erfaßt werden. Dem Organisations-
talent Argelanders gelang es dann
in den 50 er Jahren — nachdem eine
Kooperation mehrerer Sternwarten nicht
den gewünschten Erfolg hatte — eine
völlige Aufnahme des nördlichen Him-
mels durchzuführen, d. h. die Örter aller
Fixsterne bis zur neunten Größe ein-
schließlich, genähert, aber zur Iden-
tifizierung genügend genau festzulegen.
Dieses große Werk, die Bonirer
Durchmusterung, enthält 314 000
Sterne und ist bis auf den heutigen Tag
für die gesamte praktische Astronomie
grundlegend geblieben. Unter Arge-
landers Führung wurde dann 1867
die Internationale Astronomische Ge
Seilschaft" gegründet. Seiner Anregung
entsprechend verteilte sie die verschie-
denen Deklinationszonen an einzelne
Sternwarten, und diese legten durch
Meridiankreisbeobachtungen die örter
aller B. 'D.-Sterne bis zur Größe 9.0
genau fest. Zur Bearbeitung dieser
Beobachtungen waren nach dem ein-
gangs Gesagten zahlreiche Fundamental-
sterne nötig. Ein neuer Fundamental-
katalog mußte erst aufgestellt werden.
Diesen lieferte Auwers (1876). Die
zugehörigen neuen absoluten Beobach-
tungen geschahen auf der großen russi-
schen Sternwarte in Pulkowa. Sein
Katalog enthielt 539 Sterne. Die Eigen-
bewegungen sind auch hier wieder der
schwache Punkt; sie sind nur durch
Vergleich mit B r a d 1 e y abgeleitet
worden. Die- alten Beoabchtungsreihen
zeigen naturgemäß stärkere systemati-
sche und zufällige Fehler, die in die
Werte der Eigenbewegung hineingehen.
Fehler von B r a d 1 e y mußten mit der
Zeit die Örter des A u w e r s sehen
Katalogs trotz der guten Pulkowaer Be-
obachtungen unsicher machen. Um sie
weiterhin zu sichern, wurden deshalb in
den 90 er Jahren in Paris, Greenwich
und vor allen Dingen in Berlin besondere
Beobachtungsreihen angestellt. Die oben
erwähnte große Katalogisierungsarbeit
verlangte die rasche Herstellung
eines Fundamentalkatalogs, wodurch
das Verfahren A u w e r s (Ableitung der
Eigenbewegung einzig durch Vergleich
mit B r a d 1 e y) begründet ist. Von
anderer Seite, geschah inzwischen eine
mehr oder weniger einheitliche Bear-
beitung der vorliegenden absoluten Be-
obachtungen. Je nachdem die Bear-
beiter dabei den" einzelnen Katalogen
verschiedenen Wert zulegten, mußten
sie zu etwas abweichenden Ergebnissen
kommen. (Der von A u w e r s stets für
sehr wichtig erachtete; B r a d 1 e y
wurde z. B. von Boß mit sehr geringem
Gewicht in Rechnung gestellt.) So ent-
stand 1902 der Fundamentalkatalog von
N e w c o m b mit rund 1600 Sternen.
Er ist aus nicht näher hier zu erörtern-
den Gründen recht hastig bearbeitet
worden, weshalb, wie sich nachträglich
herausgestellt hat, die einzelnen Stern-
örter oft erheblicher Verbesserungen be-
dürfen. 1903 gab Boß einen Funda-
mentalkatalog von 627 Sternen heraus
auf Grund sehr eingehender Diskussion
des vorliegenden Materials; 1907 Au-
wers die endgültige Ausfeilung seines
Katalogs unter dem Namen „Neuer
— 198 —
Fundamentalkatalog" (920
Sterne). Dieser kann auch heute noch
als das beste der vorhandenen Systeme
angesehen werden. 1910 erschien ein
zweiter Katalog von B o ß der „P r a e -
liminary Generalcatalog"
(6188 Sterne), dessen umfangreiches Ma-
terial zu vielen weiteren Untersuchun-
gen, Bewegung der Sonne durch das
Weltall, die verschiedenen Sternströme
usw. Anlaß gegeben hat.
Wie das oben angeführte Beispiel
zeigte, sind trotz aller exakten Bear-
beitung viele der Boß sehen Funda-
mentalsterne nicht mehr besonders
sicher. Verschiedene Sternwarten be-
mühen sich daher augenblicklich erneut,
durch absolute Ortsbestimmungen die
Katalogpositionen zu verbessern. Neben
Greenwich, der Kap- und amerikani-
schen Sternwarten sind es vor allen
Dingen Berlin und Kiel. (Auf die Pul-
kowaer Sternwarte, die fast ein Jahr-
hundert lang führend auf diesem Ge-
biete war, können wir z. Zt. nicht
rechnen). In allen Fragen der Bestim-
mung astronomischer fundamentaler
Konstanten und Örter war seither die
deutsche Schule führend; hoffentlich
kann sie es auch weiterhin trotz der
Konkurrenz Amerikas bleiben.
[1226
Doppelmaiers
Von stud. astr. W
(Hierzu
Auf dem Mond, dem ,, Kirchhof der
Astronomen", führt ein am Südost-
rande des Mare Humorum liegendes
Ringgebirge den Namen Doppel-
m a i e r. Wenn wir die Werke jenes
Astronomen betrachten, so können wir
verstehen, daß er diese Auszeichnung
wohl verdient. Doppelmaiers
Vatersiadt ist Nürnberg, wo er 1671
geboren wurde und auch (seit 1704)
Professor der Mathematik am Ägidien-
Gymnasium war. Er starb am 1. De-
zember 1750. Unter seinen astronomi-
schen Werken2), die über die totale
Sonnenfinsternis von 1706, über Sonnen-
uhren u. a. handeln, findet sich an
letzter Stelle sein im 71. Lebensjahre
herausgebrachter ,, Himmelsatlas, in wel-
chem die sichtbare Welt und die be-
merkenswerten Erscheinungen aller Ge-
stirne in dieser bezüglich ihrer Helligkeit,
Form, Aussehen, Bewegung, Verfinste-
rungen, Bedeckungen, Vorübergänge,
x) J. G. Doppelmaiers „Atlas
coelestis" von 1742.
2) Näheres siehe Mädler, Geschichte
der Himmelskunde. Bd. I.
Himmelsatlas.1)
r. Malsch, Karlsruhe.
Tafel XI.)
Größe, Entfernungen usw. nach den
Hypothesen des Nie. Coppernicus
und teilweise des Tycho de Brahe
dargestellt sind, besonders nach dem An-
blick von der Erde aus, aber auch wie
sich derselbe nach den Ergebnissen der
Forschung von den andern Planeten und
vom Mond aus darbieten würde, haupt-
sächlich nach den Beobachtungen der
berühmtesten Astronomen mit Abbil-
dungen beschrieben von Joh. Gabriel
Doppelmaier, Mitglied der Kai-
serl. Leopold. - Carol. - Akademie und
der Petersburger Akademie, ebenso der
Kgl. wissenschaftlichen Gesellschaften
in England und Preußen, nicht zuletzt
Professor der Mathematik zu Nürnberg".
So lautet der langatmige lateinische
Titel in der Übersetzung. In den Besitz
eines sehr wohlerhaltenen Exemplares
dieses Werkes gekommen, sei es mir er-
laubt, hier einiges darüber zu berichten.
Das Werk ist, dem Geschmack seiner
Entstehüngszeit entsprechend, mit schö-
nen, künstlerisch ausgeführten Kupfer-
stichen verziert. Dem Titelbild folgt das
oben in Übersetzung wiedergegebene
— 199 —
Titelblatt und ein Inhaltsverzeichnis der
30 Tafeln. Diese Tafeln sind alle mit der
Hand koloriert und, wie schon erwähnt,
zum großen Teil durch hübsche Rand-
kupfer ausgeschmückt. Die erste Tafel
führt uns die verschiedenen sphärischen
Koordinatensysteme und den Gebrauch
der Armillarsphären und des Himmels-
und Erdglobus vor. Die folgende Tafel1)
stellt „Das Sonnensystem nach der cop-
pernicanischen Hypothese nach den
überaus anschaulichen Ableitungen des
berühmten Huyghen..." dar. Bei
jedem Planeten steht seine Umlaufs-
zeit, Angaben über Sichtbarkeit der
anderen Planeten und der Sonne von
dem betreffenden Planeten aus usw.
In den Ecken des Blattes finden sich,
unterbrochen von Gruppen von Putten,
die astronomische Geräte handhaben,
die Größenverhältnisse der Planeten zur
Sonne und eine Darstellung der z. B. für
Nürnberg totalen Sonnenfinsternis vom
17. Mai 1706: oben die Sonne, umgeben
von den sichtbar gewordenen Planeten
Venus, Saturn und Jupiter, dann der
Mond, den eine Atmosphäre umgibt
(wohl zur Erklärung der Sonnenkorona)
und unten eine Erdkarte. In einer
andern Ecke steht die Bemerkung, daß
man annehmen müsse, nicht nur die
Sonne, sondern auch alle andern Fix-
sterne hätten ein Gefolge von Planeten
um sich, was auch noch durch eine Ab-
bildung veranschaulicht ist. Tafel 3
stellt andere Weltsysteme dar, zunächst
das tychonische, daneben das sog. ägyp-
tische und dasjenige von Ricci o Ii.
Auch dieses Blatt ist mit köstlichen
Kupferstichen verziert: um den auf
seinem Wagen fahrenden Helios tanzen
die personifizierten Planeten.
Auf dem nächsten Blatt werden die
Hypothesen der Planetenbewcgungen
nach Coppernicus, Kepler,
SethWard (Prof. der Astronomie zu
x) Abgebildet in L i 1 1 r o w s Wunder
des Himmels, Bearbeitung von Prof. G U t h -
nick, Herlet-Verlag Berlin, S. 136 undl37.
Oxford, älterer Zeitgenosse New-
tons), Ismael B u 1 1 i a 1 d und Nico-
laus Mercator erläutert. Die
fünfte Tafel ist ein hochinteressantes
Stück. In der Mitte wird die Entstehung
der Jahreszeiten, der Planetenphasen
und der verschiedenen Erscheinungen
am Saturnring beim Umlauf um die
Sonne gezeigt. Das Interessanteste aber
sind die Abbildungen von Planetenober-
flächen an den Ecken des Blattes: Venus,
Mars, Jupiter und Saturn. Speziell die
Bilder von Jupiter (die besten Zeich-
nungen stammen von Cassini) stellen
den Beobachtern der damaligen Zeit ein
ehrendes Zeugnis aus. Das sechste Blatt
stellt die Entstehung der Jahreszeiten
für die Erde im besonderen und am Rand
noch die Weltsysteme von P t o 1 e -
mäus, Plutarch, Piaton, Wil-
liam Gilbert (Londoner Arzt, ca.
1600) u. a. dar. Eine allegorische Ab-
bildung versinnbildlicht hierbei die
Jahreszeiten der Erde. Die folgenden
vier Tafeln sind den Planetenbewegun-
gen und den in dieses Gebiet fallenden
Dingen, wie Planetenvorübergänge vor
der Sonne, Schleifen der scheinbaren
Bahnen usw., gewidmet. Die Planeten-
bewegungen werden sowohl nach Cop-
pernicus wie nach T y c h o s Sy-
stem erklärt. Alle Blätter sind wieder
mit hübschen Kupfern geschmückt; be-
sonders originell ist ein Bild auf der
Tafel über die Bewegung der inneren
Planeten: Venus und Merkur sitzen auf
Schaukeln und werden vom Sonnen-
gotte in Bewegung gesetzt. Die 1 1. Tafel
bringt zwei Mondkarten nach den Be-
obachtungen von R i c c i o 1 i und
H e v e 1. R i c c i o 1 i's Karte ist stel-
lenweise recht verzeichnet, wogegen die
H e v e 1 sehe gut den wahren Anblick
wiedergibt. Auch die folgende Tafel be-
schäftigt sich noch mit dem Monde:
Einige Mondlandschaften (Hipparch,
die Alpen mit ihrem Tal und Plato1)
x) Letztere abgebildet in K r it z i n g e r's
Errungenschaften der Astronomie", S. 181.
200 —
sind recht gut dargestellt, sodann finden
sich Zeichnungen, welche die Mond-
bewegung erklären und zwei Abbildun-
gen einer Bedeckung von Venus und
eines Fixsternes durch den Mond nach
Beobachtungen in Marseille und Paris,
wobei jeweils der bedeckte Stern „infolge
der Strahlenbrechung in der Mond-
atmosphäre noch hinter dem Mondrand
sichtbar" geblieben sei, was natürlich
unrichtig ist und wohl von den unge-
nügend scharf definierenden Fernrohren
jener Zeit herrührt. Blatt 13 beschäftigt
sich mit Finsternissen und Planetenvor-
übergängen; interessant sind vor allem
einige Sonnenfleckenzeichnungen und
eine Karte derjenigen Gebiete, welche
die totale Sonnenfinsternis von 1706 be-
obachten konnten. Die nächste Tafel
gibt Darstellungen der Trabantensy-
steme Jupiters und Saturns und be-
merkenswerte Stellungen der Monde
(von Jupiter sind vier, von Saturn fünf
Begleiter bekannt); auch fehlt in diesem
Zusammenhange natürlich nicht eine
Skizze und Erklärung ,,Über die zeitliche
Bewegung des Lichts nach der Hypo-
these von Ole R ö m e r". Tafel 15
zeigt uns die Ost- und Westhälfte der
Erde; die Karten sind in stereographi-
scher Äquatörealprojektion ausgeführt.
Manches ist natürlich stark verzeichnet
und unrichtig, so ist z. B. Vorderindien
viel zu klein, Australien, von dem nur
die Westküste bekannt ist, hängt mit
Neu-Guinea zusammen usw. Dabei sind
Angaben über Länge (nach Ferro) und
Breite von etwa 150 Städten der Erde
gemacht und es wird gesagt, auf welche
Weise dies der betreffende Beobachter
bestimmt hat. So hat z. B. Leipzig die
Polhöhe 51 ° 20' 0" und liegt in 33°30' 0"
östl. Länge nach R i v i n u s , welche
Länge dieser aus einer Sonnen- und
einer Mondfinsternis ableitete. (Zum
Vergleich die heute geltenden Werte:
<p = 51° 20' 6", 14° 23' 55,5" östl.
Greenwich). Hiermit schließt die Astro-
nomie des Sonnensystems und es folgt
auf den weiteren Tafeln die Stellarastro-
nomie.
Die Tafeln 16 bis 25 bringen Stern-
karten: zuerst die Umgebung des nörd-
lichen und südlichen Poles und ebenso
der beiden Ekliptikpole bis jeweils 90°
Poldistanz, sodann Äquatorealkarten,
die ein Gebiet von 90° in Breite und
Länge umfassen. Dabei sind an den
Rändern der Tafeln Angaben über die
Ortsänderung der Sterne infolge der
Präzession gemacht, sodann über die
Anzahl der Sterne in den Sternbildern
und über ihre Helligkeit, weiter genaue
Sternverzeichnisse, die für das Äqui-
noktium 1730 gelten. — Es ist wohl
überflüssig zu bemerken, daß die Stern-
bilder nach altem Brauch wirklich als
Bilder phantastisch ausgeführt sind.
Interessant an den Karten ist noch, daß
die Nova Cassiopeiae von 1572 einge-
zeichnet ist und daß auch Mira Ceti
als „nova in collo ceti" mit 2. Größe
aufgeführt ist. Auch hier sind wieder
einige Tafeln an den Ecken mit Kupfer-
stichen geschmückt, welche die Stern-
warten T y c h o s (,, Uranienburg");
H e v e 1 s in Danzig, weiter die Obser-
vatorien in Paris, Nürnberg, Greenwich,
Cassel, Kopenhagen und Berlin dar-
stellen (Tafel XI). In den Karten sind
außerdem noch eine Reihe von schein-
baren Kometenbahnen eingetragen.
Die 26. Tafel g'bt eine „Theorie der
Kometen, worin die hauptsächlichsten
Erscheinungen derselben aus den Beob-
achtungen neuerer Astronomen nach
den Hypothesen des beiühmten New-
ton..... geometrisch abgeleitet wer-
den . . . .". Die Darstellungen beziehen
sich speziell auf den Kometen von 1680.
Dabei werden auch die Anschauungen
Keplers (geradlinige Bahnen) ,
H e v e 1 s (spiralförmige Bahnen), P e -
t i t s (Zeitgenosse Cassinis, Kreis-
bahnen außerhalb der Saturnbahn) und
Cassinis (exzentrische Bahnen um
die Erde) erläutert. Auf der Mitte der
Tafel endlich ist H a 1 1 e y s Ansicht
!
— 201 —
einer parabolischen Bewegung veran-
schaulicht. Auf demselben Blatte finden
wir auch zwei Abbildungen des Orion-
nebels, „der wunderbaren Erscheinungen
im Orion", von H u y g h e n (1656) und
Picard (1673). Die zwei folgenden
Tafeln geben einen Überblick über ca.
40 scheinbare Kometenbahnen am nörd-
lichen und südlichen Himmel. Auf
Tafel 27 finden sich auch vier Abbil-
dungen des Zodiakallichtes mit folgender
Bemerkung: ',,Über das Zodiakallicht,
das, linsenförmig, zweifelsohne von der
Sonnenatmosphäre herrührt, hat zuerst
der Engländer Children bis zum
Jahre 1659 beobachtet, dann haben von
1683 ab J. D. Cassini, R. Hock,
, G. Kirch, G. B. Eimmart,
H. Mairamus Und andere . . . sorg-
fältiger beobachtet, daß es seine
Lage längs des Zodiakus hat — daher
sein Name — und mit demselben gegen
unsere Sphäre geneigt ist und nach der
Abend- und vor der Morgendämmerung
zuweilen in die Augen fällt . . . .". Auf
Tafel 28 steht eine Zusammenstellung
von acht ,, Neuen Sternen, die den . . .
Beobachtern seit den Zeiten T y c h o s
erschienen sind". Es sind dies : die Nova
Cassiopeiae, entdeckt 1572 von T y c h o ;
Mira Ceti, Entdeckung (des Licht-
wechsels) von D. Fabricius 1596;
Nova Cygni 1600, Entdecker J a n s o n ;
Nova Serpentarii, Kepler 1604;
Neuer Stern ,,im Gürtel der Andro-
meda"1), Marius 1612; Neuer Stern
im Kopf des Schwans, Hevel 1670;
*) Steht weder im Verzeichnis der neuen
noch der veränderlichen Sterne in Schei-
ners Astrophysik; der Stern steht nahe
ß Andromedae.
Nova im Hals des Schwans1), K i r ch
1686; Neuer Stern im Schwanz der
Hydra2), Maral di 1704. Die zwei
letzten Tafeln endlich enthalten eine
„Vergleichende Astronomie". Zur Dar-
stellung gelangen das Wechselspiel der
Mond- und Erdphasen, die scheinbare
Größe der Erde vom Mond aus, die-
jenige der Sonne von den einzelnen
Planeten aus usw. Bei den Kupfer-
stichen, welche die Tafeln umgeben,
findet sich auf dem letzten Blatte etwas
bemerkenswertes: während auf den
andern Tafeln die von den Putten ge-
handhabten Fernrohre Refraktoren sind,
ist hier ein Spiegelteleskop Newton-
scher Konstruktion mit einem Sucher-
fernrohr abgebildet.
Wenn dieser alte Atlas für den prak-
tisch tätigen Astronomen von heute
auch nur noch historischen Wert besitzt,
so gibt er dennoch ein gutes Bild des
Standes der damaligen Himmelskunde,
wo das coppernicani sehe Welt-
system noch nicht gänzlich den Sieg
über seine Nebenbuhler davongetragen
hatte. Doppel maier selbst scheint
zu schwanken, ob er dasjenige des Co p-
p e r n i c u s oder das des T y c h o an-
erkennen soll ; er erklärt alle Bewegungen
der Wandelsterne sowohl nach diesem
wie nach jenem. Der Hanptwert des
Werkes für heute ist sicherlich in
künstlerischer Hinsicht zu suchen, denn
es stellt sich mit seinem prächtigen
Buchschmuck würdig an die Seite der
berühmten Flamsteed sehen und
Hevel sehen Atlanten. [1210J
1) Veränderlicher 1 Cygni.
2) Veränderlicher R-Hydrae.
Der Neue Stern im Schwan.
(Nova Cygni 1920,)
Am 20. August abends 91/2 Uhr forschung nach Objekten dieser Art, die
Weltzeit entdeckte F. W. Den- er mit seinen Meteorstudien verband,
n i n g in Bristol, während einer Nach- die Nova Cygni 1920. Schon in der
— 202 —
ersten Nacht hatte der Entdecker den
Eindruck, als ob die Helligkeit dieses
Neuen Sternes im Zunehmen begriffen
sei, er schätzte die Helligkeiten 3.7M
und später 3.3M. Die Nova selbst stand
in der Nähe von \p Cygni und war ziem-
lich auffällig für einen Kenner jener
Himmelsgegend.
Die Vorgeschichte dieser kosmischen
Katastrophe ist bisher folgende. Eine
Aufnahme von Geheimrat Wolf auf
dem Königstuhl bei Heidelberg 1905
Juni 3 zeigt ein paar Bogensekunden
vom Orte der Nova entfernt ein Stern-
chen vielleicht 17M. Auch mit Hilfe
der Annahme einer Eigenbewegung
wird man kaum dieses Sternchen mit
der Nova identifizieren können. Wahr-
scheinlich war dieser ,, temporäre Stern"
damals unter der Grenze, die die Platte
noch erreicht hat. Am 9. August 1920
war die Nova nach Ausweis der Har-
varder photographischen Himmelsge-
schichte unter 9.5M. Am 16. August
photographierte Niels Tamm in
Schweden die Gegend und registrierte,
ohne es natürlich zu bemerken, die
Nova als Stern 7M. Am 19. August
war sie schon dem bloßen Auge sicht-
bar (Harvard findet 4.8M), ohne je-
doch entdeckt zu werden. Wie gesagt,
gelang dies erst D e n n i n g s systema-
tischer Arbeit am 20. August.
Nach der Auffindung gelangten erst
am 22. Telegramme darüber nach
Deutschland. Der Herausgeber fand in
zenitaler Wolkenlücke die Nova 2.7M.
Die Helligkeit stieg dann ziemlich lang-
sam bis zum 24., wo sie 1.8M erreichte,
um danach ohne auffällige Anomalien
langsam zu fallen. Mitte September
war der Stern für das freie Auge ver-
schwunden und Ende September auch
im Opernglas nur mühsam zu erreichen.
Seine Position für das Äquinoktium
1920 ist folgende
AR = 19*56^24.6*
D = +53° 24' 1".
Der spektroskopische Befund am
22. zeigte die jugendliche Aufwallung
des Sternes. A. Kohlschütter
fand ihn vom A 6 Typus mit c-Charak-
ter. Die Nova ähnelte also den Sirius-
Sternen; die Wasserstofflinien waren
besonders scharf. Am 23. kamen nach
Carras c o auch die Hauptemissions-
linien des Heliums hinzu sowie die „üb-
lichen hellen Linien auf der roten Seite".
Am 24. zeigten sich auch wie erwartet
die kräftigen Absorptionslinien auf der
Violettseite. Diese Verschiebungen der
Doppellinien gegen die mittlere Normal-
linie ist den kolossalen Umwälzungen
auf der Oberfläche des Sternes infolge
der Explosion beim Aufleuchten zuzu-
schreiben. Am 25. stellte P. G u t h -
nick bei dem schwächer werdenden
Stern den Übergang zum ,,F-Stern"
fest. Die Wasserstofflinien sind we-
niger stark, dafür treten die Kalzium-
linien H und K (rot) deutlicher hervor.
Am 26. machen sich für den erfahrenen
Beobachter schon die Anzeichen des
Überganges zum Nebelstadium durch
helle Linien bemerkbar. Am 27. stellt
M. W o 1 f in Heidelberg das charakte-
ristische Novaspektrum mit hellen Bän-
dern fest. Damit ist der Neue Stern in
ein Stadium seiner Entwicklung einge-
treten, das er längere Zeit beibehalten
dürfte, bis er dann unter die sog. „Wolf-
Rayet-Sterne" (mit der bewußten inter-
essanten Vergangenheit) wird eingereiht
werden können.
Die Lichtkurve der Nova Cygni
werden wir auf Grund zahlreicher Beob-
achtungen erst 1921 bringen können.
Kr.
— 203 —
Hermann Struve f.
Von H. H. Kritzinger.
Der Leiter der größten deutschen
Sternwarte, des Observatoriums in
Babelsberg bei Potsdam, Geheimrat
Prof. Dr. Hermann Struve, ist am
12. August von seinem Schaffen abbe-
rufen worden. Im noch nicht vollende-
ten 66. Jahre hat damit ein deutscher
Forscher die Feder für immer aus der
Hand gelegt, der an der hervorragenden
Stelle, die er unter den deutschen Astro-
nomen einnahm, des lebhaftesten Inter-
esses des In- und Auslandes gewiß sein
durfte, wenn auch der Gegenstand seiner
Untersuchungen von dem Gewohnten
weit entfernt lag.
Hermann Struve wurde am 3. Ok-
tober 1854 in der Nähe von Petersburg
geboren und entstammte einer alten
Astronomengeneration, die nun auch in
seinem Sohn Dr. Georg Struve, Ob-
servator am väterlichen Institut, fort-
lebt. Hermann Struve brachte daher
für seine Studien in Dorpat, Straßburg,
Berlin und Graz die beste Disposition
mit. 1882 promovierte er in Dorpat und
war 1880 bis 1895 Astronom der Stern-
warte Pulkowa bei Petersburg, einem
Musterinstitut allerersten Ranges, dem
die Astronomie sehr wertvolle Arbeiten
verdankte. 1895 wurde er als Univer^L
tätsprofessor und Direktor der Stern-
warte nach Königsberg i. Pr. berufen,
von wo aus er 1904 als Nachfolger von
Wilhelm Förster in gleicher Eigen-
schaft nach Berlin kam. Die alte Stern-
warte am Enckeplatz, auf der u. a. der
Planet Neptun zuerst gesehen worden
war, erwies sich bei der wachsenden
Ausdehnung der Großstadt als in so
hohem Maße für feinere Untersuchungen
ungeeignet, daß ihre Verlegung, richtiger
gesagt ihr Neubau von Grund auf, nach
Neubabelsberg durchgeführt werden
konnte.
Das Babelsberger Observatorium,
das an Abmessungen die großen Instru-
mente in Hamburg-Bergedorf noch über-
trifft, konnte während des Krieges noch
nicht seine vollständige Ausrüstung er-
halten, die H. S t r u v e in jahrelangen
Vorarbeiten mit seinen Observatoren in
Auftrag gegeben hatte. Immerhin war
es ihm vergönnt, eine Reihe sehr wich-
tiger Publikationen (besonders über
Guthnicks photometrische Arbei-
ten) herausgeben zu können.
Das Lieblingsgebiet Hermann S t r u-
v e s war die Erforschung der Bewegung
der Trabantensysteme der Großen Pla-
neten unseres Sonnenreiches; er erhielt
dafür u. a. den Damoiseau-Preis der
Pariser Akademie und die Goldene Me-
daille der Royal Astron. Society. Als
Mitglied der Berliner Akademie der Wis-
senschaften veröffentlichte er auch Un-
tersuchungen über planetographische
und instrumenteile Fragen.
Im geselligen Leben Berlins war H.
Struve früher mit seiner Gattin, die
ihm einige Jahre im Tode voranging,
besonders in Baltenkreisen eine be-
kannte Persönlichkeit. Der Krieg und
der Bolschewismus in Rußland raubten
ihm manchen lieben Angehörigen und
Freund, so daß er sich dem Verfasser,
seinem ehemaligen Schüler, gegenüber
recht pessimistisch über unsere Zukunft
äußerte. Ein schwerer Anfall von
Grippe hatte schon vor längerer Zeit
seine Gesundheit erheblich angegriffen.
Dazu kam vor einigen Monaten ein
Oberschenkelbruch, von dem er sich
jedoch gut erholen konnte. Der gegen-
wärtige Erholungsaufenthalt in Herren-
alb hatte ihm schon die erhoffte Kräfti-
gung zuteil werden lassen, als ihn ge-
rade nach einer in euphonischer Stim-
mung nach Berlin gegebenen Nachricht
ein Schlaganfall traf.
Die Beisetzung Hermann S t r u v e s
begann im Heim des Entschlafenen mit
einer Trauerfeier, an der Geheimrat
— 204 —
R o e t h e für die Akademie der Wis-
senschaften, Geheimrat Fritz Cohn
für die Universität sowie Vertreter des
Kultusministeriums und der wissen-
schaftlichen Schwesterinstitute in Pots-
dam und Dahlem teilnahmen. Super-
intendent Roedenbeck hielt eine
Ansprache über das Moseswort: „Ich
will Dich segnen, und Du sollst ein
Segen sein". Darauf gab Geheimrat
Cohn als nächster Fachgenosse einen
kurzen Lebensabriß S t r u v e s, in dem
er des Schicksals der drei großen Pots-
damer Institute gedachte, die alle in
verhältnismäßig kurzen Abständen jetzt
ihre Leiter verloren haben. Als Haupt-
leistung des Verstorbenen hob er den ^
Bau der Babelsberger Sternwarte her-
vor, deren letzte Vollendung S t r u v e
jedoch nicht mehr erleben sollte. Nach
der Feier ging der Trauerzug nach dem
Friedhof Klein-Glienicke, wo Struve
an der Seite seiner ihm vor einem Jahr
vorangegangenen Gattin zur letzten
Ruhe bestattet wurde.
Der Vorsitzende der Ingedelia legte
dabei im Namen der Gesellschaft einen
Kranz am Grabe nieder mit der Inschrift
AD ASTRA SOCIETAS
REDEUNTI INGEDELIA
Rundschau.
Sonnenfleckenperioden. In A. N.211,
262—66 teilt 0. M e i ß n e r die Ergeb-
nisse seiner neuen Versuche mit, die
Perioden der Sonnenflecken zu ermit-
teln. Es ist nämlich sichergestellt wor-
den, daß neben der Hauptperiode von
11.2 Jahren noch verschiedene andere
existieren, deren Amplituden erhebliche
Bruchteile der Hauptperiode erreichen
und deren Dauer der Hauptperiode
merkwürdigerweise nahe gleichkommt.
Die beiden wichtigsten Unterperioden
haben eine Amplitude von 0.6 der
Hauptperiode und eine Dauer von 9.9
und 11.9 Jahren. Die dritte Periode
(Amplitude0.4) beträgt etwa H1^ Jahre.
Zu erwähnen wäre weiter die 18.6jährige
Periode nach F. Schuster und die
8 jährige, die man aus M e i ß n e r s
Tabellen ebenfalls entnimmt. Dieser
meint, daß man'bei der weiteren Verfol-
gung dieser Frage doch wohl an pla-
netische Einflüsse denken müsse; übri-
gens ein Standpunkt, der im „Sirius"
seit Jahrzehnten vertreten wurde.
Kr. [1222
Über die Änderungen im Spektrum
von 20 Cephei-Veränderlichen berichtet
Harlow S h a p 1 e y in Nr. 124 der
„Contributions from the Mount Wilson
Solar Observatory". Der Untersuchung
lagen 328 Aufnahmen zugrunde, von
denen 311 mit der 10 zölligen Porträt-
linse und Objektivprisma, die restlichen
mit dem 60 zölligen Reflektor hergestellt
waren. Bei den meisten Aufnahmen
wurde ein 15° Prisma mit einer Disper-
sion Hß' — He von 5.2 mm verwendet.
Die bei einigen benutzte Kombination
eines 15° und 30° Prismas ergab den
eben erwähnten Linienabstand zu \2mm.
Die Bestimmung der Spektralklasse
wurde vor der Berechnung der ent-
sprechenden Phase vorgenommen, um
eine mögliche Voreingenommenheit zu
verhindern. Mit ganz verschwindenden
Ausnahmen gehen die Veränderungen
innerhalb der bekannten Normaltypen
vor sich. Ferner ist als bemerkenswert
zu erwähnen, daß von den beobachteten
Cephei-Variabeln nicht ein einziger kon-
stantes Spektrum zeigt. Faßt man die
bestimmten Spektren zu Normalspek-
tren zusammen und ordnet nach Phase,
so erhält man Kurven, die vollkommen
ähnlich den Licht- oder Geschwindig-
keitskurven sind. Vergleicht man bei-
spielsweise die auf 46 Spektrogrammen
beruhende Spektralkurve von <5-Cephei
mit der Lichtkurve, so sieht man, daß
205
der Abfall vom (blauen) Maximum zum
'Minimum bei der ersten steiler als bei
der letzten und der Übergang vom roten
zum blauen Spektrum am Ende des
Minimums plötzlicher ist als die ent-
sprechende Helligkeitsänderung. In ge-
wissem Sinne spiegelt dieses Ergebnis
vielleicht die Schwankungen in der Auf-
stiegszeit zum Maximum wieder, die bei
verschiedenen <5-Cephei-Sternen beob-
achtet worden sind. [ii98] P. H.
Die Bewegungen Im Raum von Ster-
nen großerRadialgeschwindigkeit. Neuere
Arbeiten von Adams und J o y be-
schäftigen sich mit den Sternen, deren
Radialgeschwindigkeit zu über 80 km
gefunden worden ist und für die außer-
dem sowohl Eigenbewegung als auch
Parallaxe (spektroskopisch oder trigono-
metrisch bestimmt) bekannt sind1). Es
sind dies 37 Objekte. Für jeden einzel-
nen Stern würden die drei Geschwindig-
keitskomponenten im galaktischen Sy-
stemsowiedieresultierende Geschwindig-
keit berechnet, ferner die Koordinaten
seines Apex sowohl in äquatorealen wie
im galaktischen System. Aus den Er-
gebnissen können folgende Schlüsse ge-
zogen werden:
1. Die Geschwindigkeit senkrecht zur
Milchstraßenebene ist beträchtlich
kleiner als in ihr. Im Mittel wurde
gefunden
x = 1 15 km, y = 1 19 km, z = 46 km.
2. Die galaktischen Längen aller Apex-
Punkte liegen zwischen 131° und
322°, so daß fast eine ganze Halb-
kugel frei von Zielpunkten ist.
3. Die Geschwindigkeit des gedachten
Mittelpunktes aller dieser Sterne ist
ziemlich beträchtlich. Unter Aus-
scheidung derjenigen mit einer Ge-
schwindigkeit von über 300 km ergibt
sich für ihn:
x = — 59,5 km, y = — 44,5 km,
z == — 4,4 km
v = 74,4 km L == 217° B = — 3°
*) Contributions from the Mount Wilson
Solar Observatory 163-164..
4. Die Sterne lassen die Wirkung ge-
meinschaftlicher Bewegungen (Stern-
ströme) erkennen. Der Hauptvertex
liegt bei L = 141°, weicht also nicht
unerheblich von dem allgemeinen
Wert (170°) ab.
5. Ordnen wir nach der absoluten Hellig-
keit (M) in zwei Klassen über und
unter 3.0M, finden wir folgende be-
merkenswerte Unterschiede in der
mittleren galaktischen Breite (B) und
mittleren Geschwindigkeit (v):
Mittlere MB v
-f 0.4 26° 130 km
5.9 14° 216 „
6. Nach Spektralklassen geordnet finden
wir dieses Bild:
Anzahl
der Sterne
2
11
15
5
4
DieF-Sterne haben also bei weitem
die größte Geschwindigkeit im Räume,
nahezu doppelt so groß alsdie der
G-Sterne. Unter den F-Sternen selbst
überwiegt wieder die Geschwindigkeit
der älteren Unterklassen F0 bis F5, für
die aus 6Sternen v = 365 km folgt.
[1197] P. H.
Telephonisches Zeitsignal der Ham-
burger Sternwarte in Bergedorf. Nach
Mitteilung des Fernsprechamtes Ham-
burg sind Fernverbindungen mit dem
telephonischen Zeitsignal der Ham-
burger Sternwarte unter „Zeit-
signal Hamburg" anzumelden,
nicht unter „Alster 10 000". Der An-
schluß „Alster 10 000" dient nur für
den Ortsverkehr von Hamburg und
Vororten. Unrichtige Anmeldungen
können zu unliebsamen Verzögerungen
oderauch zur Ablehnungder gewünschten
Verbindung Anlaß geben. (Mitteilung
von Herrn Prof. S c h o r r.)
Typus
mittl. v
Ap
200 km
F
307 „
G
156 „
K
122 „
M
121 „
— 206 —
Herr Dr. K. G. H a g s t r ö m , ein
Mathematiker aus Stockholm, äußerte
dem Herausgeber gegenüber seine neue
Hypothese über die Milchstraße, die er
vor vier Jahren aufstellte und die für
stellarstatistische Überlegungen viel-
leicht als Anregung wertvoll ist. Dr.
Hagström führte aus :
1. Es ist ein allgemein anerkanntes
Prinzip, daß man beim Interpretieren
eines Naturphänomens so einfache Hypo-
thesen wie nur möglich aufstellen soll.
Ich möchte das Prinzip folgendermaßen
aussprechen: Man muß sich in
der Naturphilosophie vor
allem davor in acht nehmen,
überflüssige Hypothesen
(bewußt oder unbewußt) ein-
zuführen. Die Wissenschaft der Zu-
kunft, welche hoffentlich in die philo-
sophischen Gedanken eines P o i n c a r e
völlig eindringen wird, muß es schließ-
lich unternehmen, die Hypothesen sämt-
licher Naturwissenschaften einerstrengen
Kritik zu unterwerfen, von diesem
Prinzip der einfachsten Hy-
pothesenbildung geleitet. Das
Problem, für eine gegebene Naturerschei-
nung die möglichst einfache Hypothese
auszuwählen, scheint mir manchmal ein
rein mathematisches zu sein.
In dem besprochenen Prinzip liegt
keineswegs, wie man etwa vermuten
könnte, das Postulat einer Eigenschaft
der Natur ,, einfach" zu sein. Der
Inhalt des Prinzips ist vielmehr nur,
daß wir in der Formulierung unserer
Anschauung von der Außenwelt selbst
möglichst einfach sein sollen.
Man hat in der Geschichte der
Planetensysteme ein lehrreiches Beispiel,
wie ein Naturphänomen (die Bewegun-
gen der Planeten) von Anfang an zu
verwickelt erklärt wurde, um dann all-
mählich immer einfachere Deutungen zu
erhalten. Die vorcoppernicanischen und
das coppernicanische System, die K e p -
1 e r sehen Gesetze könnten zweifellos
die Phänomene mit genügender Ge-
nauigkeit erklären, nötigenfalls mit
Hilfe komplettierender Hypothesen, aber
unsere Gedanken wurden erst mit der
N e w t o n sehen allgemeinen Gravi-
tation zufrieden. Warum? Ich sehe
keine andere Antwort, als daß wir von
dem oben genannten Prinzip geleitet
werden, selbst möglichst einfach gegen-
über den Erscheinungen zu sein.
2. Unsere Zeit ist vor ein gewaltiges
kosmisches Problem gestellt worden:
das Rätsel der Milchstraße zu lösen.
Es sind zunächst zwei Beobach-
tungen, um deren Interpretation es sich
handelt, nämlich: 1. daß die meisten
Sterne sich um einen größten Kreis des
Himmels verteilen und 2. daß die Sterne,
welche wir als sich in früheren Stadien
der Entwicklung befindend annehmen,
eine viel größere Anhäufung um diesen
Kreis aufweisen, als die anderen. Man
weiß, daß die Wolf-Rayet-Sterne sich
innerhalb 6° Entfernung vom größten
Kreis der Milchstraße befinden, die
Orion- Sterne in einem Gebiete von
20 bis 30° Ausdehnung.
Um diese Phänomene zu interpre-
tieren, bedarf es nur einer einzigen
Hypothese, nämlich:
Die Sterne befinden sich
sämtlich — statistisch ge-
sehen, d. h.imitnurzufälligen
Abweichungen — in dem-
selbenEntwicklung s zu-
stand e. Nur die Tatsache,
daß sie sich in verschie-
denen Entfernungen von. uns
befinden, so daß wir frühere
oder spätere E n t w i c k 1 u n gs -
zustände von ihnen sehen,
weil also das Licht, welches
wir von einigen von ihnen
erhalten, vor vielleicht
Millionen von Jahren aus-
gesandt wurde, bewirkt, daß
— 207 —
wir sie als verschieden auf-
j fassen. Die Struktur der
I Milchstraße wird am einfach-
sten durch die einzige An-
j nähme erklärt, daß die Ster-
nenanhäufung in dem Teile
des Raumes, wo unser Son-
" nensystem liegt, etwas ab-
geplattet ist, daß wir uns
also in dem Grenzgebiet
zwischen zwei Lakunen be-
finden.
Diese Annahme scheint mir dem
Prinzip der einfachsten Hypothese zu
entsprechen. Ich meine also, daß man
von dieser Hypothese nicht ohne zwin-
gende Gründe1) abweichen darf. Es ist
nun von H e r s c h e 1 eine Hypo-
these aufgestellt worden, nach dem die
Milchstraße ein linsenähnliches Gebilde
sein sollte, und mit dieser Ausgangs-
hypothese arbeiten die meisten Forscher,
welche sich für die Milchstraße inter-
essieren. Ich kann aber nichts anderes
finden, als daß man hier eine zu kompli-
zierte Annahme gemacht hat, ganz ana-
log z. B. zum ptolemäischen Planeten-
system. Ich würde mich sehr freuen,
wenn ein Astronom die Möglichkeit
meiner Hypothese einmal ganz vor-
aussetzungslos prüfen wollte. [1209]
Zu den „Beobachtungen an Jupiter
und Venus" in „Sirius" 1920, Heft 7,
möchte ich bemerken, daß ich den dort
erwähnten Fleck am südlichen Äqua-
torialgürtel, der von Herrn Tauber
am 3. März zum erstenmal gesichtet
wurde, an meinem Vierzöller bereits am
2) Unseres Erachtens ist unsere Welt-
insel nach S e e 1 i g e r zu klein, um dieser
Auffassung entsprechen zu können.
18. Febr. 10h, am 20. Febr. 9h 30m, und
am 23. Febr. 8h sehr deutlich gesehen
und gezeichnet habe. Zuletzt habe ich
ihn am 5. März 8h 15m gezeichnet. Der
Fleck machte mir den Eindruck, als ob
er von einem hellen Hof umgeben sei.
Auch der schräg unterhalb dieses Flecks
am untern Rande des Nordstreifens
stehende Fleck mit der auf ihn folgenden
Ausbuchtung findet sich auf den ge-
nannten Zeichnungen. Am 19. Febr.
habe ich den Planeten ebenfalls gezeich-
net. Damals aber ebensowenig wie Herr
Tauber etwas von dem Fleck gesehen,
da derselbe sich zur Beobachtungszeit
(9h 3Cm) auf der der Erde abgewandten
Seite des Planeten befand. Damals war
an Flecken lediglich ein lang gezogener,
schwarzer Streifen am unteren Rande des
N. -Gürtels fast in der Mitte der Scheibe
sichtbar. Der den Fleck von oben her
einrahmende, bogenförmige Streifen
wurde ebenfalls beobachtet und gezeich-
net, doch machte er mir nicht den Ein-
druck, als ob er kontinuierlich sei, son-
dern er schien aus einer Anzahl anein-
ander gereihter Flecke zu bestehen. Die
angewandte Vergrößerung war 250 bis
325 fach. [1224
Dr. de Boer, Oberarzt.
Im Anschluß an die Ausführungen
des Herrn G a n t k e über den Bau
einer Drehkuppel weist Herr Dr.
B e r g e r in einem Schreiben an die
Schriftleitung nochmals darauf hin, daß
sich seine Kuppel, was ja wohl die
Hauptsache sei, durchaus bewähre und
auch den Witterungseinflüssen wider-
stehe. Herr Gantke glaubt trotzdem
von der Bergerschen Konstruktion ab-
raten zu sollen.
Bücherschau.
Adam Angersbach, Das Relativitäts-
prinzip. Math.-Phys. Bibliothek. Bd. 39.
Teubnerl920. Kl. 8° 57 S. Kart. 2.80 JH.
Vorliegende Darstellung bemüht sich,
auf erstaunlich engem Raum nahezu alles
zu bringen, was für den Gebildeten, der nur
elementare mathematische Kenntnisse zur
Verfügung hat, zum Verständnis des Re-
lativitätsprinzips erforderlich ist. Die bei
der Ableitung auftretenden „Widersprüche'4
— 208 —
werden so ausführlich besprochen, daß da-
durch nach Auffassung des Rez. für den
Laien die Sache erst recht schwierig wird.
[12J5] Kr.
Lorentz, Einstein, Minkowski, Das
Relativitätsprinzip. Herausgegeben von O.
B 1 u m e rt t h a 1. 3. Auflage. Teubner
1920. 4°. 146 S. Geh. 16 M, geb. 22 M.
Vorliegende Sammlung von zehn grund-
legenden Abhandlungen über das Relativi-
tätsprinzip, beginnend mit H. A. Lorentz'
Arbeitüberden Interferenzversuch Michel-
sons enthält alles, was zur Einarbeit in
diese Materie erforderlich ist, in vorzüg-
licher Auswahl und angemessener Aus-
stattung. H.Minkowskis großartiger Vor-
trag „Raum und Zeit" ist mit A. Sommer-
felds Anmerkungen gebracht. Auch A.
Einsteins allgemeine Relativitätstheorie,
die in der 2. Auflage noch nicht gegeben
werden konnte, ist hier abgedruckt. Wir
begrüßen diese neue Auflage mit -beson-
derer Freude. [1216] Kr.
Wilhelm Foerster, Die Freude an der
Astronomie. 2. Auflage. Berlin, Dümmler
1920. -8°. 22 S. Geh. 2.50 M.
Zum stillen und tätigen Genuß an der
Sternforschung anregend, bietet hier der
Nestor der deutschen Astronomen wiederum
seinen mit umfassender Bildung geschrie-
benen Essay „Die Freude an der Astronomie"
dar. Auch für den Unterricht dürfte dieser
anregendes Material enthalten. [1217] Kr.
Kleine Sternkunde. Mit einer Stern-
karte und zahlreichen Abbildungen. Von
R. H e n s e 1 i n g. 109 Seiten. Franckh-
sche Verlagshandlung, Stuttgart. Preis
geh. M 2.40 plus Zuschlag.
Es ist nur eine natürliche, aber erfreu-
liche Entwicklung der Dinge, wenn der
Verfasser die vielen in den jährlichen Stern-
büchlein gegebenen Ratschläge für an-
gehende Freunde der Himmelskunde jetzt
in eine geschlossene Form gebracht hat.
Die Art, wie Henseling die Auswahl
und Anordnung des Stoffes getroffen hat,
ist typisch für ihn und zeigte sich bereits
in seinem „Sternweiser". Denn trotz des
geringen Umfanges fehlt wohl nichts Wich-
tigeres in seiner Darstellung. Der Anfänger
erhält fortlaufend nützliche Winke für die
Beobachtungstätigkeit. Indessen kommt
die Theorie keineswegs zu kurz, und Vor-
gänge, die eine etwas größere Anforderung
an das Vorstellungsvermögen stellen, wer-
den durch einleuchtende Zeichnungen dem
Verständnis nahe gebracht.
Das Büchlein sei allen denen empfoh-
len, die — zunächst ohne Mathematik —
eine aufs Praktische gestellte Bekannt-
schaft mit den Hauptvorgängen am ge-
stirnten Himmel erstreben.
Bei der nächsten Auflage könnte der
Verlag wohl ein festeres Papier für den
am meisten beanspruchten Teil der Stern-
kunde geben: die angeheftete Karte des
nördlichen Himmels. Ksh.
I NGEDELI A.
Der Vorstand sieht sich, infolge der weiteren Bezugspreiserhöhung
des „Sirius", leider gezwungen, den Teuerungszuschlag für das Jahr
192 1 auf Mk.15.— bezw. 35.— zu erhöhen, so daß also für das nächste Jahr ein
Gesamtbeitrag von Mk. 30. — (Ausländer Mk. 50.—)
zu entrichten ist, den wir noch im alten Jahr auf das
Postscheckkonto Berlin 72081
unseres Schatzmeisters Paul Hügeler abzuführen bitten, damit in der
Zustellung des „Sirius" keine Verzögerung eintritt.
Ortsgruppe Berlin. Die nächsten Vorträge (wie üblich in der Übungs-
sternwarte der Universität, Invalidenstr. 57 — 63) finden statt:
Nov. 3. Eduard Naake: Der Wettlauf zwischen Refraktor und Reflektor.
Dez. 1. Paul Hügel er: Über das d Cephei-Problem.
Herausgeber : Dr. H. Kritzinger, Berlin N.W. 40, Hindersinstr. 7. Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40882
Schrift leitung : Paul Hügeler, Berlin SO 33, Schlesischestr. 21.
Sirius 1920; Heft 10.
Tafel X.
Sirius 1920, Heft 10.
Tafel XI.
Sirius-Kalender
Kleines astronomisches Jahrbuch
für
1921
Herausgegeben
von der
Schriftl eitung des „Sirius"
Rundschau der gesamten Sternforschung
Eduard Heinrich Mayer
Verlagsbuchhandlung
Leipzig
Inhalts -Üb ersieht
Seite
Vorbemerkung 3
Januar: Sonne, Mond, Planeten, Jupitermonde 4 — 7
Februar: „ „ . 8 — 11
März: ,, ,, ,, „ 12 — 15
April: „ ,, ,, ,, 16 — 19
Mai: ,, ,, ,, „ 20 — 23
Juni: „ „ „ 24 — 27
Juli: „ „ „ „ 28—31
August: „ „ •„ „ 32—35
September: „ „ ., Saturn und sein Ring, Kleine Planeten . . . 36 — 39
Oktober: ,, „ „ Jupitermonde 40 — 743
November: ,, ,, ,, 44 — 47
Dezember: „ ,, „ ,, 48 — 51
Ephemeriden für physikalische Beobachtungen des Mars und Jupiter 52
Zentralmeridiane auf Mars 53
Mittlerer Rotationswinkel des Jupiter . 54
Zentralmeridiane (System II) auf Jupiter ' 55
Sichtbarkeits Verhältnisse der Planeten 56
Ephemeriden veränderlicher Sterne 57 — 60
Finsternisse . 60
Scheinbare Sternörter, obere Kulmination Greenwich 61 — 62
Vorbemerkung
Der Sinus- Kalender, der als kleines astronomisches Jahrbuch hiermit zum vierten
Male an die Öffentlichkeit tritt, ist das Ergebnis der in den „Mittwochs- Sitzungen"
der Sirius-Redaktion von verschiedenen Fachgenossen gebotenen Anregungen. Wir geben
uns der Hoffnung hin, nicht nur dem Liebhaber der Sternforschung sondern auch ge-
rade dem Fachastronomen ein recht brauchbares Büchlein zu bieten, das ihn im all-
gemeinen der Mühe enthebt, sich den Nautical Almanac, auf dem es beruht, oder das
Jahrbuch zu beschaffen. Die Wahl der Genauigkeit der einzelnen Größen ist den
Anforderungen der Praxis angepaßt und beruht auf den seither von uns gesammelten
Erfahrungen.
Im ersten Teil geben wir auf je vier Seiten in jedem Monat zunächst die wichtigsten
Zahlen für die Sonne zugleich mit den Daten, die zum Studium der Vorgänge auf der
Sonnenobeffläche erforderlich sind und zwar in der sehr bequemen Anordnung der Werte
von Tag zu Tag. Das Gleiche ist jetzt bei dem Monde durchgeführt. Die Länge der
Lichtgrenze ist mit Hilfe der im „Sirius" veröffentlichten Tabellen sehr einfach zu be-
rechnen. Da sonst nirgends für Deutschland fertig vorausberechnete Sternbedeckungen
vorliegen, haben wir diese für die Übungssternwarte der Universität Berlin (Alte Urania)
ermittelt. Die Koordinaten derselben sind l = — 53*5m <p = +52° 31*5'.
Die Planetenpositionen sind- zur bequemeren Einschaltung jetzt in engeren Zwischen-
räumen als früher angegeben worden. Die angenommenen Radien der Planeten sind,
auf die astronomische Einheit bezogen, bei Merkur 3*34", Venus 8-40" und Mars 4,68'/.
Für Jupiter und Saturn finden sich die nötigen Angaben bei den Spezialephemeriden für
physikalische Beobachtungen. Die Radien der äußersten Planeten Uranus und Neptun
sind (wieder auf a. E. bezogen) 34'2" bezw. 33 ;6". Die wichtigsten Konstellationen sind
aufgenommen worden.
Für die Saturnmonde sind nur einige Elongationen angegeben, da sich die übrigen
leicht mit Hilfe der angegebenen Umlaufsdauer einschalten lassen. Bei den Jupiter-
monden sind die betreffenden Nummern beiläufig in die Gegend gesetzt, in der der
Trabant steht. Der Durchmesser der kleinen Scheibe von 2,6 mm ist übrigens um
0.7 mm zu groß geraten, wenn man die Bahn des IV. als Maßstab wählt.
Über die physikalischen Ephemeriden für Mars, Jupiter und Saturn ist an Ort und
Stelle das Nötigste gesagt.
Der Erfolg der ersten Ausgaben gab zu Änderungen wesentlicher Art keine Veranlassung.
Für sachdienliche Vorschläge zum Ausbau dieses Kalenders werden wir stets dank-
bar sein.
Berlin SO 33,
Schlesische Straße 21
Schriftleitung des „Sirius"
Paul Hügeler.
4
Januar 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr.
Koord.
Positions-
Tag
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
Jan.
h m s
0 /
h m s
m s
0
0
0
i
18 45 56
— 23 i*6
18 42 23
+ 3 34
319*34
— 3-i6
-4- 1-99
2
50 21
22 56*6
46 19
4 2
306-17
328
1*50
3
54 46
22 51*0
50 16
4 3°
293-00
3*39
I'OI
4
18 59 10
22 45*0
54 12
4 57
279*83
3'5i
0-52
5
19 3 33
22 38*6
18 58 9
5 25
266-66
3-62
+ 0-04
6
7 57
22 31*7
1925
5 51
253*49
3*73
— 0*4 5
7
12 20
22 24*4
6 2
6 18
240-32
3*84
°*94
8
l6 42
22 16 6
9 59
6 44
227-15
3*94
1-42
9
21 4
22 8-4
13 55
7 9
213-99
4*°5
1-91
IO
25 25
21 59*7
17 52
7 34
200*82
4*i6
2-39
Ii
29 46
21 50*7
21 48
7 58
187-65
4*26
2-87
12
34 6
21 41*2
25 45
8 22
174-48
4*37
3-35
13
38 26
21 31*2
29 41
8 45
161-31
4*47
3-83
I4
42 45
21 20'9
33 38
9 7
148-15
4*57
4*3°
15
47 3
21 IO*2
37 34
9 29
i34*98
4-67
477
16
SI 21
20 59'o
41 3i
9 5°
121-81
4*77
5*24
17
5 5 37
20 47'^
45 28
10 10
108*64
4*86
5'7i
18
IQ t;o =14
20 35*5
4Q 24
10 29
Q ^*48
/ 6*17
19
20 4 9
20 23*2
53 21
10 48
82-3I
5*05
6*64
20
8 24
20 io*5
19 57 17
11 6
69'15
5*14
7*10
21
12 37
19 57*4
20 1 14
11 24
55^8
5'23
7*55
22
16 51
19 43*9
5 10
11 40
42-81
5*32
8*00
23
21 3
19 30*1
9 7
11 56
29-64
5*41
8*45
24
25 14
19 I5'9
13 3
12 11
16*48
5*49
8-89
25
29 25
19 **3
17 0
12 25
3*3i
5*58
9*33
26
33 35
1846-5
20 57
12 39
350*i4
5-66
977
27
37 44
18 31*2
24 53
12 51
336*97
574
I0'20
28
41 53
18 15-6
28 50
13 3
323*81
5*82
10-63
29
46 0
17 597
32 46
13 14
310-64
5*89
XI '06
30
50 7
17 43*5
36 43
13 24
297*48
5*97
11-47
3i
20 54 !3
— 17 27*0
20 40 39
+ 13 34
284-31
— 6*04
— 11-89
Letztes Viertel:
Neumond :
Erstes Viertel:
Vollmond :
Letztes Viertel:
Jan.
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
od i6h 347m. Erdferne:
8d 17h 26.8™. Erdnähe:
i6d i8h 30-9™.
23(
3°(
11h
8h
7*9m-
2-1™.
Jan.
8d 2I*2h.
23(
•6b.
Januar 1921
Mond
Mittlere Zeit Green wich.
Stenographische Koordi-
JPositions-
naten des Mondmittel-
winkel
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
der Mond-
Länge
Breite
achse
J ^n.
b
m
0
h
ra
0
0
0
i*5
13
14*9
— 9
12
18
43
+ 7*6i
+ i*47
2364
2'5
14
4*7
12
43
19
3i
7*o7
-f O'OI
21*44
3 5
14
54*6
15
36
20
18
6-26
— 1-41
Iö 23
4'5
15
44*9
17
43
21
6
5*24
2*74
I4"l8
5'5
16
355
19
2
21
55
4-08
3*94
9 4Ö
o 5
t7
26T
19
28
22
43
2-85
4*95
4 3°
7*5
18
16*4
19
2
23
30
i*57
5*74
359'1 1
o 5
19
6*o
17
47
—
—
-f 0-28
6-28
353*94
9 5
19
547
15
46
0
17
— I'OO
6*55
349*09
!o 5
20
42*3
13
5
1
3
2*26
6.53
344*76
n 5
21
29-0
9
52
1
47
3*48
6-23
341*10
12 5
22
I5'i
6
14
2
3i
4-64
5-66
338*24
J3'5
23
1*0
— 2
19
3
14
5*69
4*83
336*27
I4'5
23
47*4
+ 1
45
3
58
6*6o
3*76
335*3°
l5'5
0
34*9
5
49
4
42
7*3°
250
335'4I
t e
!o 5
1
24'3
9
44
5
28
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— rog
336*70
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2
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1^
17
6
17
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+ 0*42
339*23
TÖ- e
3
11 *3
16
14
7
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1*96
343*°5
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4
9-8
18
20
8
5
6-5i
3*42
340 Oö
20 5
5
in
19
20
' 9
5
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2i-5
6
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19
0
10
6
3*38
5*7i
0*70
225
7
i7'9
17
20
11
9
— 1*29
6*33
7*3i
235
8
20-4
14
24
12
10
+ 0-94
6-49
13*34
245
9
20*8
10
3i
13
8
3*o8
6*19
1833
25'5
10
186
6
1
14
4
4*95
5*46
21*96
265
11
13*9
+ 1
I7
14
57
6-39
4*38
24*12
275
12
7'4
— 3
23
15
48
7*32
3-06
24*80
285
12
59'4
7
42
16
38
7*73
i*6i
24*10
295
13
506
11
3°
17
26
7-66
+ 0*12
22*17
305
14
41*5
M
38
18
15
7-17
— i*34
I9*i5
3i 5
15
32-2
— J7
1
19
3
+ 6'35
— 2*70
15*25
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Stern
/ Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positionswinkel
Eintritt
Austritt
m Tauri
5*o
Jan. 20
' 8h 33-8»
9h 28*7«!
1297°
228*2°
X Geminorum
3*6
» 22
10 4*9
10 53*4
149*0
234*0
a Librae
2*9
» 3°
13 3*8
14 4*1
i3i'7
262*4
6
Januar 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
HP., _
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
h
m
0
//
h
m
Merkur
Jan. i
18
7
— 24-4
24
23
28
5
18
35
24 D
2-3
23
39
9
19
3
24'3
23
23
52
13
19
31
237
23
0
1
I7
19
59
22'7
2*4
0
14
21
20
28
2i'3
2 '4
0
26
25
20
50
19*4
2'4
0
39
29
21
24
1 7*2
2'5
0
51
.bebr. 2
21
51
— 14*6
27
1
3
Venus
Jan. 1
21
47
— I5'2
8-6
3
4
5
22
5
i3'5
0 0
3
6
9
22
22
117
9*1
3
8
!3
22
39
9 0
9*4
3
9
J7
22
56
7 ^
9*7
3
10
2 1
23
12
5 8
100
3
11
25
23
28
3 8
io'4
3
11
29
23
43
T -Q
— I 0
I O ö
3
10
Febr. 2
23
58
4- 0-3
11*2
3
10
Mars
Jan. 1
21
58
— 13*5
2 5
3
16
5
22
10
12 4
2*5
3
12
9
22
22
11*2
2*4
3
8
13
22
34
io*o
2*4
3
' 4
r7
22
45
8-8
2*4
3
0
21
22
57
7-6
2*4
2
56
25
23
8
6-4
2*3
2
51
29
23
20
5"i
2*3
2
47
Febr. 2
23
3i
— 39
2*3
2
42
Tag
Rekt.
h m
Dekl.
Log.
Distanz
Erde
Kulm,
h m
Jupiter
Jan. 2
11
212
+
5 3i
0695
16
32
10
11
21"0
5 35
0685
16
0
18
11
20'0
5 43
0675
15
28
26
11
18-3
5 56
0666
14
55
Febr. 3
Ii
iö'o
+
6 13
0659
M
21
Saturn
Konstellationen.
2. Merkur im Aphel; 9. Venus in Konjunktion mit Mars (Abstand in <5
16. Venus obere Konjunktion mit der Sonne.
Stellungen der Saturnmonde.
Ekmgationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Jan. 2
11
44*3
+ 4 2
0-958
16
55
10
11
44'3
4 5
0*952
16
24
18
11
43*8
4 10
0*946
15
52
26
11
42*9
4 18
0941
15
IQ
Febr. 3
11
41*6
+ 4 28
0-936
14
47
Uranus
Jan. 2
22
20-4
— 11 9
i*3i5
3
34
10
22
217
11 1
i*3i7
3
3
18
22
23-1
10 53
1-319
2
33
26
22
246
10 44
1-321
2
3
Febr. 3
22
26-3
— 10 34
1-322
1
34
Neptun
Jan. 2
9
26
+ 16 54
1-466
14
14
10
9
i*9
16 58
1*465
13
42
18
9
l'O
17 1
1-464
13
9
26
9
O'l
17 5
1-464
12
37
Febr. 3
8
59*2
+ 17 9
1-464
12
5
2 5O;
Tethys
U = id 2i-3h
Dione
U = 2d 177h
Rhea
U = 4d I2*5h
Titan
U •#= i5d 23-3^
d h
Jan. 1 14-8 E
7 6-8 E
12 227 E
18 145 E
24 6 3 E
29 22.2 E
d h
- Jan. 2 4-4 E
10 9-7 E
18 14-7 E
26 19*5 E
d h
Jan. 2 19 9 E
16 8-9 E
29 22'I E
d h
Jan. 7 io-o W
15 12-3 E
23 8-3 W
31 io-8 E
7
Stellungen der Jupitermonde im Januar 1921.
A*
II.
III.
A*
E*
A*
E*
IV.
Stellungen um 14h 45 m für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West.
1
Ost.
1
4 O
2
3
2
4 1 O
2 3
3
2 340
1
4
3 2 O
4
5
3 iO
2
4
6
3 O
1
4 "
7
2 1 O
3
4
8
O
2 1
3
4
9
1 O
2 3
4
10
• 2 3 O
1
4
1 1
3 21 O
4
12
3 4 O
2
13
4 3 O
1 •
14
4 2 1 O
3
t =;
4 O
2 1
3
16
4 1 O
2 3
17
4 2 O
1
18
4 3 2 t O
19
3' 4 O
1 2
20
3 O
2
21
2 1 O
3 4
22
O
1 2
4
23
1 O
2 3
4
24
2 O 3 1
4
25
3 21 O
4
26
3 O
T 2
4
27
3 O
2 4
28
2 iO
43
29
4. O
1 3
30
4 1 O
2 3
31
4 2C
3 1
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang,
VE Verfinsterung, Ende,
BA Bedeckung, Anfang,
BE Bedeckung, Ende,
DA Durchgang, Anfang.
DE Durchgang, Ende,
j des Begl. durch
f d. Pl.-Schatten
| des Begl. durch
' d. Pl.-Scheibe
I des Begleiters
' vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, j des ]
SE Schatten, Ende,
gang über d. Scheibe.
Jan.
h m
Jan.
h
m
2.
I.
VA
19 29
15-
II. BE
1 2
39
3.
IV.
VA
10 6
17.
III. SE
14
IV.
VE
14 25
III. DA
12
53
I.
SA
16 45
III. DE
15
5«
I.
DA
17 53
18.
I. VA
17
4 3
r.
SE
19 2
19-
I. SA
15
I
4.
1.
VA
13 57
I. DA
15
57
11.
VA
15 53
I. SE
17
i7
1.
BE
17 19
I. DE
18
1 2
5-
1.
SA
11 14
20.
I. VA
12
11
i,
DA
12 20
IV. BA
13
16
1.
SE
13 30
I. BE
15
22
1.
DE
14 35
II. SA
-5
3i
6.
11.
SA
10 25
IV. BE
16
37
1.
BE
11 46
II. DA
17
19
11.
DA
12 35
II. SE
18
20
11.
SE
13 14
21.
I. DA
10
24
in.
VA
14 49
I. SE
11
46
11.
DE
15 21
I. DE
12
39
in.
VE
18 12
22.
II. VA
IO
22
in.
BA
19 22
II. BE
15
2
8.
11.
BE
10 14
24.
III. SA
12
52
10.
111.
DA
9 18
III. SE
16
12
in.
DE
12 23
III. DA
16
24
1.
SA
18 39
26.
I. SA
16
54
11.
1.
VA
15 50
I. DA
17
44
IV.
SA
17 5i
27.
I. VA
14
4
11.
VA
18 29
I. BE
17
8
12.
1.
SA
13 7
II. SA
18
4
1.
DA
14 9
28.
I. SA
II
23
1.
SE
15 24
IV. SA
II
48
1.
DE
16 24
I. DA
12
10
13-
1.
VA
10 18
I. SE
13
39
11.
SA
12 58
I. DE
14
25
1.
BE
13 34
IV. SE
15
56
11.
DA
14 58
29.
I. BE
II
34
11.
SE
15 47
II. VA
12
58
11.
DE
i7 44
II. BE
17
22
in.
VA
18 47
31.
II. SE
IO
1 0
14.
1.
SE
9 52
II. DE
II
34
1.
DE
10 51
III.. SA
10
50
Februar 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
Heliogr. Koord.
des Sonnenmittel-
punktes
Länge | Breite
Posittons-
winkel der
Sonnen-
achse
Febr.
n
0 /
m
s
1 0
0
0
i
20
58
18
— 17 IO*I
20
44
36
+ 13 42
271*14
— 6*ii
— 12*30
2
21
2
22
16 53'°
48
32
13
50
257'98
6'i8
12-71
3
6
26
16 35*5
52
29
13
57
244*81
6*24
13*11
4
IO
29
16 17*8
20
SO
26
14
3
23I'ö5
6*31
I3'5i
5
x4
31
15 597
21
O
22
14
9
2IO 4Ö
6"37
13-90
6
18
32
15 4r*4
4
19
14
13
205 31
6'43
14*29
7
22
32
15 22*9
Q
O
15
14
17
I92-I4
6*49
14*67
8
26
32
15 4*°
12
12
14
20
I70 90
0 54
i5'°5
9
3°
3°
14 45*o
IO
Q
O
14
22
165*81
6'6o
15*42
IO
34
28
14 25-6
20
5
M
24
I52*64
O 65
15*79
Ii
38
26
14 6*i
24
1
J4
24
I39'48
6*70
16*15
12
42
22
13 46-3
27
58
24
I26*3I
675
16*51
13
46
IO
13 26*2
31
55
14
23
II3*I4
Ö oO
16 OD
M
50
12
13 6*o
35
5i
14
21
99*98
6-84
I7*20
15
54
7
12 45*6
39
48
14
19
86'8i
6-88
17*54
16
21
58
0
12 24*9
43
44
14
16
73*64
6-92
17-87
17
22
1
52
12 4*0
47
4i
14
12
60-47
6'95
18-20
l8
5
44
11 430
5i
37
r4
7
47'3Q
6,'99
Io 52
19
9
36
11 21*7
55
34
14
2
34*13
7*02
18-84
20
13
26
11 0*4
21
59
30
13 56
20*96
7*05
19*15
21
17
16
10 38*8
22
3
27
13
49
7*79
7-08
19-46
22
21
5
10 170
7
24
13
4i
354*62
7*10
19-76
23
24
54
9 55"i
1 1
20
T3
33
341*45
7*i3
2005
24
28
4i
9 33*1
15
17
13
25
328*28
7*i5
20-34
25
32
29
9 10 9
19
13
13
16
315*1 1
7*17
2062
26
36
15
8 48*6
23
10
13
6
301-94
7-19
20*90
27
40
2
8 26-1
27
6
12
55
28876
7-21
2I*l6
28
22
43
47
— 8 3-5
22
31
3
+ 12
45
275*59
— 7-22
— 21-43
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Neumond: Febr. 7«* 12 h 36*9m. f Erdferne: Febr. 4«* 23*9h.
Erstes Viertel: » i5d 6h 53*2m. Erdnähe: » 20d i2'3h.
Vollmond: » 2id 2ih 32*3™.
Februar 1921
9
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
lag
Rekt.
ff*?*-- ? ~ i
Dekl.
Kulmination
Selenographische Koordi-
naten des Mondmittel-
punktes
Länge Breite
Positions-
winkel
der Mond-
achse
Febr.
h
m
0
h
m
0
0
0
I*5
16
22'9
— 18
34
19
52
-f 5*29
— 3'9i
io-68
2*5
17
!3'4
19
15
20
40
4-08
4*93
5-65
3*5
18
37
19
5
21
27
279
572
0*41
4*5
18
53'4
18
5
22
14
1-48
6*27
355'2o
5 '5
19
42*2
16
19
23
o*
+ 0-18
6-55
35°"25
6-5
20
30-3
13
50
23
45
— 1*07
6-55
34576
7 5
21
17*5
10
47
2*25
6-26
34i"9Q
8-5
22
4:0
7
16
0
30
3*36
57°
338-82
9*5
22
5o*3
— 3
25
1
13
4'37
4'87
33662
io"5
23
36-8
+ 0
36
1
57
5'27
3'8o
335HI
n'5
O
24*0
4
39
2
41
6*02
2'54
335'27
125
I
12-5
8
34
3
26
6'6o
— 114
33628
I3'5
2
30
12
10
4
14
6*95
+ °*34
338-48
I4'5
2
55 ö
15
13
5
4
7'oi
l 04
341-88
155
3
51*4
17
32
5
56
672
3-27
346-43
16-5
4
49-6
18
53
6
52
6*04
4"55
35I-96
*7#5
5
49*9
19
6
7
50
4*95
5'58
358 i6
18-5
6
51 "3
18
3
8
50
3-48
6-28
4*61
7
527
15 46
9.
50
— 171
6'57
1 0*7Q
205
8
53"o
12
24
10
49
+ 0*23
6'40
l6'20
21-5
9
5i-8
8
13
11
46
2*16
579
•20'47
22'5
10
487
+ 3
35
12
41
3"9i
479
2334
235
11
440
— 1
11
13
34
5'33
3'49
24'69
24-5
12
38-0
5
45
14
26
6*32
2*00
24*56
25*5
13
31-1
9
53
15
16
6-83
+ 0-43
23'05
26*5
M
23*6
13
22
16
7
6-88
— I II
20-32
27 5
15
157
16
4
16
56
6-5i
255
i6'6o
28-5
16
7*4
— 17 56
17
46
+ 579
- 3-83
I2'II
Sternbedeckungen
durch den Mond für Berlin finden in diesem Monat nur
für schwächere Sterne statt.
lO
. Fetruar 1921
Planeten
Mittlerer GreenwicKer Mittag.
Log.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Distanz
-Tvuim.
h
m
0
h
m
h m
0 >
Erde
h m
Merkur
J upiter
Febr. 2
21
51
— 146
27
1
3
Febr. 3
11 16*0
+ 6 13
I4 2 T
6
22
17
117
2*8
1
12
1 1
11 13*0
6 34
0"653
13 46
10
22
39
87
3'i
1
19
19
1 1 9*6
6 =»7
C649
13 12
14
22
57
5*8
3 '4
1
22
27
11 5*9
7 21
0*647
12 36
18
23
8
3'6
3*9
1
17
März 7
II 2*0
+ 7 46
C646
12 I
22
23
1 1
2 '3
4*4
1
3
26
•23
3
2'3
4*9
0
40
Saturn
März 2
22
50
— 3*4
Venus
5*3
0
1 1
Febr. 3
11
II 41*6
11 40*0
+ 4 28
4 4i
0*936
o*933
14 47
14 13
Febr. 2
23
58
+ 0-3
112
3
10
19
11 38-1
4 55
0*929
13 40
6
0
13
2'3
n*6
3
9
2 7
11 36*0
5 9
1j 7
10
0
27
4 '3
12*1
j
7
März 7
11 337
+ 5 25
0*926
12 33
14
18
0
0
41
55
6'3
8'2
127
13*3
3
3
5
3
Uranus
22
8
IO'O
13*9
3
0
Febr. 3
22 26.3
— 10 34
1*322
1 34
26
1
20
118
14*6
2
57
11
22 28*0
10 24
1*323
1 4
März 2
1
32
+ I3'5
15*4
2
53
19
22 297
10 14
1*323
0 34
F.br.2
Mars
27
März 7
22 31-4
22 33-1
10 4
— 9 54
1*323
1*323
0 4
23 31
23
3i
— 3*9
2*3
2
42
6
23
42
2-6
2-3
2
38
Neütun
1
10
23
53
i'3
2*2
2
33
14
0
4
O'I
2*2
2
28
Febr. 3
8 59*2
+ 17 9
1*464
12 5
18
0
15
+ 1-2
2 "2
2
24
1 1
8 58-3
17 13
1*464
11 32
22
0
27
2'4
2*2
2
19
T9
8 57*5
17 T7
1-464
TI O
26
0
38
37
2*2
2
14
27
8 56-6
17 20
I'465
IO 28
März 2
0
49
+ 4*9
2*1
2
10
März 7
8 55*9
+ 17 23
1*466
9 56
Konstellationen.
1. Neptun in Opposition zur Sonne; 10. Venus größte östliche Elongation (46 0 46/);
15. Merkur größte östliche Elongation (180 8') und im Perihel; 24. Uranus in Kon-
junktion mit der Sonne.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
U = id 2i*3h
Dione
U = 2d i77h
Rhea
U = 4d I2*5h
Titan
U = i5d 23*3h
d h
Febr. 4 14*1 E
10 6*i E
15 22*0 E
21 13-8 E
27 57 E
d h
Febr. 4 o*6 E
12 5*7 E
20 10*5 E
28 15*4 E
d h
Febr. 12 n'o E
26 0"2 E
d h
Febr. 8 6*3 W
16 8*5 E
24 3*9 W
1 1
Stellungen der Jupitermonde im Februar 1921.
II.
III.
IV.
Stellungen um i3n i5m für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
West. I Ost
Tag
IL
iS
20
21
22
23
24
25
26
27
28
o
o
o
4 2 O
O 4 2 3
o
2 31 Q
o
3 1 -O
2 (II
O 1 3
4 3 U
4 3
o
1 o
3 O 1
2 iQ
Q
_o_L
2 i34Q
O
1 Q
.? Q
2 1 o
Ox
O1 2
2 3
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, 1 des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, » d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang, ~\ des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, 1 d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, i des Begleiters
DE Durchgang, Ende, J vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, ) des Begl. beim Über-
SE Schatten Ende, > gang über d. Scheibe.
Febr.
h
111
Febr
h m
2.
1. SA
18 48
14.
II. DA
13 19
" 3-
I. VA
15
58
IV. DE
13 28
4-
III. BE
12
30
II. SE
15 17
I. SA
13
16
II. DE
16 6
I. DA
13 56
16.
II. VA
7 28
I. SE
15
33
II. BE
11 6
I. DE
16
11
18.
III. VA
14 36
5-
I. VA
10
26
1. SA
n 4
I. BE
13
19
I. DA
17 25
II. VA
15
34
19.
I. VA
14 13
6.
IV. BE
7 39
I. BE
16 47
I. SA
7 45
20.
I. SA
11 33
I. DA
8
22
I. DA
11 51
I. SE
10
2
I. SE
13 4~
I. DE
IO
37
I. DE
14 6
7.
I. BE
7
45
21.
I. VA
8 41
II. SA
9
53
I. BE
11 13
II. DA
11
4
II. SA
iS 1
II. SE
12
43
II. DA
15 33
II. DE
13
51
II. SE
17 5i
9-
II. BE
8
50
22.
III. SE
8 i
IO.
I. VA
17
51
I. SE
8 18
Ii.
III. VA
10
37
I. DE
8 32
I. SA
15
10
III. DE
8 5^
I. DA
15
40
IV. VA
16 6
III. BE
15
5i
23.
II. VA
10 4
I. SE
17
27
II. BE
13 22
I. DE
17 56
25-
IT. SE
7 8
12.
I. VA
12
19
II. DE
7 28
I. BE
15
3
26.
1. VA
16 7
II. VA
i3
10
27.
I. SA
13 27
13-
I. SA
9
39
I. DA
13 34
I. DA
10
7
I. SE
15 43
I. SE
11
55
1. DE
15 50
I. DE
12
22
28.
I. VA
10 35
14.
I. BE
9 29
I. BE
12 57
IV. SE
9
49
II. SA
17 3S
IV. DA
10
11
II. DA
17 47
II. SA
12
27
I 2
März 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr. Koord.
Positions-
Tag
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
März
h
m
s
0 /
h m
s
m
s
0
0
0
i
22
47
32
7 40*8
22 34
59
+ 12
33
jj
262*41
— 7*23
21 Oo
2
C T
j *
I 7
7 180
' 38
ju
12
21
240/24
7 24
21*93
3
jj
I
42
52
j
12
9
236'07
J /
7*25
/ J
221 7
4
22
j
45
6 32*0
j
46
49
1 1
56
222*89
7-25
22*40
5
2 3
2
28
6 89
50
46
1 1
43
209-72
7*25
2263
6
6
1 1
5 4V7
j tJ /
54
42
1 1
29
y-' j j
7*2 5
/ J
22*85
7
Q
22'4
22 58
J
39
j v
11
1 5
j
l83*37
* J j /
7*2 5
/ J
23*07
o
o
I 3
J
36
4 59'r
23 2
J
35
11
0
170*19
7*24
23*28
9
17
17
4 3V7
JJ /
6
32
10
46
I57'02
7'24
23-49
IO
20
jV
4I2'2
10
28
10
30
j w
143*84
7.23
/ J
23 6ö
Ii
24.
1
40
3 48 7
j 1 /
14
25
10
15
I30"66
7*21
23 OO
12
28
20
3 2C*,'I
18
21
9
J"
II7'48
7 '20
24O6
*3
32
J *
I
3 1*5
j J
22
18
9
43
*r J
104*30
7*i8
24*24
*4
3 <%
41
2 37*8
26
1 5
j
9
26
91*12
7*17
I i
24'4I
3Q
20
2 I4'2
i
30
jv
11
9
9
77'94
7*15
24'57
16
43
^ J
O
I "".O* 5
1 D J
34
JT
8
8
52
J*
64'76
7*12
24'73
*7
46
39
1 26-8
38
4
8
35
5I-58
7*10
- ,.QO
24 OO
18
50
18
1 3"i
42
1
8
38*40
7.07
25-02
19
53
57
0 39"4
45
57
8
0
25*21
7*04
25*l6
20
23
57
36
0 157
49
54
7
42
I2*03
7'oi
25*29
21
0
1
14
+
0 8'o
53
50
7
24
358-85
6*98
25*41
22
4
53
0 3i'7
23 57
47
7
6
345'66
694
25*53
23 ■
8
3i
0 55*4
0 1
44
6
47
332-47
6*90
25*64
24
12
9
1 190
5
40
6
29
319*29
6*87
25*74
25
15
47
1 42*6
9
37
6
11
306*10
6*83
25*83
26
19
25
2 6*1
13
33
5
52
292*91
6*78
25*92
27
23
3
2 297
*7
30
5
34
279*72
6*74
26*00
28
26
42
2 53*i
21
26
5
15
266*53
6*69
2607
29
30
20
3 16-5
25
23
4
57
253*34
6-64
26*14
30
33
58
3 39*9
29
19
4
39
240 15
6'59
26*20
3i
0
37
36
+
4 3'2
0 33
16
+ 4
20
226-95
— 6*54
— 26*25
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Letztes Viertel: März id 2h 3*2m. Erdferne: März 4d i4,oh.
Neumond: » 9d 6h 9*2m. Erdnähe: » 20d 13*1 h.
Erstes Viertel: » i6d 1511 49*2m.
Vollmond: » 23d 8h i8*9m.
Letztes Viertel: » 3od 21 h I3*4m.
13
März 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
Stenographische Koordi-
Positions-
Tag
naten des Mondmittel-
winkel
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
der Mond-
Länge
Breite
achse
März
h
m
h
m
0
1 5
16
58'7
— 18
54
18
35
+ 4*8 1
— 4*91
7*12
25
17
49*4
19
0
19
23
3'64
576
i'88
3'5
18
39*4
18
16
20
10
2*37
6*35
356*62
4'5
19
28-5
16
44
20
56
+ 1*07
. 6*66
351*58
5'5
20
167
14
29
21
42
0*21
6*69
346*94
65
21
4*1
11
38
22
26
6-44
342*89
7'5
21
51*0
8
16
23
10
2'5°
5*90
339*56
85
22
37*7
4
30
23
54
3.46
5-08
337*09
9 5
23
24*6
— 0
3i
—
—
4*27
4*02
335'6o
IO 5
O
12*2
+ 3
34
0
39
4*92
275
335*19
ii'5
I
I'O
7
32
1
25
5'40
— 1-32
335*93
125
I
5**4
11
14
2
12
5*69
+ 0*19
337*88
I3'5
2
43*9
14
25
3
1
577
172
34ro3
I4'5
3
38-6
16
54
3
53
5*62
3*18
345*32
x5'5
4
35'4
18
28
4
47
5*21
4*49
35°*57
16 5
5
33*8
18
58
5
43
4*53
5'56
356'5X
175
6
33*2
18
18
6
4i
3*58
6-31
275
18 5
7
32*6
16
29
7
38
2*38
6-68
8*86
I9'5
8
3i*3
13
36
8
36
I'OO
6'63
I4'39
205
9
28-8
9
52
9
32
+ o'48
6-15
18*98
21 5
10
25-1
5
3i
10
26
1*96
5-26
22-35
22 5
11
20-3
+ 0
52
11
19
3'3i
4*°4
24*32
235
12
14*6
— 3
46
12
11
4*42
2*58
24*81
245
13
8'4
8
6
13
3
5*22
+ 0*99
23*86
255
14
1-9
11
53
13
54
5-65
— 0*63
21*58
26 5
55*2
14
58
14
45
570
2*17
18*16
27-5
15
48-2
17
11
15
36
5-38
3*56
13*84
28-5
16
407
18
30
16
26
475
474
8-90
29\5
17
32*4
18
55
17
15
3'84
5*68
3*62
30*5
18
23-2
18
27
18
4
275
6*35
358-28
3i'5
19
12*9
— 17
10
. 18
5o
+ i*53
— 674
353'n
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Green wich.)
Positionswinkel
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Eintritt
Austritt
ö Tauri
3*9
März 1 5
4h 49'4m
5h 35*9m
137*3°
212*4°
68 »
4*3
» 15
6 8-3
7 9*4
567
297*5
Ferner wird der Stern 119 Tauri (Gr. 4-9) am 16. März um ioh 26*5m beim Positions-
winkel 50 dem Monde auf 26" nahe kommen.
4
März 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Log.
-Lag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tae
Rekt.
Dekl.
Distanz
Kulm.
h
m
0
*
h
m
h
m
0 /
Erde
h m
Merkur
Jupiter
März 2
22
50
— 3'4
5'3
0
11
März 7
+ 7 46
6
22
36
5'3
5'4
i\
j
04
11
2'0
o-646
12 1
IO
22
25
72
5 "2
2 3
Q
15
10 58*2
8 10
0.648
11 26
14
22
20
8-6
5'°
22
5°
23
IO
54*6
8 32
0*651
10 51
i8
22
21
9'5
4 w
22
37
31
IO
5I#3
8 51
0-656
10 16
22
22
28
9'8
4 J
29
April 8
IO
48*6
+ . 9 7
0*663
9 42
20
22
40
9'5
4*°
22
25
3°
22
54
87
3'7
22
25
Saturn
April 3
23
11
— 7*5
3*5
22
20
Venus
März 7
1 1
33*7
+ 5 25
0*926
12 33
März 2
*5
II
3i-4
5 40
0*926
11 59
1
32
i- i3'5
I5'4
2
53
23
II
29*1
5 55
0*927
11 25
6
1
43
15 1
16*3
2
48
31
II
26*9
6 9
0*929
10 52
IO
1
53
I7'3
2
43
April 8
II
24-9
I ^ 22
10 18
14
2
2
i7'ö
18-4
2
36
18
2
10
19*0
19*5
2
28
22
2
16
20'0
20-8
2
18
Uranus
26
2
20
20-8
22*1
2
6
März 7
30
2
22
21 \3
23*6
1
52
22
33*i
— 9 54
1*323
23 31
April 3
2
22
+ 21-5
Mars
25'0
1
36
15
22
34'8
9 44
1-322
23 I
23
3i
22
22
36'5
38-0
9 35
9 25
1-321
1*320
22 31
22 I
März 2
0
49
+ 4"9
2*1
2
10
April 8
22
39*5
— 9 17
1.318
21 31
6
1
0
6-i
2*1
2
5
10
1
11
7'3
2*1
2
0
Neptun
14
1
22
8-4
2*1
1
55
18
33
9-6
2*1
1
5i
März 7
8
55'9
+ 17 23
1*466
9 56
22
1
44
10*7
2*0
1
46
15
8
55*2
17 26
1*467
9 24
26
1
55
IT-8
2*0
1
42
23
8
54'7
17 29
1*469
8 52
3°
2
6
12-8
2*0
37
31
8
54'2
17 30
1*470
8 20
April 3
2
18
+ 13-8
2*0
1
32
April 8
8
53*9
+ 17 32
1*472
7 48
Konstellationen.
3 Merkur untere Konjunktion mit der Sonne; Venus im Perihel; 5. Jupiter in Oppo-
sition zur Sonne; 12. Saturn in Opposition zur Sonne; 17. Venus in größtem Glänze;
30. Merkur größte westliche Elongation (270 50'); 31. Merkur im Aphel.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
U = id 2i*3h
Dione
U = 2d i7*7h
Rhea
U = 4d i2*5h
Titan
U = i5d 23-3**
d h
März 4 21*6 E
10 13*4 E
16 5*3 E
21 21*2 E
27 137 E
d h
März 8 20*2 E
17 i'3 E
25 6-3 E
d h
März 11 13*2 E
25 2 0 E
d h
März 4 6*1 E
12 1*4 W
20 3'6 E
27 22*9 W
l5
Stellungen der Jupitermonde im März 1921.
II.
III.
IV.
Stellungen um 12 n om für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West
Ost
o
o
14 o
o
o
o
o
2 O
4 3 2 O 1
3 4 1 O
3 20
2 1 O 3 4
O \ 3 4
1 O 2 3
2 O 3
16
3 2 O 1
17
iS
1 O
3 O 1 4
12-
20
2T
22
23
043
4 O 2 1 3
I Q 2 3
2 O1 3
3 2 O
24
25
I O 2
O 21
26
421 o
27
28
29
4 O 1 3
1 O 4 2 3
2 O 1 3
30
o
31
i-O
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, 1 des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, J d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang \ des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, f d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, 1 des Begleiters
DE Durchgang, Ende, j vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, 1 des Begl. beim Über-
SE Schatten, Ende, / gang über d. Scheibe.
März
i.
13-
I. SA
I. DA
III. SA
III. DA
I. SE
I. DE
III. SE
III. DE
I. BE
II. VA
II. BE
II. SA.
II. DA
II. DE
II. SE
I. DA
I. SA
I. DE
I. SE
I. BA
I. VE
I. DA
I. SA
I. DE
I. SE
III. DA
III. SA
III. DE
III. SE
I. BA
I. VE
II. BA
I. SE
IV. BA
II. DA
II. SA
II. DE
II. SE
IV. VE
II. VE
I. DA
I. SA
I. BA
I. VE
I. DA
h m
7 55
8 o
8 42
9 6
IO 12
10 16
11 59
12 12
7 23
12 40
15 36
6 52
6 54
9 42
9 42
15 18
15 21
17 34
17 37
12 25
14 45
9 44
9 49
12 o
12 6
12 21
12 41
15 29
15 57
6 51
9 14
15 2
6 35
8 45
9 8
9 27
11 56
12 17
14 4
7 25
17 2
17 15
14 9
16 39
11 28
März
15.
16.
i7.
18.
19.
30.
3i-
I. SA
1. DE
I. SE
III. DA
III. SA
I. BA
I. VE
II. BA
I. DE
SE
DA
SA
II. DE
II. SE
III. VE
IV. DA
II. VE
I. BA
I. DA
I. SA
I. DE
I. SE
I. BA
I. VE
I. DA
I. SA
I. DE
I. SE
I. VE
II. DA
II. SA
II. DE
III. BA
III. VE
II. BA
II. VE
IV.
VE
DA
I. SA
I. BA
I. VE
I. DA
I. SA
I. DE
I. SE
h m
11 44
13 44
14 o
15 38
16 40
8 35
11 8
17 17
8 10
8 29
11 22
12 2
14 11
14 52
9 46
14 30
10 o
15 53
11 13
13 38
15 28
15 54
10 19
13 2
7 39
8 7
9 55
10 23
7 31
13 38
14 37
16 26
8 25
13 44
8 41
12 36
8 1
14 58
15 33
12 4
14 57
9 24
10 1
11 40
12 1/
April 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr.
Koord.
Positions-
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
winkel der
Sonnen-
To.p
J.dg
Rekt.
Dekl.
punktes
Länge
Breite
achse
April
hm s
0 /
h m s
m s
0
1
0
0
i
0 41 15
+ 426-4
0 37 12
+ 4 2
213-70
— u 40
— 26*30
2
44 53
4 49*5
41 9
3 44
200*57
6*42
26-34
3
48 32
5 12-5
45 6
3 26
xo7 37
6*37
26*37
4
52 11
5 35'5
49 2
3 9
I74'I7
Amt
O 31
26*39
5
55 50
5 58-3
52 59
2 51
160 98
26*41
6
0 59 29
6 2I'I
0 56 55
2 34
147 7°
u 1 0
26*42
7
1 3 8
6 437
1 0 52
2 17
134 5Ö
Oll
26*42
8
6 48
7 6-3
4 48
2 0
121*39
6*04
26-41
9
10 28
7287
- 8 45
1 43
108 19
5*97
26*40
IO
14 8
7 5°*9
12 41
1 26
94*99
5*9°
26-38
Ii
17 48
8 13*1
16 38
1 10
ÖT 79
5 ö3
26*35
12
21 29
8 35-1
20 35
0 54
uo
5*76
26*31
13
25 10
8 57'o
24 3i
0 39
55 3Ö
5 00
26*27
14
28 51
9 18-7
28 28
0 23
4<^ J- °
5*6°
26-22
15
32 32
940-2
32 24
+ 08
20 90
5*52
26*16
16
36 14
10 i*6
36 21
— 0 7
15*77
5*44
26.10
17
39 56
10 22*9
40 17
0 21
2-56
5*36
26.03
18
43 39
1043-9
44 14
0 35
349-36
5-27
25.95
19
47 22
11 4-8
48 10
0 49
336-I5
5*19
25.86
20
5i 5
11 25*5
52 7
1 2
322-94
5-10
25*77
21
54 49
11 46*0
1 56 4
1 15
3°9*73
5oi
25-67
22
1 58 33
12 6-3
200
1 27
296-52
4*92
25-56
23
2 2 18
12 26*4
3 57
1 39
283*31
4*83
25*44
24
6 3
12 46-4
7 53
1 50
270*10
4*74
25*32
25
9 48
13 6*i
11 5°
2 1
256-88
4#64
25*19
26
13 34
1325*6
15 46
2 12
243 67
4*55
25'05
27
17 21
13 44*8
19 43
2 22
230*45
4'45
24*90
28
21 8
14 3*9
23 39
2 31
217*24
4*36
24-75
29
24 56
1422-7
27 36
2 40
204*02
4-26
24'59
30
2 28 44
+ I4 4i*3
2 31 33
— 2> 49
190-81
— 4-16
— 24-42
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Neumond: April 7d 2ih 5*2m. Erdferne: April id 8*9h.
Erstes Viertel: » I4d 22h n*6m. Erdnähe: » i6d 3*oh.
Vollmond: » 21 d 1911 49*4in. Erdferne: » 29d 46h.
Letztes. Viertel: d 29d i6h 8*7m.
17
April 1921
Mond
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Seienographische Koordi-
Positions-
naten des
Mondmittel-
winkel
der Mond-
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
Länge
Breite
achse
April
h
m
0
/
h
m
0
0
0
15
20
T ' A
L 4
T £
y
T O
xy
36
-f- 0*26
—
c .0 .
D 04
348'32
25
20
AQ'O
1 2
20
2 1
— 0-99
6-65
344'07
35
2 1
jj y
y
t n
1 y
2 1
c
2*15
6*17
340-51
45
22
22*6
c
J
42
2 1
3 18
5 '41
33776
5 5
2 3
y d
— x
47
22
4'02
4'39
335-94
65
Ol A
4- 2
18
23
IQ
. . ZT -
4 °4
3'!4
335-18
75
0
46' I
6
2 1
5*°2
1 '72
335*57
85
I
36-8
10
1 1
O
7
5 10
O Iö
337'i9
95
2
1 3
O
5 06
+
I '40
340*08
10 5
j
24*8
16
18
I
48
4*72
2 -93
344"i7
11 '5
4
22 '0
18
/
2
A3
4<3
4-I7
4'3°
349'29
125
c
20'6
18
Do
j
3 Q
3'43
5 '44
355'i6
13 5
6
19-8
18
■*y
A
't
36
2*54
0 20
1-38
!4'5
n
1
l8'7 '
16
0
34
1-52
O 71
7*50
I5'5
8
i6"s
2 1
6
— °-43
675
13-11
165
9
130
IO
55
7
25
+ 0.67
6-37
17-86
I7'5
10
8t
6
50
8
18
i'75
5-60
21-50
185
II
2 0
+ 2
24
9
10
2'74
4-48
23*85
195
Ii
55'2
• — 2
; §
10
1
3*59
3*n
24-82
20 5
12
48-2
6
31
10
52
4-24
+
1-56
24*39
215
13
41-2
10
29
11
42
4'66
005
2261
22 5
14
34'4
13
51
12
34
4-81
1 63
19-61
235
15
277
16
25
13
25
4*69
3-09
I5*58
245
16
20'9
18
6
14
16
4-29
4*37
10-79
255
17
137
18
51
15
6
3^3
5*41
5*54
26-5
18
5*4
18
42
15
55
275,
6-i8
0-12
275
18
17
4-
16
43
i'68
6-66
354'8i
28-5
19
45'2
15
54
17
30
+ 0-49
6'85
349-84
295
20
33'i
13
27
18
15
— 0*76
674
345*39
30'5
21
20*0
— 10
27
18
59
2"OI
6-35
341-60
durch den Mond für
Sirius-Kalender 192 1.
Berlin
Sternbedeckungen
finden in diesem Monat nur für schwächere Sterne statt.
2
April 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
h m
Dekl.
Radius
Kulm,
h m
Tag
Rekt.
h m
Dekl.
Log.
Distanz
Erde
Kulm,
h m
April 3
7
Ii
15
19
23
27
Mai 1
April 3
7
11
15
19
23
27
1
Mai
23 11
23 30
23 50
o 12
0 35
1 o
1 27
1 55
+
2
2
2
2
1
1
1 41
1 34
Merkur
7*5
58
3- 8
15
11
4- 0
7'1
+ 103
Venus
+ 21'5
215
21'0
202
I90
i7"5
I5"9
+ 14 2
Mars
3"5
3*3
3"i
30
2-9
2'7
2-6
2-6
25-0
26*4
27*7
287
29'3
29"5
29*1
28-3
22 26
22 30
22 35
22 41
22 49
22 59
23 10
23 23
1 36
1 iS
9 57
o 34
o 10
23 39
23 15
22 53
April 8
16
24
Mai 2
April 8
16
24
Mai 2
April 8
16
24
Mai 2
10 48*6
10 46 5
10 45 o
10 44-3
11 24-9
11 23-1
II 21*6
11 20-5
22 39*5
22 40*9.
22 42*1
22 43*2
Jupiter
+ 97
9 18
9 26
+ 9 28
Saturn
-f- 6 22
6 32
6 41
+ 6 46
Uranus
— 9 17
9 9
9 2
— 8 56
0663
0*671
o'68o
0-689
9 42
9 9
8 36
8 4
0-932
10
18
0-935
9
45
0*940
9
12
o'945
8
40
1-318
21
3i
1*317
21
1
1*314
20
31
1-312
20
1
Ap 1I3
2
18
" + 13-8
20
1
32
7
2
29
14-8
2-0
1
28
Neptun
11
2
40
15-8
20
1
24
15
2
52
16-7
2 0
1
19
April 8
8 53-9
+ 17 32
1-472
7
48
19
3
3
17-5
1*9
1
15
16
8 53 8
17 32
i'474
7
16
23
3
14
183
i*9
1
10
24
8 537
17 33
1-476
6
45
27
3
26
19-1
1*9
1
6
Mai 2
8 53'9
+ 17 32
1-478
6
13
Mai 1
3
38
+ 19-8
i'9
1
2
Konstellationen.
10. Mars in Konjunktion mit der Sonne; 22. Venus untere Konjunktion mit der Sonne.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
u
Tethys
= Id 2I'3h
U
Dione
_ 2d i7*7h
Rhea
U = 4d 12-5*1
U:
Titan
= I5d 23.3h
d
h
d
h
d h
d
h
April
2
5*1
E
April
2
11-3
E
April 7 15 0 E
April
5
1*4 E
7
20-9
E
IO
162
21 42 E
12
20-5 W
13
12*7
E
18
21'2
E
20
23-2 E
19
4-6
E
27
2 2
E
28
18-4 W
24
205
E
30
12-4
E
19
Stellungen der Jupitermonde im April 1921.
II.
III.
IV.
Stellungen um nJl für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
13
17
18
19
20
23
24
26
28
29
30
West.
Ost.
30
O 1 3 4
1 o
240 1 3
42 31 O
4 3
O,
o
o
O 1 3
1 o
2 3
2O 1 3
'3 40
Oi 2 4
O 2
2 3 iO
2 O i-3
o
2 3
O 1 3.
1 o
o \
4 1 O
8« Q
2 Q 1 3
1 o
2 3
O 1 3
4 3
1 Q3
o_
4 iQ
3 2 o;
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, \ des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende,
BA Bedeckung, Anfang,
BE Bedeckung, Ende,
DA Durchgang, Anfang,
DE Durchgang, Ende,
d. PL-Schatten
des Begl. durch
d. PL-Scheibe
des Begleiters
vor der Scheibe
SE Schatten Ende, / gang über d. Scheibe.
April
h
m
April
h m
1.
I. VE
9
25
.16.
1. SA
8 19
II. DA
15
55
I. DE
9 40
III. BA
11
47
I. SE
10 35
3-
II. BA
10
-59
17.
I. VE
7 43
II. VE
15
11
II. BA
15 40
5-
II. DE
; 7
53
19.
II. DA
9 46
IV. DE
8
45
II. SA
11 42
II. SE
9
20
II. DE
12 36
IV. SA
11
46
IL SE
14 3i
IV. SE
15
30
20.
III. DA
8 38
6.
III. SE
~ 7
49
III. DE
11 51
I. BA
13
50
III. SA
12 35
7-
I. DA
11
11
III. SE
15 45
1. SA
11
56
21.
II. VE
9 40
I. DE
13
26
I. DA
14 47
I. SE
14
12
I. SA
15 46
8.
I. BA
8
17
22.
IV. SE
9 25
L VE
11
20
I. BA
11 53
9-
I. DE
7
53
I. VE
15 9
I. SE
8
40
23-
I. DA
9 14
III. BA
15
12
I. SA
10 14
10.'
II. BA
13
18
I. DE
11 29
12.
II. SA
9
6
L SE
12 29
II. DE
10
13
24.
I. VE
9 38
II. SE
11
55
26.
II. DA
12 11
13-
III. DE
8
19
II. SA
14 19
III. SA
8
36
II. DE
15 t
III. SE
11
47
27.
III. DA
12 13
IV. BA
f3,
5o
III. DE
15 28
I. BA
15
37
28.
II. VE
12 15
14.
I, DA
12
58
29.
I. BA
13 42
I. SA
13
5i
30.
IV. BE
9 32
I. DE
15
14
I. DA
11 3
I, SE
16
6
I. SA
12 9
15.
I. BA
10
4
I. DE
13 19
I. VE
13
14
I. SE
14 24
2*
20
Mai 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
lag
XVcKL.
J_/CK1.
oternzeit
^eitgleicming
Heliogr. Koord.
des Sonnenmittel-
punktes
Positions-
winkel der
Sonnen-
achse
Länge
Breite
Mai
h m s
0 /
h m s
m s
0
0
0
i
2 32 32
+ 14 59*6
2 35 29
— 2 57
i77'59
— 4*06
— 24*25
2
36 22
15 17-7
39 26
3 4
164*37
3*96
24-07
3
40 II
15 35*5
43 22
3 "
151*16
3 86
23-88
4
44 2
15 53"i
47 19
3 17
137*94
3*75
23*68
5
47 53
16 10*4
5i 15
3 23
12472
3*65
23*48
6
5i 44
16 27*5
55 12
3 28
111*50
3*54
23*27
7
55 36
1644*3
2 59 8
3 32
98*28
3*43
23*05
8
2 59 29
17 o*8
3 3 5
3 36
"85-06 .
3*32
2283
9
3 3 22
17 17*0
7 2
3 40
71 84
3*21
22*59
IO
7 16
17 32*9
10 58
3 42
58*61
3*10
22-36
Ii
1 1 10
17 48*6
14 55
3 45
45*39
2*99 <
22 11
12
15 5
18 3-9
18 51
3 46
3216
2 88
21*86
13
19 0
18 19*0
22 48
3 48
18-94
2-77
21 '6o
14
22 56
18 337
26 44
3 48
571
2*66
2i*33
15
26 53
18 48T
30 4*
3 48
352*49
2*54
2106
16
3° 5o
19 2*2
34 37
3 48
.339-26
2-43
20-78
17
34 47
19 16*0
38 34
3 47
326-03
2*32
20*49
18
38 46
19 29*4
42 3°
3 45
312-81
2'20
20*20
19
42 44
19 42-5
46 27
3 43
299*58
2 08
I9*90
20
46 44
19 55*3
50 24
3 4°
286-35
1*97
I9*6o
2 1
20 H'7
S.A 20
O O/
273*12
1-85
22
54 44
20 19*8
3 58 17
3 33
259*89
i*73
l8-97
23
3 58 44
20 31*6
4 2 13
3 29
246*66
i*6i
l8-65
24
4 2 46
20 43-0
6 10
3 24
233*42
1.49
l8*32
25
6 48
20 54-0
10 6
3 19
220*19
i*37
17*99
26
10 50
21 47
14 3
3 13
206*96
1*25
I7'65
27
14 53
21 15-0
18 0
3 6
193*73
1*13
I7.30
28
18 57
2 1- 25*0
21 56
3 0
180*50
roi
16*95
29
23 0
21 34*6
25 53
2 52
167*27
0*89
16.60
30
27 5
21 43*8
29 49
2 44
.i54*o3
o77
1624
31
4 3i 10
+ 21 52-6
4 33 46
— 2 36
140*80
— 0*65
— I5-87
Neumond :
Erstes Viertel:
Vollmond :
Letztes Viertel:
Mai
»
» .
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
7d 9h i'5m. Erdnähe:
Erdferne:
3h 24-8*".
8h i5'4ra.
29d 9h 44*6m.
14a
2Id
Mai
26*3
8'2h.
22-8h
Mai 1921
21
Mond
Mittlere Zelt Greenwich.
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
Selenographische Koordi-
naten des Mondmittel-
punktes
Länge Breite
"D/\ ci'f Inno
winkel
U.C1 IVIUIIU.-
achse
•
JMai
h
m
0
/
ii
m
0
0
0
I*5
22
6*4
6
oy
I Q
4*
D 1 /
D u
33ö 5Ö
2 '5
22
=;2*8
3
1 2
20
26
A'J 7
4 /D
33Ö'44
3 "5
zj
3Q'8
-1- 0
4y
2 1
j j
3*^8
335'3°
4 "5
0
28*1
4
Do
2 1
eR
J°
2*22
335'27
5*5
i8'3
8
22
A 7
4/
0'7I
336"45
° 5
2
10*9
12
27
2 3
38
_|_ 0-88
33^'92
7*5
6*i
i D
2Q
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4J
342 Oö
ö 5
.1
I 7
4 A
0
3 3
JJ
3"Q T
0 yA
347'62
9*5
5
3*7
l8
40
1
5(1
3 0
D A4
353*45
105
6
l8
44
2
*v
2 "OO
6'o6
35977
11 '5
/
T 7
28
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28
6*6o
6*09
LZ 5
8
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0
A
4
26
1 u DD
6"72
1 1 yo
I3"5
Q
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II
4.8
4
D
21
1*72
6*42
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6
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#4
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D / D
ZU Ol
I5*5
10
AQ'2
*ry
32
7
/
6
V58
4 / w
23*43
10 5
11
416
— 0
56
7
57
4'2I
3'4i
24*72
I7'5
12
33*4
5
1.7
8
46
4*62
1-94
10 5
13
25-2
9
20
9
36
4'83
+ 0-38
•7 3*28
T9*5
14
i7'4
12
5i
10
26
4'83
— ri8
20*68
205
15
IO'O
15
40
11
16
4'63
2*65
21-5
16
2-9
17
40
12
7
4'23
3*96
12-46
22*5
16
557
18
45
12
57
3-63
5*06
7*34
23-5
17
48-0
18
55
13
47
2'85
5'9o
1*92
24*5
18
39*2
18
11
T4
36
i'go
6-46
356-52
25*5
19
292
16
40
15
24
+ o*8o
6*72
351*39
26*5
20
17*6
14
25
16
9
— 0*41
669
34673
27 5
2r
4'8
Ii
36
16
54
i-68
6-38
34272
28-5
21
5i*i
8
18
*7
37
2'95
579
339*45
29'5
22
36'9
4
39
18
20
4'i5
4'95
337*°4
30*5
23
23-0
— 0
45
19
4
5*19
3-88
335*57
3*'5
0
IO'O
+ 3
16
.19
49
— 5'99
— 2'6o
335*13
durch den Mond für Berlin
Sternbedeckungen
finden in diesem Monat nur
für
schwächere Sterne statt.
22
Mai 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Log.
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Rekt.
Dekl.
Distanz
Kulm.
h
m
0 •
h
m
h
m
0 /
Erde
h
m
Merkur
J u piter
Mai i
1
55
103
2-6
23
23
Mai 2
5
2
26
13-6
2'5
23
39
10
44*3
+ 9 28
0-689
8
4
9
2
^0
oy
i6'8
2'5
23
56
10
10
44*3
9 27
0.699
7
32
13
3
S)J
I9'8
2'6
0
11
18
10
45'o
9 21
0*710
7
1
1 7
4
9
22*2
2*6
0
30
26
10
46*4
9 10
0-720
6
3i
2 1
4
44
-+T-
24O
2-S
0
50
Juni 3
10
48*5
+ - 8 56
0-730
6
2
5
17
25-2
*n
z y
1
7
29
5
48
25-6
3 1
1
22
Saturn
Juni 2
6
15
-|_
25'5
3*4
1
34
Venus
iviai 2
1 1
20-5
+ 6 46
o-945
8
40
Mai 1
5
9
J3
1
1
1
1
34
29
27
26
14-2
127
n*5
10-5
28-3
27*2
25-8
24/3
22
22
2Z
22
53
33
I 0
0
10
I 0
20
Tuni q
11
11
11
11
197
I9'3
I9'4
19*8
6 50
6 51
0 49
+ 6 44
0-950
0-956
0-962
0 968
8
7
7
6
7
36
4
33
17
1
28
9-8
22-8
2 I
47
21
33
9*4
21-4
2 1
a.6
Uranus
25
1
39
9'3
2CI
21
26
Mai 2
— 8 56
29
1
46
9*5
9-8
18-8
21
19
22
43*2
1-312
20
1
Juni 2
1
55
+
17-6
21
12
10
22
44-1
8 50
1-309
19
30
18
22
44-8
8 46
1-307
18
59
Mars
26
22
45*4
8 43
1-304
18
28
Mai 1
3
38
-F 19-8
1*9
I
2
Juni 3
22
45'8
— 8 41
1.301
17
57
5
3
49
20'5
1*9
O
58
9
4
1
21*1
1:9
O
54
Neptun
13
4
13
21 '6
1-9
O
50
17
4
24
22'I
vg
O
46
Mai 2
8
53'9
+ r7 32
1-478
6
13
2 r
4
36
22*6
i-8
Ö
42
IC
8
54'i
17 3i
1-480
5
42
25
4
48
23'0
v8
O
38
18
8
54'5
17 30
1*482
5
11
29
5
0
23'3
rS
O
34
26
8
55-o
17 28
1-484
4
40
Juni 2
5
12
2 3*6
r8
O
30
Juni 3
8
557
+ 17 25
1-485
4
9
Konstellatio nen.
10. Merkur obere Konjunktion mit der Sonne; 14. Merkur im Perihel; 20. Merkurin
Konjunktion mit Mars (Abstand in d i°3'); 28. Venus im größten Glanz.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
Dione
Rhea
Titan
u
= id
21-3
h
U
2d 177h
U
4d 12-511
U
= 15
d 23.3h
d
h
d
h
d
h
d
h
Mai
6
4*3
E
Mai
5
7-2 E
Mai
4
17-3 E
Mai
6
21-4 E
1 1
20-2
E
13
I2'2 E
t8
65 E
14
16-8 W
17
12*1
E
21
17-3 E
31
19 8 E
22
20*0 E
23
4-I
E
29
22 4 E
30
15-5 W
28
20-0
E
23
Stellungen der Jupitermonde im Mai 1921.
III.
IV
Stellungen um io*1 30m für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West
Ost
2 O 3 4
i O 23
O 2 I
i O 3
3 O
O 2. 4
3 2 O 1 4
04
9
io
n
12
13
14
4 iQ 2 3
o \
i O 3
3 2Q 1
1 O
3 2O
15
16
17
2 iQ
4 O 2 3
Qi 2 3
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
2S
29
30
31
2 1 O 3
3 2 O 1
3 1 O
O 1
130
O 2 34
O \ 3
2 MO 3
4 23 Q
4 3 ■ 1 ,0
O2 1
? o
Q 1 3
O 2 3
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, ■» des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, J d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang | des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, J d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, | des Begleiters
DE Durchgang, Ende, / vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, ■» des Begl. beim Über-
SE Schatten, Ende, / gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Greenwich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, ih zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren.
Mai
h
m
Mai
h
m
1. .
III. VE
9
37
16.
I. SA
10
27
I. VE
1 1
33
I. DE
11
30
2.
I. SE
8
52
I. SE
12
4i
5.
II. BA
9
43
17-
I. VE
9
52
7-
II. SE
9
1
IV. VA
10
20
I. DA
12
54
IV. VE
13
5o
I. SA
14
4
2r.
II. DA
8
55
8.
III. BE
8
53
II. SA
11
27
I. BA
10
1
II. DE
11
45
III. VA
10
26
22.
III. BA
13
13
IV. DA
12
35
I. BA
13
46
I. VE
13
28
23-
II. VE
9
17
III. VE
13
35
I. DA
11
8
9-
I. SA
8
33
I. SA
12
22
Ii DE
9
37
I. DE
13
23
I. SE
10
47
24.
I. VE
11
47
12.
II. BA
12
11
25-
I. SE
9
9
5
II. SA.
8
50
IV. DE
46
II. DE
9
12
26.
III. SE
11
37
II. SE
11
38
28.
II. DA
11
30
15.
III. BA
9
22
30.
II. VE
11
52
I. BA
11
53
I. DA
13
2
III. BE
12
40
3i-
I. BA
10
9
16.
I. DA
9
14
I. VE
13
42
24
Juni 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr. Koord.
Positions-
Tag
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
Juni
h ni s
0 /
h m s
m s
6
0
0
i
4 35 *5
-j-22 i'i
4 37 42
— 2 27
I27'S7
— 0-53
— I5*5°
2
39 21
22 92
41 39
2 Iö
II4 33
0*41
15*12
3
43 27
22 16*8
45 35
2 9
IOI'IO
0*29
x4'74
4
47 33
22 24 2
49 32
59
87-86
0-17
T4*35
5
51 4°
22 31*1
53 29
1 49
74'6^
O'OS
13-96
6
55 47
22 37*6
4 57 25
T 08
1 3Ö
6l"39
-1- 0*07
I3'56
7
4 59 55
22 437
5 1 22
I 27
48-16
CI9
13*16
o
o
5 4 2
22 49'4
5 10
T T A
I IO
34*92
0'3I
12*76
9
O II
22 54*7
9 15
1 4
21*69
I2*35
IO
12 19
22 59*6
13 11
0 52
8-45
11-94
ii
16 27
23 4*2
17 ö
0 41
3 55 '21
0*67
11-52
12
20 36
23 8*3
v 21 4
0 28
341*98
°*79
I I'IO
I3
24 45
23 I2"0
25 1
0 16
328*74
0-91
IO Oo
*4
28 54
23 r5'3
2ö 5»
— 04
I '0 3
IC26
*5
33 3
23 i8'i
32 54
+ 09
302*27
1*15
• 9 03
IO
37 12
23 20*6
3^> 51
0 22
289-03
1*27
9*40
*7
41 22
23 22-7
40 47
0 34
27579
i*39
ö 90
18
45 31
23 24*3
44 44
0 47
262*56
*'5*
Ö 53
19
49 4°
23 25*6
40 40
1 0
249*32
1-62
20
53 50
23 26'4
52 37
1 13
236*08
r74
7'65
21
5 57 59
23 2Ö"8
5 56 33
1 26
222.84
1*86
7*21
22
629
23 26*8
6 0 30
1 39
209*6l
1*97
6*76
23
6 18
23 26-4
4 27
1 52
I96*37
2*09
6*32
24
10 28
23 25*5
8 23
2 5
183-14
2-21
5*87
25
14 37
23 24'3
12 20
2 17
1699O
2*32
5*42
26
18 46
23 22 6
16 16
2 30
I56-66
2*43
497
27
22 55
23 20-5
20 13
2 43
143*42
2*55
4'5i
28
27 4
23 i8-i
24 9
2 55
I30*I9
2*66
4-06
29
31 13
23 i5'2
28 6
3 7
116-95
2 77
3*60
30
6 35 22
+23 H"9
6 32 2
+ 3 19
I03-7I
+ 2*88
— 3*15
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Neumond: Juni 5d i8h I4*7m. Erdnähe: Juni 7d 20*9^.
Erstes Vierte): » i2<* 8h 59*5m- Erdferne: » 23«* I3*7h.
V-ollmond: » i9d 21 h 4i*3m.
Letztes Viertel: » 28d 1^ 170™.
Juni 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
Selenographische Koordi-
• •
Positions-
naten des Mondmittel-
winkel
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
der Mond-
Länge
Breite
achse
Juni
h
m
0
/
h
m
0
0
**5
0
587
+ 7
15
20
36
— 6-48
— ri7
335 84
2"5
1
49-8
1 1
1
21
25
6-6o
+ 0-36
33779
3*5
2
43'8
14
19
22
19
6*29
Vgl
34io4
4'5
3
40-8
16
55
23
15
5'55
3*39
345'56
5*5
4
40 7
18
32
4-41
470
35**17
65
5
42-4
18
58
0
15
2 94
573
357*5°
7'5
6
44-6
18
6
1
15
— 1-28
6'38
4'o6
0 5
7
45'9
16
2
2
16
+ o'44
6-6i
IO 2o
9'5
8
453
12
55
3
14
2*06
6'39
I57°
9
42'3
9
3
4
10
3*46
576
19*99
Ii 5
10
37*i
4
43
5
4
4*57
477
22*97
125
Ii
30-1
+ 0
14
5
55
5*36
3*52
24'57
I3'5
12
21*9
— 4
11
6
44
5-81
2*09
24 00
!4 5
13
I3'3
8
18
7
34
5*96
+ o'57
2371
r5 5
14
47
11
56
8
23
5-85
— 095
2 1*4!
10 5
T4
564
14
56
9
12
5*52
2'39
Iö O3
I7'5
15
48-4
17
10
10
2
5-00
3*69
I375
T Q • f-
!° 5
1 0
4°*7
I ö
32
10
52
4"32
4 00
0 Ol
!9 5
17
32'8
19
0
11
42
3 5°
5-67
1« A Q
3 40
20 5
18
24*2
18
34
12
3i
2'54
6-26
358*06
215
19
14*5
17,
18
13
18
i*47
6-57
352'82
225
20
3*5
15
*7
14
5
+ 0-30
6*59
348-00
235
20
51 1
12
39
14
50
— 0*96
6-32
34378
245
21
37*6
9
30
15
34
2*26
579
34O 3O
255
22
23*3
5
59
16
16
3'56
5-00
337'64
265
23
8-8
— 2
12
16
59
479
3'99
335'9Q
27'5
23
547
4- 1
44
17
43
5-88
279
335'M
285
O
417
5
40
18
28
673
— r,'44
335*46
29 5
I
307
9
28
19
15
7-28
+ O'OI
336-93
30'5
2
22-3
+ 12
56
20
5
— 7'42
+ 151
339*63
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positionswinkel
Eintritt
Austritt
q Sagittarii
40
Juni 21
I2h 57-9™
14h ij-6m
7020
263-0°
.6
Juni 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Log.
Distanz
Erde
Kulm.
h m
o
h m
h m
o /
h m
Juni 2
6
io.
H
l8
22
26
30
Juli 4
Juni 2
6
10
14
18
22
26
30
4
Juli
Merkur
6
15
+ 25-5
3H
34
6
39
25-0
37
1
4i
6
58
24*1
4-o
1
45
7
13
23-0
4'4
1
44
7
23
2i-8
4-8 '
1
38
7
28
207
5i
1
28
7
28
19-6
5'5
1
12
7
23
1S7
5*8
0
5i
7
15
+ i8*i
5*9
0
27
Juni 2
1
55
6
2
5
10
2
16
14
2
28
18
2
4i
22
2
55
26
3
9
3°
3
24
Juli 4
3
39
Venus
4- 9"8
10-3
iro
117
12- 5
13- 4
H'3
15*3
+ 16-2
Mars
Juni
3
10
48-5
11
10
51*2
19
10
54'5
27
10
582
Juli
5
11
2'5
17-6
21
12
166
21
7
15 7
21
2
14-8
20
59
14-0
20
56
13*3
20
54
127
20
52
12*1
20
52
11 '6
20
5i
5 12
+ 236
i-8
5- 24
23 9
r8
5 35
240
i-8
5 47
24-2
18
5 59
242
i-8
6 11
24*2
18
6 22
24*2
1-8
6 34
24-1
i-8
6 46
+ 23-9
i-8
o 30
o 26
O 22
O 18
o 14
o IO
o 6
O 2
23 57
J upiter
- 8 56
8 38
8 17
7 52
- 7 25
0730
6
2
0740
5
33
0750
5
5
0759
4
37
0 768
4
10
Saturn
Juni
3
22
45-8
1 1
22
46-0
19
22
45*9
27
22
457
Juli
5
22
45'3
Juni
3
8
557
1 1
8
56-5
19
8
57'3
27
8
58-3
Juli
5
8
59'3
Uranus
- 8 41
8 41
8 41
8 43
-8 45
Neptun
+ i/ 25
17 22
17 18
17 T5
+ 17 10
Juni
3
11
19-8
+ 6
44
0-968
6
33
11
• 11
207
6
37
0-974
6
3
19
11
21*9
6
28
0-980
5
32
27
1 1
23*5
6
16
0-986
5
2
Juli
5
11
25*4
+ 6
2
0-992
4
33
1-301
17
57
1-298
17
20
1-295
16
54
1-292
16
23
1:290
r5
5i
1-485
4
9
1-487
3
39
1-488
3
8
1-490
2
3«
1-491
2
7
Konstellationen.
11. Merkur gr. östl. Elongation (240 i3/); 21. Venus im Aphel; 27. Merkur im Aphel.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
U = id 21-3*1
Dione
U = 2d 17711
Rhea
U = 4d i2"5h
Titan
U= i5d 23-31»
/> d h
Juni 3 i2*o E
9 40 E
14 19-9 E
20 n-8 E
26 3-8 E
d h
Juni 7 3-5 E
15 8-6 E
23' 13-7 E
d h
Juni 14 9-3 E
27 22-7 E
d h
Juni 7 18 9 E
•15 14-7 w
23 r8-2 E
27
Stellungen der Jupitermonde im Juni 1921.
*E
II.
*E
III.
IV.
Stellungen um gh 30™ für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West.
Ost.
o
o
o
o
o
O 13
o
o
03
o
4 O
o
13
16
o
o
2 3
o
o
3 4
o
19
3 2 1 *0
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
2 O3 1 4
o
234
O 1
iQ 3
t Q 2
O I 2
Q
2 3Q ,x
\ O
2 3
O2 1
2 1 O
| des Begl. durch
J d. PI. -Scheibe
Erscheinungen der Jupitermonde. Ks
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, \ des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, } d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang
BE Bedeckung, Ende,
DA Durchgang, Anfang, 1 des Begleiters
DE Durchgang, Ende, > vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, 1 des Begl. beim Über-
SE Schatten, Ende, > gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter
inonde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Greenwich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, i h zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren .
Juni
h
ni
Juni
h
m
i.
I. DE
9
45
15-
I. DA
11
22
I. SE
10
59
II. SE
ir
25
2.
III. DE
10
3ö
17.
I. SE
9
i7
6.
II. BA
9
8
19-
IV. BA
lO
23
8.
I. DA
9
26
20.
III. VA
10
25
I. SA
10
40
22.
II. SA
11
15
I. DE
11
41
II. DE
11
3S
9-
I. VE
10
6
23.
I. BA
10
28
III. DA
Ii
21
24.
I. DE
10
3
ii.
IV. SA
11
55
I. SE
11
12
13.
III. VE
9
30
27.
III. BA
9
3i
II. BA
11
45
29.
II. DA
11
3°
2 8
Juli 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr.
Koord.
Positions-
des Sonnenmittel-
winkel der
Sonnen-
Taer
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
punktes
Länge
Breite
achse
Juli
h ra
s
h m
s
m
s
0
0
0
i
6 39
30
+ 23 8-2
6 35
59
+
3
31
90*47
+ 2*99
— 2*69
2
43
38
23 4*i
39
56
3
43
77*24
3* 10
2*24
3
47
46
22 59-6
43
52
3
54
64*00
3'2i
1*78
4
51
22 54*6
47
49
4
5
50*77
3*31
i*33
5
6 56
I
22 49*3
51
45
4
16
37*53
3*42
0*87
6
7 O
8
22 43*6
55
42
4
27
24*30
3*53
— 0*41
7
4.
15
22 37*5
6 59
38
4
37
ii*o6
3*63
+ 0*04
8
8
21
22 31*0
7 3
35
4
46
357*83
3-74
0*49
9
12
27
22 24*1
7
31
4
56
344*59
3-84
0*95
IO
16
22 16*9
1 1
28
5
5
331*36
3*94
1*40
Ii
20
38
22 9*2
1 5
25
5
13
318*13
4*04
1*85
12
24.
■
4.2
22 1*2
19
21
21
304*QO
4*14
* 1
2*30
13
28
46
21 52-8
23
18
29
29I*66
4*24
275
14
32
Jw
21 44*0
27
14.
1
j
278*4 3
4*33
1 Jj
3*20
15
36
21 34'8
31
11
5
42
265*2C
4*43
3'65
16
40
56
21 25-3
3 5
7
48
251*97
4*52
4.10
17
44
58
21 15*4
39
4
5
54
23873
4*62
4-54
18
48
59
21 5*2
43
0
5
59
225*50
4*71
4.98
19
53
0
20 54-6
46
57
6
3
212*27
4*80
5.42
20
7 57
I
20 43*6
50
54
6
7
I99*04
4-89
5*86
21
8 1
20 32*3
54
50
6
10
185*91
4-98
6*29
22
5
0
20 20*7
7 58
47
6
13
172*58
5*07
6*72
23
8
59
20 8*7
8 2
43
6
15
I5935
5*15
7*15
24
12
57
I9 56'3
6
40
6
17
I46*I2
5'24
7*58
25
16
55
19 437
10
36
6
18
I32*89
5*32
8*oo
26
20
52
19 30*7
14
33
6
19
119*66
5*40
8*42
27
24
48
19 17-4
18
29
6
19
IO6 43
5H8
8*84
28
28
44
19 37
22
26
6
18
93*20
5'56
9*26
29
32
39
18 49-8
26
23
6
17
79*98
5-63
9*67
30
36
34
18 35*5
30
19
6
15
66*75
57i
10*08
3i
8 40
28
+ 18 20*9
8 34
16
6
13
53\53
+ 579
+ 10-49
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Neumond: Juli 5d ib 36*3m. Erdnähe: Juli 6d 09h.
Erstes Viertel: » nd 16h I57m. Erdferne: i> 20d 22*3h.
Vollmond: » i9d 12 h 7*7m.
Letztes Viertel: r> 27d 14 h I9*9m.
2Q
Juli 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
Stenographische Koordi-
Positions-
naten des Mondmittel-
winkel
Taer
Rekt.
DekL
Kulmination
punktes
der Mond-
Länge
Breite
achse
Juli
h
m
0
/
h
m
0
0
15
D
T7'T
-1- is
a n
4y
20
CO
jy
— 7*ro
4- 2"Q7
1 * y /
343*58
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A
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IST
1 7
21
s6
6'28
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T- Äy
34871
35
C
D
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aj y
18
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S7
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S" 3Q
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18
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7
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2 VI
IO
37
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1
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10
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6
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1 1
4- 1
AQ
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24-28
105
1 2
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— 2
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7
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2*20
24-87
115
1 3
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I */l
7
8
J
3 I
7 "03
4- 0*67
24-08
125
1 3
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10
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6
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7*IO
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6*84
2*30
18-86
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1 s
16
^ /i
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7
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jy
6* 32
3*60
1478
155
16
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18
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1 1
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18
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Q
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38
4"70
478
175
18
1 1 '2
18
43
10
27
3*69
6T9
359*40
185
19
1*6
I7
43
11
15
2*58
6'5I
354*12
195
19
50-8
15
56
12
«2 '/
1*40
6'55
349*iÖ
205
20
38-8
13
30
12
47
+ OT5
6-31
344'79
21 5
21
25*6
10
31
13
32
— i*i4
5*79 '
34109
22 5
22
ir6
7
7
14
!5
2*45
5*°2
338-22
23 5
22
57'°
— 3
25
14
57
3*74
4*°3
336-24
245
23
42-4
+ 0
26
15
40
4-96
2*86
335*23
255
O
28-5
4
19
16
24
6*05
i'55
26 5
I
15*9
8
6
17
9
6*93
— 0T4
336*36
27'5
2
5*4
11
36
17
57
7*5i
+ i-3i
338*63
28-5
2
57*5
14
39
18
47
771
273
342'o6
29*5
3
52*6
17
1
l9
41
7-46
4-04
346*65
3o'5
4
5o-8
18
28
20
39
6*72
5-17
352-23
3i"5
v 5_
5i'5
+ 18
48
21.»
39
— 5*47
+ 6-oi
358-53
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positionswinkel
Eintritt
Austritt
Venus
— 3*9
Juli 1
16h io-6m
jyh 23'2m
77-0°
251*8°
30
Juli 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Ta
p'
6
Rekt.
Dekl.
Log.
±JLo Lei 11 Z
Kulm.
h
m
0
h
m
h
m
0 /
Erde
h
m
Merkur
Jupiter
Juli
4
' 7
15
-f 18-1
5 '9
0
27
Juli
5
j j
2*5
T 7 25
0768
4
1 0
8
7
4
17-9
5*9
f 0
1
13
1 1
7'1
A er
0 55
0775
3
43
23
21
I I
I2'I
6 22
0*782
3
17
12
6
Ji
18 0
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2 3
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29
II
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5 48
0*789
2
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6
48
18*4
5*2
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Aug.
6
1 1
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+ 5 12
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2
25
20
6
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22
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24
0
53
19*8
4*3
22
45
Saturn
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7
5
20' ^
3*9
22
43
Juli
Aug
I
7
24
3*5
22
48
5
II
25*4
+ 62
0*992
4
33
Venus
13
277
5 47
0*997
4
4
Juli
116
21
1 1
30-2
5 30
I"002
3
35
4
3
39
+ 16-2
20
5i
29
1 1
33'o
5 11
I"006
0
5
8
3
55
17-1
n'i
20
52
Aug.
6
1 1
36*0
+, 4 5i
I'OIO
2
3°
12
4
12
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i£'6
20
52
16
4
29
187
IO'2
20
54
Uranus
20
4
46
19*5
9'8
20
56
Tnli
24
5
4
20*I "*
9*5
20
58
5
22
45.3
- 8 45
I *290
15
51
28
5
22
206
9-2
21
0
r3
22
44*8
8 49
I "287
15
19
Aug
5
4i
+ IVO
8-9
21
3
2 1
22
44-0
8 54
1*2 8«;
14
47
. Mars
Aug.
29
22
43*2
8 59^
1-284
14
14
Juli
6
22
42*2
— 9.5
1-282
13
42
4
6
46
+ 23-9
i-8
23
57
8
12
6
7
57
9
237
23'4
oc ob
23 52
23 48
Neptun
16
7
20
23-1
v8
23
44
Juli
5
8
59*3
+ 17 10
1-491
2
7
20
7
31
22-8
r8
23
39
T3
9
0-4
17 6
i*49i
1
37
24
7
42
22'4
v8
23
34
21
9
i"5
17 1
1-492
1
6
28
7
53
21*9
r8
23
30
29
9
27
16 56
1-492
0
36
Aug
1
8
4
+ 21'4
i-8
23
25
Aug.
6
9
3 '9
+ 16 51
1*493
0
6
Konstellationen.
1. Venus größte westliche Elongation (450 44'); 8. Merkur untere Konjunktion mit der
Sonne; 28. Merkur größte westliche Elongation (19 0 40/).
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
Dione
Rhea
Titan
U = id 213h
U = 2d 177h
U = 4d i2'5h
U = i3d 23-3h
(l h
d h
d h
d b
Juli 1 19-8 E
Juli 1 18 -9 E
Juli 11 12 "2 E
Juli 1 14-3 W
7 it-8 E
10 o*o E
9 17-9 E
13 37 E
3i
Stellungen der Jupitermonde im Juli 1921.
II.
III.
IV
Stellungen um 8h 45™ für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
3o
3i
West.
Ost.
3 Ol
o
3 a* O
3 O
4 1 O
o
o
,2o
'O
2 3 O 1
O 23
O V43
2 1 O 4 3
4 2O
4 3 iO
o
o :
O 123
i o
4 2 Q 3 1
3 1 Q 4 2
3 CV 4
% Q
1 Q 2
Q 1 2 3
\ Q 3
2. Q 31
• 3 1 O 24
3 CH,1
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, 1 des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, 1 d. PI. -Schatten
BA Bedeckung, Anfang, \ des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, J d. PI. -Scheibe
DA Durchgang, Anfang, \ des Begleiters vor
DE Durchgang, Ende, > der Scheibe
SA Schatten, Anfang, J des Begl. beim Über-
SE Schatten, Ende, / gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen .Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter ?u Green wich über, und die Sonne* unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, i h zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren.
Juli
h
in
I.
I. DA
9
45'
1. SA
10
53
2.
I. VE
IO
21
6.
IV. BE
9
37
8.
II. BA
9
6
IO.
I. SE
9
30
17.
I. SA
9
11
II. DE
9
14
24.'
II. DA
9
10
I. DA
10
1 1
26.
III. VE
9
22
3i.
IV. DA
9
55
32
August 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr.
Koord.
Positions-
Tag
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
Aug.
h m
8
h
m
s
ra s
0
0 -
i
0 44
22
+ 18 6'i
8
38
12
+ 6 10
4- ? 86
+ 1089
2
40
x5
17 50-9
4 2
9
6 6
5*93
11*29
3
S2
7
17 35*4
40
5
• 62
"-3 °j
6"oo
n-68
4
c c
cn
17 19.7
CO
2
5 57
6*07
12*07
5
5°
17 37
53
c8
5°
5 52
347 41
6*1 4
12*46
6
y 5
/l T
41
1647*4
8
JJ
5 46
6'20
12-84
7
n
1
2 T
3 1
16 30*8
9
5 39
q •20'q6
6*26
13*22
8
j j
20
16 13-9
a8
40
5 32
ow / /4
fi* 32
13*59
9
I5
9
15 56-8
9
45
5 24
294*52
13-96
IO
18
57
15 39'5
13
41
5 16
6*44
14*33
Ii
2 2
45
15 21-9
17
3°
5 7
268*08
u 4y
1469
12
26
3*
15 4*°
2 1
34
4 58
* 2^4'86
n" C/f
I5'°5
13
30
5U
18
14 46*0
3. T
4 47
2/11 *6j.
6" co
15*4°
14
34
4
14 27*6
29
2 7
4 37
228 42
6*64
15*75
15
37
49
14 9*1
33
24
4 25
215 20
6*69
16*09
16
4 1
34
13 50-3
37
4 14
u 73
16-43
17
45
18
13 3i*3
41
I?
4 1
18876
6-78
16-77
18
49
2
13 12*1
45
14
3 48
175*55
6*82
17*09
19
52
45
12 527
49
IO
3 35
162-33
6-86
17-42
20
9 56
28
12 33*0
53
7
3 21
149-12
6*90
i7'74
21
10 0
10
12 13-2
9
57
3
3 7
I35'90
6*94
18*06
22
3
52
11 53*2
10
1
0
2 52
122-69
6-98
18-37
23
; ' -r>%
33
11 33*o
4
56
2 37
109-47
7*01
i8*68
24
II
14
II 12*6
8
53
2 21
96*26
7*04
18*98
25
14
55
10 52 0
12
50
2 5
83*05
7'07
19-27
26
18
35
10 31-3
16
46
1 49
69-83
7*09
19*56
27
22
15
10 10*4
20
43
1 32
56*62
7*12
19*85
28
25
54
9 49 3
24
39
1 15
43*4i
TM
20*13
29
29
33
9 28*0
28
36
0 57
30*20
7*i6
20*40
30
33
12
9 67
32
32
0 39
16-99
7*i8
20*67
3i
10 36
50
+ 845T
TO
36
29
■f 0 21
378
+ 7^9
+ 20-93
Neumond :
Erstes Viertel:
Vollmond:
Letztes Viertel:
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Aug.
»
l
;d 8h
17*5'
iod 2h
h
i3*7m.
i8d 31' 28-3™.
26d oh 5l*4m.
Erdnähe : Aug.
Erdferne: »
Erdnähe : »
9'8 h.
o*9h.
31a 19*41
August 1921
Mond
Mittlerer Greenwicker Mittag.
Stenographische Koordi-
Positions-
lag
naten des Mondmittel-
winkel
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
der Mond-
Länge
Breite
achse
Aug.
0
0
0
0
i*5
6
53'7
+ r7
52
22
40
— 377
+ 6-47
5'o8
25
7
56*1
15
40
23
40
— 175
0 49
™*34
3 5
8
57'6
12
22
—
+ 0-41
604
1678
4'5
9
57*2
8
15
0
39
2-52
5'i7
20*98
55
10
54 8
+ 3
39
1
36
4*39
3 '94
23-69
6*5
1 1
50'7
— r
4
2
3°
5 °9
2*47
24-84
75
12
45'o
5
35
3
23
6*93
r 0 °9
24-47
8-5
13
3° 4
9
40
4
15
7'5I
— 0*7 1
22*72
9 5
*4
312
13
6
5
6
7-64
2*21
1977
105
15
23'7
15
48
5
56
739
3"56
15-84
" 5
IO
!5"9
1/
38
6
46
0 83
4 7°
11*17
125
17
77
iS
36
7
35
6*oi
5 *6o
6'02
I3'5
17
58*9
18
41
8
24
5*°2
6-23
o*66
H 5
Iö
49'3
17
55
9
12
3-90
6-58
355'34
15 5
19
387
16
23
10
0
2.69
6*64
350'32
165
20
20 9
14
8
10
45
1-43
6*41
345*78
17*5
21
14*1
11
20
11
3°
+ 0-14
5'9Q
34I9I
185
22
0 3
8
3
12
14
— i'i5
5*14
338-8I
I9'5
22
46*0
4
26
12
56
2-41
4*16
336*60
20 5
23
31*6
— 0
38
13
39
3*63
2-98
335 36
215
O
I7'5
+ 3
M
14
23
475
i'66
335*r4
22 5
I
4*4
7
0
15
7
574
— 025
335-99
235
I
52-8
10
32
15
53
6'53
+ 1*19
337*95
24-5
2
43*2
13
39
16
42
7-07
2'6l
341-04
25 5
3
36T
16
10
17
33
7-27
3*93
345'2i
265
4.
3i'6
17
54
18
"27
7-07
507
350'35
27'5
5
29-6
18
38
19
24 •
6-44
5*95
356*25
285
6
29-3
18
14
20
22
5*37
6*50
2*56
295
7
30- 1
16
37
21
22
3*88
6-65
8*83.
30 5
8
30-8
13
53
22
20
2*07
6-35
H'56
3 1 ' 5
9
30-6
+ 10
10
23
18
— b'oS
+ 5*6o
19*29
durch den Mond für Berlin
Sinus-Kalender 1921.
Sternbedeckungen
finden in diesem Monat nur
für
schwächere Sterne statt.
34
August 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Log.
Distanz
Erde
Kulm.
h m
i o
h m
h m
o /
h m
Aug. i
7 24
5
7 49
9
8 18
13
8 50
*7
9 23
21
9 55
25
10 25
29
10 54
Sept. 2
11 20
Aug. 1
5 4i
5
5 59
9
6 19
13
6 38
17
6 57
7 17
25
7 37
29
7 56
Sept. 2
8 16
Aug. 1
8 4
5
8 15
9
8 26
13
8 37
17
8 47
21
8 58
25
9 8
.29
9 18
Sept. 2
9 28
Merkur
+ 20-9
209
20*3
19- 0
i7;o
146
117
87
+ 5*6
Venus
+ 2I"0
21-3
21-5
21*5
21/4
2I'I
20'6
200
+ 19-3
Mars
-j-21-4
209
20- 3
197
191
18-4
177
i6'9
-f 162
3'5
22
48
3'i
22
58
2-9
23
12
27
23
29
26
23 46
2-5
—
—
2 '4
0
12
2'4
0
25
2 -4
0
36
8-9
21
3
8 6
21
6
8-4
21
10
8-i
21
13
7'9
21
17
77
21
21
7'5
21
25
7'3
21
29
7-2
21
32
r8
23
25
r8
23
20
r8
23
15
18
23
10
i-8
23
5
r8
22
59
i-8
22
54
i-8
22
48
i-8
22
42
Aug. 6
11
360
+ 4
51
roio
2
38
H
11
39i
4
29
1013
2
9
22
11
42'5
4
7
roi6
1
41
30
1 1
46*0
3
44
roi8
1
13
Sept. 7
11
49*5
+ 3
21
ro2o
0
45
j upiter
Aug. 6
1 1
23-0
+ 5
12
0794
2
25
i-4
11
28-8
4
34
0799
1
59
22
11
34 7
3
55
0*803
1
34
30
11
40-9
3
15
0-806
1
8
Sept. 7
11
47"*
+ 2
35
0-808
0
4 3
Saturn
Uranus
Neptun
Aug. 6
22
422
— 9
5
1-282
I3
4^
14
22
4i-i
9
12
1-281
13
9
22
>l2
39'9
9
19
1-280
12
37
30
22
387
9
26
1-280
12
4
Sept. 7
22
37"5
— 9
33
1280
1 1
32
Aug. 6
9
3'9
+ 16 51
i"493
0
6
14
9
5"i
16 46
1-492
23
32
22
9
6-3
16 41
1-492
23
2
3°
9
7*4
16 36
1-491
22
31
Sept. 7
9
8-5
+ 16 32
1-491
22
1
Konstellationen.
6. Neptun in Konjunktion mit der Sonne; 10. Merkur im Periliel; 10. Merkur in
Konjunktion mit Mars (Abstand in d n'); 23. Merkur obere Konjunktion mit der
Sonne; 31. Uranus in Konjunktion mit der Sonne.
Saturnmonde
sind erst vom Dezember ab wieder zu beobachten.
35
Stellungen der Jupitermonde im August 1921.
II.
III.
IV.
Stellungen um 7h 45m für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
10
IT
TO
19
20
21
22
23
24
25
26
27
West.
Ost.
o
o
2 3
o
o
o
3 2 4 1 O
3*0
o
1 3
3 O
o
o
*Q
.O
O
o
Q
Q
Q
1 O
__Qj
Qi
O :
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang
VE Verfinsterung, Ende,
BA Bedeckung, Anfang,
BE Bedeckung, Ende,
DA Durchgang, Anfang,
DE Durchgang, Ende,
SA Schatten, Anfang,
des Begl. durch
/ d. PI. -Schatten
1 des Begl. durch
' d. PJ. -Scheibe
I des Begleiters vor
/ der Scheibe
les Begl. beim; Über-
SE Schatten, Ende, i gahg-über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Greenwich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, ih zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren.
Aug.
h
m
I.
DE
8
56
11.
II.
SE
8
22
17.
I.
BA
7
57
18.
I.
SE
7
59
27.
II.
VE
7
59
3*
36
September 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr.
Koord.
Positions-
Tag
Rekt.
Deki.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen -
Länge
Breite
achse
Sept.
h
m
s
0 /
h
m
s
m
s
0
0
0
i
10
40
28
-j- 8 23 4
10
A O
2 n
*j
-4- 0
j
55^ 0/
I . TO T
+ 21*19
2
44
5
O IO
/I /t
44
22
O
16
551 51
/ ZZ
21 44
3
47
A O
43
7 39*7
/l8
40
l8
30
324'l6
7'23
21*69
4
51
2 1
7 I7"°
T K
04
5L(J yo
7 *4
21-93
5
54
s8
5Ö
6 55 4
«;6
12
"-4
/o
/ *4
22"l6
6
1 0
5Ö
34
6 33*2
1 1
8
J
34
zo4 54
7'25
22*39
7
11
2
11
0 10 8
4
c
J
ZA
04
z/1 34
22'6l
8
5
47
5 48'3
J
2
T A
/ z0
22*83
9
9
23
5 257
<;8
2
35
244'93
7*25
23*04
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59
5 3'°
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04.
2
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7 z0
23'25
Ii
35
4 40*2
T n
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C T
5A
3
l6
218*52
7*24
23'45
12
20
10
4 I7'4
23
47
3
37
205*31
7'23
23*64
13
23
40
3 54*4
27
44
3
*8
5°
1 92* 1 1
7*22
23*83
14
27
2 I
3 31*4
■3 T
3
/I T
41
4
20
Lv° y*
/ ^1
24*01
15
3°
5°
3 8'4
35
37
4
A T
4A
T f\ C'Tn
7*19
24-19
16
34
32
2 45*3
39
34
5
2
152-50
7'I7
24*36
17
38
7
2 22*1
43
30
5
23
139-30
7*15
24'52
l8
4i
42
1 58*9
47
27
5
45
126*10
7*13
24*68
19
45
17
1 35'6
51
23
6
6
112*90
7'H
24*83
20
48
53
1 12-3
55
20
6
27
99.7°
7*08
24*97
21
52
28
0 49/0
11
59
16
6
48
86*50
705
25*11
22
56
3
0 25*6
12
3
13
7
10
73*3°
7'Q2
25'24
23
1 1
59
39
+ 0 2'3
7
10
7
3i
6o*io
6-99
25*36
24
12
3
15
O 21*1
11
6
7
5i
4690
696
25*48
25
6
51
0 44*5
15
3
8
12
3371
6*92
25'59
26
10
27
1 7*9
18
59
8
33.
20*51
6*88
25*69
27
14
3
1 3i'3
22
56
8
53
7'32
6*84
25*79
28
17
39
* 54*7
26
52
9
13
354'i2
6*8o
25*88
29
21
16
2 18*1
3°
49
9
33
34°'93
6 76
25*96
30
12
2 +
53
— 2 4r4
12
34
45
— 9
52
32773
+ 671
4- 26-04
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Neumond: Sept. id 1511 33*om. Erdferne: Sept. i3d 8*oh.
Erstes Viertel: » 8d 15*1 29'5m. s Erdnähe: » 29d i*8h.
Vollmond: » i6d igh 20-om.
Letztes Viertel: » 24d 9h 177m
37
September 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
Stenographische Koordi-
Positions-
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
naten des Mondmittel-
punktes
winkel
der Mond-
Länge
Breite
achse
Sept.
h
m
h
m
0
1*5
10
29*3
+ 5
47
—
—
+ i-93
+ 4'46
22 69
25
II
266
4- 1
4
0
14
378
3-01
24*55
3*5
12
22'8
— 3
38
1
9
5*32
+ i'39
24-81
4*5
13
i8*o
8
0
2
3
6-46
— 0*29
23*55
5 5
14
126
11
47
2
55
7'i6
r'91
20-93
65
15
67
14
48
3
48
7*42
3-37
17-19
7*5
16
02
16
58
4
39
7*27
4*61
I2*6l
85
16
53'i
• 18
14
5
3o
676
5'59
7*48
9*5
17
45 1
18
34
6
20
5*97
6-28
2*08
105
18
36-0
18
3
'. 7
9
4*95
6.68
3567°
115
19
257
16
43
7
56
379
678
351*57
346-89
125
20
14-2
14
4i
8
42
2*54
6*59
I3'5
21
1-6
12
3
9
27
+ i'25
6*12
342-82
14 5
21
48-1
8
55
10
11
— 0*04
5'39
339*51
15 5
22
34*1
5
24
10
55 -
1-28
* 4*42
337-06
165
23
200
— 1
38
11
38
2*45
3*24
335*56
I7'5
O
6*1
+ 2
I3
12
21
3'5X
1*91
335*o8
185
O
53*2
6
2
13
6
4 '44
— 0-48
335*68
19*5
I
4i'5
9
39
13
52
5'20
+ roo
337*40
205
2
3r6
12
52
I4
40
576
2*45
340*25
215
3
237
15
32
!5
30
6*09
3-80
344' 1 7
225
4
17-9
17
26
16
22
6*14
4-98
349*05
23*5
5
14-2
18
24
17
17
5'88'
5'9i
354'68
245
6
n'9
18
20
18
13
5*30
6'53
0 75
25*5
10-5
17
9
19
10
4*38
677
6-88
265
8
9-2
14
53
20
7
3*17
6'6o
12-65
27*5
9
7*5
Ii
38
21
3
171
6*oo
17-64
285
10
5-i
7
37
21
58
O'IO
5'oo
21-49
29*5
11
19
+ 3
7
22
53
+ i*54
3-66
23-96
305
11
58-i
— 1
34
23
47
+ 3*i 1
+ 2 07
24-90
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positionswinkel
Eintritt
Austritt
g Sagittarii
4*o
Sept. 11
7h 3I.7m
8h 32'2m
12000
2l6'2°
0 Piscium
4*5
» 19
10 50*4
11 49-8
1067
208-8
3«
September 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Log.
Distanz
Kulm.
h m
o
h m
h m
vi " '. Ö /
Erde
h m
Sept. 2
11
20
5'6
2-4
0
36
Sept. 7
6
11
45
+
2*5
2-5
0
45
11
47'i
IO
12
9
o*6
2'5
0
53
I5
1 1
53'4
14
12
31
3\5
2'6
1
0
23
1 1
59 8
18
12
53
6-4
2-6
1
6
Okt. 1
12
6*1
22
13
14
91
Ki
1
11
26
13
34
116
2*9
1
15
SO
13
53
13-8
3*o
1
18
Okt 4
14
10
15-9
3'2
1
20
Sept. 2
8
16
Venus
-1- I9'3
7*2
21
32
Sept. 7
15
23
1 1
11
11
49*5
53"2
56-8
6
8
35
18-4
7'?
21
36
Okt. 1
12
o'5
10
8
55
17*4
6*8
21
40
9
14
i6-3
0 7
43
18
9
33
15*0
6-6
21
47
22
9
52
13*6
6-5
21
50
26
10
11
12*1
6-4
21
53
Sept. 7
30
10
30
IO-5
62
21
56
22
37'5
Okt. 4
10
48
+
8*8
62
21
58
15
22
36*4
23
22
35'3
Mars
Okt. 1
22
34'2
Sept. 2
9
28
+- 162
1-8
22
42
6
9 38
15*4
r8
22
37
10
9 48
M\5
1*9
22
3i
14
9 58
13*7
1-9
22
25
18
10
8
I2'8
1*9
22
19
Sept. 7
9
8-5
22
10
17
120
fg
22
13
15
9
9*5
26
10
27
ii*i
i*9
22
7
23
9
10-5
30
10
36
IO*I
1*9
22
0
Okt. 1
9
11 -3
Okt. 4
10
46
+
9*2
1*9
21
54
Jupiter
'+ 2 35
1 54
1 13
+ o 32
Saturn
+
3 21
2 58
2 34
2 11
Uranus
9 33
9 40
9 47
9 52
Neptun
+ 16 32
16 27
16 23
+ 16 20
0-808
O.809
0*809
0*809
ro20
I"020
1*021
I'020
I-28o
I*28l
I-282
I*283
r49i
1*489
1-488
1-487
o 43
o 18
23 50
23 24
o 45
o 18
23 46
23 18
11 32
10 59
10 26
9 54
20 29
Konstellationen.
6. Merkur in Konjunktion mit Jupiter (Abstand in ö ig'); 7. Merkur in Konjunktion
mit Saturn (Abstand in d 1 0 25') ; 14. Jupiter in Konjunktion mit Saturn (Abstand
in d i° 2'); 21. Saturn in Konjunktion mit der Sonne; 22. Jupiter in Konjunktion
mit der Sonne; 23. Merkur im Aphel; 24. Venus in Konjunktion mit a Leonis
(Abstand in S 18').
Saturnmonde
sind erst vom Dezember ab wieder zu beobachten.
39
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4o
Oktober 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr. Koord.
Positions-
lag
Rekt.
LJ Civl.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
Okt.
h
m
s
O /
h in
s
ro
s
0
0
0
I
12
3°
— 3 4*8
42
12
3r4'54
|— U KJKJ
-f- 26 1 1
2
32
g
328-1
42
3°
IO
31
3PI'34
26*17
3
35
4°
3 5i'3
40
3D
10
4v
288*1 =;
ZOO 1
26-23
4
39
24
4 14.6
5°
32
8
274*96
0 51
26*28
5
43
2
4 377
54
•78
26'
261 76
6*45
26-32
6
4°
4r
5 o-8
T-? c8
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44
z4° 57
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26-35
7
5°
20
5 23*9
x3
2 1
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j
^35 37
6*^3
0 33
26-38
8
54
546-8
5
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1 2
18
222*l8
0 z/
26-40
9
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57
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26-41
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6*14
26-42
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26*42
12
Q
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42
7 i7'9
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4
T 0
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22
1 69*4 1
6*o 1
26-41
13
1 2
24
7 4°*4
oft
20
I
J3
37
156*22
5*94
26*39
14
1 D
0
8 2-9
29
57
A3
5 l
T A 1 T» 2
A43 U3
5 °7
26-37
15
J9
49
825-2
33
54
T 4
A4
5
129*84
5 /y
26-33
16
23
32
8 47'4
37
5°
I4
18
1x0 ^5
5 lz
26*29
17
27
16
9 9*4
41
47
14
3°
103-46
5'64
26*25
18
31
1
9 3i'4
45
43
T4
42
90-27
5*56
26*19
19
34
46
9 53*2
49
40
14
54
77*08
5*48
26-13
20
38
32
10 14*8
53
36
15
5
63-89
5*39
26*06
21
42
18
10 ^6"3
13 57
33
15
15
50.70
5'3i
25-98
22
46
5
10 577
14 1
30
15
24
37'5i
5*22
25*89
23
49
53
11 18-8
5
26
15
33
24*32
5*13
25*80
24
53
42
11 399
9
23
J5
41
11-13
5'04
25*70
25
13
57
3i
12 07
13
19
15
48
357*94
4'95
25'59
26
14
1
21
12 21-4
17
16
e 15
55
34475
4-86
25-48
27
5
11
12 41 8
21
12
16
1
33i*57
4*77
25-35
28
9
3
13 2-1
25
9
16
6
318*38
4*67
25*22
29
12
55
13 22*2
29
5
16
10
305*i9
4*57
25*08
30
16
48
13 42-0
33
2
16
14
292*01
4*47
24*93
31
14
20
42
— 14 17
H 36
59
— 16
17
27882
+ 4*37
+ ,478
Neumond :
Erstes Viertel:
Vollmond:
Letztes Viertel:
Neumond :
Okt.
o
»
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
jd oh 26-4 m. Erdferne:
8d 8h u-8m. Erdnähe:
I6*1 10h 59*6m
23'
3°c
161» 3i'5m
rIh 38*8m
Okt. iod 22*9h.
ö 26d i8*5h.
41
Oktober 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwicli.
J-Ctg
Rekt.
Dekl.
Kulmination
Stenographische Koordi-
naten des Mondmittel-
punktes
Länge Breite
Positions-
winkel
der Mond-
achse
Okt.
h
m
0
h
m
°
0
0
15
12
53*9
. — 6
6
—
—
+ 4*47
+ 0*37
24-28
25
13
49*5
10
12
0
40
5'53
— i*33
22*19
3'5
14
44-8
13
36
1
34
6*24
2 '91
18:81
45
15
39 '9
16
10
2
27
6-56
4*28
14*42
5'5
16
34*3
17
48
3
20
6*50
5-38
9'33
65
17
27*8
18
28
4
1 1
6-o8
6*19
3'87
75
18
19*9
18
13
5
2
5*35
6*68
358-36
85
19
io*6
17
8
5
50
4-37
6*86
353'o6
9 5
19
597
15
18
6
38
3-21
674
348*20
105
20
47'5
12
50
7
23
i'95
6*33
343*93
"5
21
34'2
9
5i
8
7
+ 0-65
5-66
340*39
125
22
20-3
6
27
8
5i
— 0*63
474
337*68
135
23
6-*2
— 2
46
9
34
1*82
3'6l*
335*89
145
23
52*4
+ 1
6
10
17
2-87
2*30
335*io
155
O
39"5
4
58
11
2
374
— 0*87
335*39
165
I
28*0
8
41
11
48
4*41
+ 0-63
336*82
175
2
i8'3
12
4
12
36
4*85
2*12
339*41
185
3
10*7
r4
55
13
26
5*04
3*52
343*13
195
4
5'i
17
3
14
18
4*99
476
347*86
205
5
18
15
15
x3
471
576
353*38
21 5
5
587
18
26
16
8
4*20
6*44
359*39
22 5
6
56-6
17
3i
17
5
3*49
676
5'50
23'5
7
54*3
15
33
18
, 0
2*60
6-68
11-28
245
8
51*3
12
38
18
55
1-58
6*20
16*38
25'5
9
47*4
8
56
19
49
— o*45
5*33
20*46
26 5
10
42*6
4
42
20
42
+ 072
4*12
23'3i
27'5
11
37'4
+ 0
10
21
34
1*89
2*64
24*75
28-5
12
3i*9
— 4
21
22
27
3*00
-f- i'oi
24-71
29'5
13
267
8
35
23
20
3*97
— 0*67
23-21
30*5
14
21*8
12
17
474
2*29
20-35
3i"5
15
17-2
— 15
14
0
J3
+ 5-2 7
— 375
16*32
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Green wich.)
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positionswinkel
Eintritt
Austritt
X Ophiuchi
4*9
Okt. 5
7h I7-5m
8h I8-7m
8o-i°
282*6°
42
Oktober 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Log.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Distanz
Kulm.
h
m
h
m
h
m
O A
Erde
h
m
Merkur
Jupiter
Okt
4
14
10
— i5"9
3 -2
1
20
Okt.
j
1 2
O I
-r 0 32
0*809
23
24
g
T /l
26
I7'6
3*4
1
20
9
12
I2-4
— 0 9
0*807
22
59
x4
39
18-9
3-6
j
T 1
17
12
187
0 49
o*8o^
22
34
16
T I
A4
40
iq-6
4-0
1
IO
25
12
24*8
1 28
o*8oi
22
9
20
T A
51
19*7
4*3
0
s8
Nov.
2
12
30-8
— 2 6
0797
21
43
24
14
46
187
47
0
37
28
r4
33
i6'6
4*9
( ^
l °
e
0
0
Saturn
Nov-
I
14
15
-13-8
4*9
23
26
Okt.
1
12
0'5
-f- 211
1*020
23
1-8
Venus
9
1 2
4;i
1 48
I*OI9
22
5°
I7
1 2
7'6
1 26
I*OI7
22
22
olet
A
10
48
+ 8-8
6 2
2 I
58
12
n*o
1 5
I*OI5
21
54
8
1 1
7
7"i
6'i
22
1
Nov
2
1 2
I4'3
+ 0 45
I 'OI2
2 1
20
12
1 1
2
5*3
6*o
22
q
j
16
1 1
43
3*4
5*9
22
6
Uranus
20
12
+ i*5
5*8
22
8
Okt.
1*283
24
12
20
— °*4
5'7
5*7
22
11
I
22
34.2
— 9 52
9
54
2S
12
3§
23
22
13
9
22
33*3
9 58
1*285
9
22
Nov-
. I
12
56
— 4*3
5'6
22
16
17
22
32*5
10 2
1*28/
8
8
7
49
olet
Mars
Nov.
25
2
22
22
3i*9
3i'5
10 5
— 10 7
I-290
1-293
17
45
4
10
46
+ 9'2
i*9
21
54
8
12
10
11
55
5
8-3
7'3
1*9
2*0
21
21
48
4i
Neptun
16
1 1
14
6-4
2*0
21
34
Okt.
I
9
11-3
+ 16 20
1*487
20
29
20
1 1
23
5*4
2*0
21
28
9
9
12*1
16 16
1-485
19
59
24
11
32
4"4
2*0
21
21
T7
9
127
16 14
1*483
19
28
28
1 1
41
3*4
2'0
21
15
25
9
I3'2
16 12
1-481
18
57
Nov
. I
1 1
50
+ 2-5
2*1
21
8
Nov.
2
9 13*6
+ 16 10
1*480
18
26
Konstellationen.
3. Venus in Konjunktion mit Mars (Abstand in ö ir'); 7. Merkur größte östliche
Elongation (250 23'); 14. Venus im Perihel; 22. Venus in Konjunktion mit Saturn
(Abstand in d 35'); 25. Venus in Konjunktion mit Jupiter (Abstand in <S 31');
31. Merkur untere Konjunktion mit der Sonne.
Saturnmonde
sind erst vom Dezember ab wieder zu beobachten.
43
Stellungen der Jupitermonde im Oktober 1921.
II.
III.
A E
IV.
Stellungen um 17h 45™ für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
18
19
21
22
23
24
25
26
West Ost
3 1 O
3' 2 O 1
3i O2
o
3 4
2 O- 4 3
O1 3
O
432 o 1
3 1 O
^9
30
31
Q 3 1 2
', O
2 Q 1
O 32
3 41O
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, 1 des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, / d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang i des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, ) d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, 1 des Begleiters
DE Durchgang, Ende, / vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, ■» des Begl. beim Über-
SE Schatten, Ende, / gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Greenwich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, ib zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren.
Okt.
h m
22.
I. SA
17 18
I. DA
17 48
23.
IV. DA
17 2
I. BE
17 24
30-
1. VA
16 32
3i-
I. DE
16 31
44
November 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr. Koord.
Positions-
lag
Rekt.
UQKL.
Sternzeit
Zeitgleichung
des Sonnenmittel-
punktes
winkel der
Sonnen-
Länge
Breite
achse
Nov.
h
m
s
0 /.
h m
s
m
s
i
14
24 36
— 14 21*1
14 40
55
— 16
19
265*64
+ 4'27
+ 24*61
2
28
32
14 40.3
44
52
16
20
252*45
4*17
24*44
3
32
28
14 59'2
48
48
16
20
239-27
4*06
24*26
4
36 25
15 I7'9
52
45
16
20
226*08
3'C6
24*07
5
40 23
15 36*4
14 56
41
16
19
212*90
3*85
23*88
6
44
21
15 54*6
15 0
38
16
17
W71
3*74
23*67
7
48 21
16 12*5
4
34
16
14
186-53
3*63
23-46
8
52
21
16 30*2
8
31
16
IO
i73'35
3*52
23*24
9
M
56 22
i6 47*5
12
28
16
6
160-16
3*4i
23*01
IO
15
0
24
17 4-6
16
24
16
0
146-98
3*30
22*77
Ii
4
26
17 21-4
20
21
15
54
13379
3*18
22*53
12
8
30
17 37*9
24
17
15
47
120*61
3*07
22-28
13
12
34
17 54*i
28
14
15
40
107*43
2*95
22*02
M
16
39
18 IO'O
32
10
15
3i
94*25
2*84
21-75
15
20
45
1825-6
36
7
15
21
8i*o6
2*72
2148
16
24
52
18 40-8
40
3
15
11
67-88
2*60
21*20
l7
29
0
' 1855-7
44
0
15
0
54*7°
2*48
20*91
18
33
8
19 10-3
47
56
14
48
4i*52
"2-36
20*61
19
37
18
1924-5
5i
53
14
35
28-33
2*24
20*31
20
4i
28
19 38'4
55
50
14
21
!5'i5
2*12
20*00
21
45
39
TO <^T*0
15 59
46
!4
7
r'97
1*99
19*68
22
49
51
20 5-1
16 3
43
13
52
348-79
1*87
19*36
23
54
4
20 17-9
7
39
13
35
335'6i
r75
I9*03
24
15
58
17
20 30-3
11
36
13
18
322*43
1.62
18*69
25
16
2
32
20 42-3
15
32
13
1
309*25
1*50
18*35
26
6
47
20 54-0
19
29
12
42
296*07
r37
18*00'
27
11
3
21 5'2
23
26
12
23
282*89
1*25
17.64
28
15
19
21 i6-i
27
22
12
3
269*71
1*12
17*27
29
19 36
21 26*6
3i
19
1 1
42
256*53
I'OO
,16.90
30
16
23
54
—21 36-6
16 35
15
— 11
21
243-36
+ 0-87
+ 16*52
Erstes Viertel:
Vollmond :
Letztes Viertel:
Neumond :
Nov.
Mondphasen
(Mittlere Zeit Greenwich.)
7d 3h 53'8m. Erdferne:
Nov.
I5Q
2Id
29d
1h 39'i"n.
2311 4i*on>.
I> 25*7'».
Erdnähe:
7<i i.8*2h.
20d 21*9h.
45
November 1921
Mond
Mittlere Zeit Greenwich.
Selenographische Koordi-
Positions-
Tae
Rekt.
Dekl.
Kulmination
naten des Mondmittel-
punktes
winkel
der Mond-
. Länge
Breite
achse
Nov.
h
in
0
h
m
0
0
lO
12*5
— 17
1
0
-r 5*5°
— 4*97
11*41
2*5
1 7
7*2
1 0
2 1
1
59
5'42
5 ö9
5*97
3*5
lO
0 ö
iö
27
2
51
5'°2
6*50
o-34
4 '5
T R
I O
52"9
17
39
3
42
4*32
354*85
5'5
19
43'2
T A
I 0
3
4
3°
3*37
6*75
349 75
6'5
20
31 0
l3
40
5
l7
2 "22
O 42
345*24
7'5
2 1
i8'9
10
57
5
2
+ °*95
5 ö3
341'44
8*5
22
5'°
. 7
40
45
— °'37
4 9°
338-45
9 '5
22
507
4
5
7
zo
3*92
336-36
105
23
3° 5
r7
11
0 *Ro
J. uo
335*23
"*5
0
23*1
3
3°
g
55
3 01
— i'3°
335*15
125
1 1 "0
7
24
9
40
4*54
~f* °'i7
336 19
I3'5
2
I 0
10
5Ö
10
_ 0
4'97
. I OO
338-4I
14*5
2
53*3
r4
5
1 1
Io
5*°7
3'IO
341-81
155
3
aR't
40 1
l <J
31
10
4 ö5
4*4°
346-33
16-5
4
4 5'i
18
4
13
6
4*33
5*47
351*77
17*5
5
43*6
18
34
14
2
3*57
6*23
357-82
18-5
6
42-6
17
57
15
O
263
6-62
4*07
i9'5
7
41*3
16
12
15
56
i*59
662
10-05
205
8
38-8
13
28
16
52
— 0-52
6*21
1536
215
9
34'8
9
57
17
45
+ 0-52
541
19-67
22*5
10
29*5
5
52
18
38
1-48
4-29
2277
23-5
11
23*1
4- 1
29
19
29
2*35
2*91
24-53
24*5
12
i6'3
— 2
5«
20
20
3-11
+ 1*36
24-88
25*5
13
95
7
14
21
11
3*75
— 0-25
23-83
26-5
M
3'i
11
4
22
3
4*26
183
2i*45
27-5
14
57*3
14
16
22
55
4'6i
3*29
17-86
28-5
15
52-0
16
40
23
48
4-80
4*55
13-29
29"5
16
467
18
8
478
5*54
8-02
30'5
17
41*0
— 18
37
0
40
+ 4'52
— 6-23
2-41
Sternbedeckungen
durch den Mond für Berlin finden in diesem Monat nur für schwächere Sterne statt.
4*
NovemW 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Log.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Distanz
Kulm.
h
m
0
h
m
h
m
0 /
Erde
h m
Merkur
Jupiter
Nov. i
5
14
14
15
0
— 13-8
Iii
9-8
4'9
4-6
23
22
26
JN ov. 2
1 0
12
12
30*8
36-6
>-> f\
— 2 0
2 42
0797
0792
21 43
21 17
9
13
56
4'i
22
40
1 0
12
421
3 10
0779
20 51
13
J4
2
9-9
3-6
22
32
oft
2 0
12
47'3
3 45
20 25
17
14
15
Iii
3*3
22
32
Dez. 4
12
52'2
— 4 17
O77I
19 5ö
21
14
34
12*9
30
22
35
25
14
55
14-9
2 8
22
4i
29
Dez. 3
15
*5
18
42
16-9
— 18*8
2'6
2'5
22
22
49
58
Nov. 2
10
bä turn
•
Venus
12
1 2
Xit J
17*4
+ ° 45
0 26
I 'OI2
I OOÖ
21 2D:
s>C\ etil
20 JÖ,
Nov. i
12
«-.6
— 4*3
5'6
22
16
18
1 2
^rv 0
AKJ 5
+ 09
1*004
20 29
5
1 3
T ^
6-2
5'5
22
TO
26
1 2
— 0 6
0*999
20 O
9
I 3
-J J
8-o
5'5
22
2 1
Dez. 4
1 2
— 0 20
0'994
19 31
!3
1 3
^2
9'9
5'4
22
24
17
14
1 1
117
5 4
22
28
21
*4
3°
I3'4
5*3
22
31
Uranus
25
14
50
15-0
5*3
22
3,5
AT
JN OV. 2
22
31*5
— 10 7
1*293
7 45
29
Dez. 3
T5
10
165
5*2
22
39
I O
22
3^3
10 9
1-295
7 14
15
30
— I7'9
5*2.
22
44
l8
22
31*2
10 8
1*298
6 42 •
Mars
26
22
3i"4
10 7
1-301
6 11
Nov. 1
11
50
+ 2-5
21 *
21
8
Dez. 4
22
31-8
— 10 4
1*304
5 4°
5
1 1
59
f'5
2'I
21
1
9
12
8
+ 0-5
21
20
54
Neptu n
13
12
17
- 0-4
21
20
48
17
12
26
f'4
2'2
20
41
Nov. 2
9
136
+ 16 10
1*480
18 26
21
12
35
2-4
2*2
20
34
10
9
138
16 9
1-478
17 54'
25
12
44
3*3
2*2
20
27
18
9
*3'9
16 9
1*476
17 23
29
12
53
4*3
2-3
20
20
26
9
13-8
16 9
16 52
Dez. 3
13
2
— 5*2
2-3
20
14
Dez. 4
9
13-6
+ 16 10
1-472
16 20
Konstellationen.
4. Mars im Aphel; 6. Merkur im Perihel; 14. Mars in Konjunktion mit Saturn
(Abstand in d 53'); 16.. Merkur größte westliche Elongation (190 26'); 26. Mars in
Konjunktion mit Jupiter (Abstand in S 10').
Saturnmonde
sind ersts vom Dezember ab wieder zu beobachten.
47
Stellungen der Jupitermonde im November 1921.
II.
III.
A E
IV.
Stellungen um 17h 30111 für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West.
Ost.
1
3
2
0 :
2
3
1
20 4
3
0 1 2
4
4
1
20 3
4
5
2
0 1 3
4
6
1 0 2 3
4
7
3
0 2 4
8
3
2
Oi 4
9
3
40
10
4
30 1 2
11
4
1
0 - 3
12
4
2
0 1 3
13
4
i 0 2 3
14
4
3 Ol 2
*5
4 3
2
O
16
3
2
rO
17
3
O 1 2
18
1
O2 \
19
2
0 1 ;
20
1
02 ■ 3
4
21
0 t 2
4
22
3
2
0
4
23
3
4
24
3
0 1 2 4
25
1
0 2 %
26
2
4 0 1 3
27
4
1
0 -3
28
4
03 1 2
29
4
3
< 0
30
4 .
3
2
0
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang, i des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, / d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang, i des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, J d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, ^ des Begleiters
DE Durchgang, Ende, / vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang,
SE Schatten Ende,
des Begl. beim Über-
gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Greenwich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropaischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, i h zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren .
Nov
h
m
Xov
h
m
2.
II. VA
17
40
17.
IV. VA
17
16
4-
II. SE
15
3i
IV. VE
18
17
II. DE
16
53
18.
IL SA
i7
59
6.
I. VA
iS
26
20.
II. BE
16
36
7-
I. SA
15
34
21.
III. DA
15
44
I. DA
16
18
III. DE
x8
19
I. SE
17
48
22.
I. VA
16
4i
I. DE
18
3i
23.
I. SE
16
3
8.
I. BE
15
53
I. DE
16
;i
10.
III. VA
18
6
28.
III. SA
15
53
ir.
II. SA
15
24
III. SE
18
39
II. DA
16
59
29.
I. VA
18
35
II. SE
iS
5
30.
I. SA
15
43
14.
I. SA
17
2S
I. DA
16
43
I. DA
iS
17
I. SE
17
56
15-
I. BE
17
52
I. DE
18
56
Dezember 1921
Sonne
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Heliogr. Koord.
Positions-
des Sonnenmittel-
winkel der
Sonnen-
Tag
o
Rekt.
Dekl.
Sternzeit
Zeitgleichung
punktes
Länge
Breite
achse
Dez.
h
m
s
0 *
h m
s
m
s
0
0
i
16
28
!3
— 21 46-3
16 39
12
— IO
59
230*18
+ °*75
+ 16*14
2
32
32
21 55*5
43
8
10
36
217*00
0*62
15*75
3
36
52
22 4*3
47
5
10
J3
203*82
0-49
15*35
4
41
!3
22 12*7
51
1
9
49
190*64
0-36
14*95
5
45
34
22 20*6
54
58
9
24
177*46
0*24
14*54
6
49
55
22 28*2
16 58
55
8
59
164*29
+ o*n
I4*i3
7
54
18
2 2 35*2
17 2
51
8
34
151*11
0*02
1371
8
16
58
40
22 41*9
6
48
8
8
1 3 7*93
0*15
13*29
9
17
3
3
22 48*1
10
44
7
41
124*76
0-28
12*86
IO
7
27
22 53*8-
14
41
7
M
111*58
0*40
12*43
Ii
11
51
22 59-1
18
37
6
47
98*41
°*53
ii*99
12
16
1 5
23 3'9
22
34
6
19
85*23
o*66
ii*55
13
20
39
23 8-3
26
3°
5
51
72*06
0*79
II'IO
14
25
4
23 12*2
3°
27
5
23
58*88
0*92
10-65
15
29
3°
23 157
34
24
4
54
45*7T
1*05
10*20
16
33
55
23 18*7
38
20
4
25
32*53
1-17
9.74
17
38
21
23 21*2
42
17
3
56
19*36
i'3°
9.28
18
42
47
23 23*3
4Ö
13
3
27
6*19
r43
8.82
19
47
13
23 24-9
50
10
2
57
353'oi
i*55
8.35
20
5i
39
23 26*0
54
6
2
27
339*84
1*68
7*88
21
17
56
5
23 26*6
17 58
3
1
57
326*66
i-8i
7*41
22
18
0
32
23 26*8
18 1
59
28
313*49
i'93
6*94
23
4
58
23 26-5
5
56
• 0
58
300*32
2*05
6*46
24
9
25
23 257
9
53
— 0
28
287*14
2-18
5*98
25
13
5i
23 24*5
13
49
+ 0
2
273*97
2*30
5*50
26
18
18
23 22*8
17
46
0
32
260*80
2*42
5*02
27
22
44
23 20*6
21
42
1
2
247-63
2*54
4*54
28
27
10
23 18*0
25
39
1
32
234*46
2*66
4'°5
29
3i
36
23 14-9
29
35
2
1
221*29
2*78
3'57
30
36
2
23 n'3
33
32
2
30
208*I2
2*90
3-08
3i
18
40
28
— 23 7*2
18 37
28
+ 2
59
194*95
— 3*01
+ 2-59
Mondphasen
(Mittlere Zeit Green wich.)
Erstes Viertel: Dez. 7d ih i9*5ra. Erdferne: Dez. 5«* 15*2 h.
Vollmond: » I4d 14h 50*4 m. Erdnähe: » i;d 9*6h.
Letztes Viertel: » 21 d 7h 54*1*0.
Neumond: » 28d 17h 39*4m.
49
Dezember 1921
Mond
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Stenographische Koordi-
Positions-
naten des
Mondmittel-
winkel
Tag
Rekt.
Dekl.
Kulmination
punktes
der Mond-
—r=
Längs
n — -7
.Breite
achse
Dez.
h •
m
0
*
h
ra
0
0
0
15
18
34/0
iS
10
1
^2
~h 4*02 '
— 6*59
35679
2'5
19
16
51
2
22
3*27
6-64
35r47
3 5
20
152
14
4S
IO
2'29
639
34° öö
4*5
2 1
3*2
1 2
9
3
5°
4- 1*12
1
5'86
342*60
5*5
2 1
4Q*7
9
1
4
40
— o-iS
5-08
339*33
65
22
^ ^'2
32
23
1 54
4-08
336*94
75
2 ^
20* S
1
49
6
6
2-87
2*91
335*5°
85
0
6-i
4-
2
O
6
48
4-08
i'6o
335*°5
95
0
52*8
5O
7
32
5'°7
— 0"20
335'67
105
1
4.1*4.
9
3O
8
18
576
+ 1*25
337H1
115
2
12
49
9
6
6*o8
267
34°'34
125
J
2Ö'I
1 5
36
9
5"9S
3 '99
344*43
*3>5
/t
T"
22' 7
1 7
• 10
52
5'45
5*ii
349*59
*4"5
2r8
18
34
11
49
4'52
5*96
355*57
!5 5
6
22*3
iS
23
12
4S
3.28
6*45
1 '96
16 5
7
23*0
17
0
13
47
1.83
6*52
0 27
175
8
22-S
14
3i
14
45
— o*33
6*17
13*99
18 5
9
20 9
1 1
7
15
41
4- Iii
5*42
Io J 2.
19 5
10
iyi
+
7
5
16
35
2-39
4'32
22*19
205
11
n 6
2
42
17
27
3*44
2-97
24'27
21 5
12
4-8
1
47
18
18
4-24
4- i;46-
2 4*93
22 5
12
57'5
6
5
19
S
479
— 012
24*19
235
13
SOI
10
1
19
58
5'i3
i'66 .
22*13
245
14
43'o
13
22
20
49 ■
5-28
3'09
18-89
255
15
36'5
15
59
21
4i
5-25
4*34 ■
14-64
26-5
16
302
17
44
22
32
5-05
. 5*34
9*63
27"5
17
23*9
iS
34
23
24
470
6*05
4*16
285
iS
17*0
iS
28
4-17
6-46
35^55
295
19
8-9
17
28
0
14
3'46
6'55
353*12
30 5
19
59'3
15
42 .
1
3
. 2-56
6-34
348'i3
3**5
20
48*0
13
15
1
50
+ r48
— 5-85
343*79
Sternbedeckungen
für Berlin (Urania)
(Mittlere Zeit Greenwich.)
Stern
Gr.
Tag
Eintritt
Austritt
Positions winkel
Eintritt
Austritt
0 Piscium
X Geminor um
4*5
3*6
Dez. 10
>> 16
i2h 34'6m
6 48-2
i3h 22*9131
7 45*7
115*0°
857
217-5°
279*5
Sirius-Kalender 1921.
4
5Q
Dezember 1921
Planeten
Mittlerer Greenwicher Mittag.
Tag
Rekt.
Dekl.
Radius
Kulm.
Tag
Rekt.
Dekl.
Log.
Distanz
Kulm.
h
ra
0*
h
m
h
m
0 /
Erde
h m
Merkur
Jupiter
Dez. 3
J5
42
— 18-8
2'5
5Ö
Dez.
4
12
52*2
— 4 17
0771
19 Dö
7
16
16
8
20*6
2*zl
/
12
12
567
4 44
0763
l9 31
1 1
221
2*4
1 7
20
*3
07
5 7
°'754
19 4
15
17
0
23'3
2 '4
23
28
28
13
4'2
— 5 27
0744
i,Q q A
J.O 30
19
17
27
24*2
2*3
23
40
23
17
55
24-8
2*3
23
52
27
18
23
25*0
2*3
I
Saturn
3i
18
5i
— 24-8
2'3
O
M
Dez.
4
12
25'3
— 0 20
0*994
19 31
Venus
12
12
27*3
0 30
0*989
19 2
Dez.- 3
15
30
— i7'9
52
22
44
20
12
29*0
0 39
0-983
18 32
7
15
5o
19*2
5*2
22
49
2S
12
30-3
— 0 45
0-977
18 2
ii
10
1 1
20-3
5*i
22
54
15
16
0^
21 '3
5*i
22
JyJ
Uranus
J9
16
54
22*1
5'i
23
5
23
17
15
227
5'i
23
II
Dez.
4
22
3i.8
— 10 4
T * 2 Ci 1
1 J(J4
5 4°
- 27
17
37
23'2
5*o
23
17
12
22
32'4
10 1
I-307
5 9
31
17
59
— 23*5
Mars
S/o
2 3
23
20
28
22
22
33'i
34*i
9 56
— 9 50
I-3IO
1*313
4 38
4 8
Dez. 3
13
2
— 5*2
2'3
20
14
7
11
13
13
11
20
.6-1
7-0
2 '4
2*4
20
20
7
0
Neptun
15
13
29
7*9
2'4
19
53
Dez.
4
9
i3'6
+ 16 10
1*47.2
16 20
19
13
38
8-8
2*5
19
46
12
9
13*3
16 12
1-470
15 48
23
13
47
9*6
2'5
19
40
20
9
I2'8
16 14
1-468
15 16
27
13
56
10-5
2'6
19
33
28
9
12*2
+ iß 17
1-467
14 44
3i
14
5
— ix'3
2'6
19
26
Konstellationen.
9. Venus in Konjunktion mit ß Scorpii (Abstand in <5 10'); 20. Merkur im Aphel;
27. Merkur obere Konjunktion mit der Sonne.
Stellungen der Saturnmonde.
Elongationen in Mittlerer Zeit Greenwich.
Tethys
U = id 2i'3h
Dione
U = 2d I77h
Rhea
U = 4d 12-5*1
Titan
U = i5d 23-3*1
d h
Dez. 1 19-5 E
7 n'4 E
13 3*4 E
18 19-4 E
24 11 '4 ~E
30 3-2 E
d h
Dez. 2 3*9 E
10 9-1 E
18 14-2 E
26 19 3 E
d Ii
Dez. 3 5 9 E
16 I9'4 E
30 8-8 E
d h
Dez. 8 18-0 W
16 19-8 E
24 17*6 W
5i
Stellungen der Jupitermonde im Dezember 1921.
III.
IV. Keine
Verfinsterung
Stellungen um ijh om für den Anblick im astronomischen Fernrohre.
Tag
West. Ost.
i
4
3 Oi 2
2
4
1 0 3 2
3
4
2 0 1
3
4
1 2*o
3
5
O 3142
o
3 1 O
4
7
3
2 O 1
4
Q
O
3 O 2
4
9
1O3 2
4
IO
2 O 1
3
4
1 1
12 O
3
4
1 2
O I»
2
*3
3j O2
r4
3
4
2 O 1
15
4 3
O 2
16
30
I7
4
2 O 1 3
•18
4
2, O
3
19
4
O 1 \
20
4 \ O 2
21
3
2 O 1
22
3
1 O2 4
23
3 Ol 2
4
24
2 O1 3
4
25
2 1 O
3
4
26
O 123.
4
27
1 30 2
4
28
3
2 O 1 4
29
3
1 O 4
30
: 0 1 2
3i
4
2 O. 3
Erscheinungen der Jupitermonde. Es
bedeutet bei nachfolgenden Angaben in Weltzeit:
VA Verfinsterung, Anfang,! des Begl. durch
VE Verfinsterung, Ende, I d. Pl.-Schatten
BA Bedeckung, Anfang, ■» des Begl. durch
BE Bedeckung, Ende, I d. Pl.-Scheibe
DA Durchgang, Anfang, \ des Begleiters
DE Durchgang, Ende, J vor der Scheibe
SA Schatten, Anfang, ■> des Begl. beim Über-
SE Schatten Ende, / gang über d. Scheibe.
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jupiter-
monde aufgeführt, welche sich ereignen, wenn
Jupiter zu Green wich über, und die Sonne unter
dem Horizonte steht. Um die Momente dieser
Erscheinungen nach mitteleuropäischer Zeit zu
finden, hat man nur nötig, ih zu den angegebe-
nen Zeitpunkten zu addieren .
Dez.
h
m
Dez.
h
m
i.
I. BE
16
17
16.
I. DE
17
19
4-
II. VA
17
16
III. BA
18
42
6.
II. DA
14
33
17-
I. BE
14
59
II. SE
15
4
20.
II. SA
17
32
II. DE
17
8
22.
II. BE
16
46
7-
1. SA
17
36
I. VA
18
4 =
I. DA
18
4i
23.
I. SA
15
52
g
I. VA
14
56
I. DA
17
3
I. BE
18
14
III. VA
17
52
9-
I. SE
14
18
I. SE
18
4
III. BA
14
29
I. DE
19
?4
I. DE
15
22
24.
I. BE
16
34
III. BE
16
56
25-
I. DE
13
^3
*3-
II. SA
14
58
27.
III. DE
15
6
II. DA
17
13
29.
II. VA
14
19
II. SE
17
37
II. BE
19
25
15.
II. BE
14
6
30.
I. SA
17
4-
I. VA
16
49
I. DA
18
58
16.
1. DA
15
7
3*-
II. DE
14
20
I. SE
16
11
I. VA
if
3
III. VE
16
33
I. BE
18
28
4*
Ephemeriden für physikalische Beobachtungen des Mars und Jupiter
Mars
Mittlere Zeit
Greenwich
P
Durch-
messer
a
q
Q
Jan.
1 5
_ _ . 0
352-3
— 21*3°
500"
3080
0 35"
7°'9°
9'5
348*6
22*6
4-88
296
032
697
175
345"°
23*6
4 7°
28 3
0 29
68"8
25 5
341'6
— 24'3
. .c 0
4 00
270
026
68 0
Nov.
25
24"5
+ 24*1
4 14
23 6
017
2949
IOj
26"8
23 9
4 25
250
0 20
2947
185
28*9
235
4'37
264
0 23
2944
265
30-8
229
4"50
278 •
026
2940
Dez.
4' 5
32'4
22*2
464
291
0 29
293 4
12 5
33-8
21*3
481
304
033
292^6
20 5
34*9
20*2
4'99
316
0 37
291 8
285
35-7
+ I9*i
5'2Q
328
041
290 8
Jupiter
Mittlere Zeit
Greenwich
P
D©
Äquator-
durchmesser
Red. auf
Polar-
durchmesser
a ■
q
Q
Jan. 1*5
25'2°
-i-7°
3972"
264"
97°
0-29*
292 6°
I5-5
25-2
17
4i'34
275
84
022
292*1
295
251
18
42-78
285
65
0*14
291-3
Febr. 12*5
25-0
r8
43-86
2 92
40
005
2896
26-5
249
17
44*43
2*96
i*3
001
281 1
März 12 5
247
17
44-40
2*96
16
001
121*8
26-5
24 6
1-6
4378
2 91
44
0 06
115 6
April 9-5
244
i*5
4268
2'84
68
0 15
114 0
23'5
243
i'5
4124
2*75
86
024
113 2
Mai 7-5
24*3
i*4
3964
2*64
9 9
030
1127
2 15
243
VA
38-02
2-53
106
033
1 124
Juni 4 -5
24*4
14
36*47
2-43
10-7
0-32
112*2
246
14
35'°6
233
104
029
II2I
Juli 2-5
24-8
14
3383
2-25
96
024
II2'0
16-5
250
i'5
32 79
2- 18
85
0 18
II2'0
30-5
25-2
1*6
31*95
2*13
7-0
0*12
urS
Aug. 135
25'3
16
31*30
2*o8
5"4
007
111-3
27*5
254
— 17
3085
2-05
3'6
0*03
110*3
Fortsetzung S. 53. — Bedeutung der Buchstaben siehe
Seite 53.
53
Ephemeriden für physikalische Beobachtungen des Mars und Jupiter (Fortsetzung)
Jupiter
Mittlere Zeit
Greenwich
P
D©
Äquator-
durch, nicsscr
Red. auf
. Polar-
durchmesser
a
q
Q
Okt. 23-5
25-2 J
— 2-2°
31-06"
2'07//
4*3
0*04"
295*8°
Nov. 65
25*0
2*3
3162
2*IO
6-o
0*09
294*8
20-5
24-8
2*4
32-40
2-15
7-6
0*14
294*1
Dez. 4-5
24*5
2'5
33-38
2*22 '
8-9
0*20
293*5
18-5
24'3
2-6
34-58
2-30
q-8
0-25
293-0
32*5
24T
— 27
35'97
2*39
10-3
0*29
292-6
Es bedeutet
P Positionswinkel der Rotationsachse.
Planetozentrische Deklination der Erde.
a Winkelabstand zwischen Erde und 'Sonne vom Planeten gesehen,
q Betrag und
Q Positionswinkel des größten Lichtdefektes.
Zentralmendiane auf Mars
Mittlere Zeit Greenwich.
Monat
Tag
Januar
November
De7embsT
1*5
0
247'65
0
0
213-30
2*5
23772
136-16
20356
3*5
22779
126*40
I93's3
4*5
217-85
116.63
184*10
5*5
207-92
106*86
I74-37
6-5
I97*98
• 97*i°
164*64
7*5
188-04
87*33
I54'92
8-5
178*10
77*57
I4'5'I9
9*5
168-16
67-80
135*47
10-5
158*21
58*04
125*75
n*5
148-26
48*28
116*03
12-5
138-32
38-52
106*31
I3-5
128-37
2876
96*60
14*5
118*42
19*00 '
86*88
r5*5
108*46
9-24
77*17
16-5
98*51
359-49
67-46
175
88*56
349*73
5775
i8'5
78*60
339*98
48*05
195
68-64
330*22
38-34
205
58-69
320*47
28-64
21-5
4873
- 31072
1894
22'5
3877
300*97
9*24
23*5
28-81
291*22
359*55
24'5
18-85
281*48
349*85
25D
- 8*89
27i*73
340-16
26-5
358-93
261*99
33°*47
27*5
348*96
25225
320*78
28-5
339-00
242-51
311-10
29*5
329*04
23277
301-41
30*5
319-07
223-03
291*73
3i'5
282*05
54
Tafel I. Mittlerer Rotationswinkel des Jupiter von 10m zu 10m für n = 870-27° .
Minut.
"stunde '
0m
2Qm
30m
40m
5om
oh
o*oo°
6-04°
12*09°
18*13°
24*17°
30*22°
I
36*26
42*30
4835
54*39
60-43
66*48
2
72*52
78*57
84*61
90*65
96*70
102*74
3
10878
114*83
120*87
126*91
132*96
139*00
4
I45'°4
151*09
I57I3
163*18
169*22
175*26
5
181-31
187-35
193*39
199*44
205*48
211*52
Minuten
P. P.
6
2i7'57
223*61
229-65
235*70
241*74
247*78
- 7 w
253*83
259-87
265*92
271*96
278*00
284*05
I
o*6o°
8
290*09
296*13
302 18
308*22
314-26
320*31
9
326-35
332*39
338*44
344*48
350*52
356-57
2
1*21
i-8i
IO
2'6l
8*66
14*70
20-74
26*79
32-83
3
A
2*42
1 1
38-87
44*92
50*96
57*oo
69*09
V02
12
75*I3
8i*i8
87*22
93*2 7
99-31
105*35
6
3'63
*3
111*40
117*44
123*48
129*53
I35'57
14161
7 '
4*23
14
147*66
153-70
I59-74
165-79
171-83 •
177-87
8
4*83
15
183*92
189*96
•196*01
202*05
208*09
214*14
9
5-44
16
220*18
226*22
232*27
238-31
244*35
250-40
17
256-44
262-48
268*53
274*57
280*61
286*66
1 0
292 70
298*75
304-79
310*83
3IO 00
322*92
19
328*96
335'oi
34^05
347*09
353*14
359-18
20
5*22
11*27
I7'3i
23 35
29*40
35*44
21
4I.49
47*53
53-57
59*62
65-66
71*70
22
ins
8379
89-83
95-88
IOI*92
107*96
23
H4'oi
120*05
126*10
132*14
I38*l8
x44*23
Tafel II. Korrektion des mittleren Rotationswinkels.
-^T>iff.
- 27
3°
33
36
39
42
45
48
5i
54
O^
0
0
0
0
0
0
0
0
0
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I
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0
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0
1
1
1
2
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2
2
3
4
5 •
6
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0
0
0
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0
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0
0
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2
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2
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2
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3
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7
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9
' ■ #*5
4
6
7
8
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10
10
1 0
2
4
5
6
8
9
10
11
11
12
13
14
15
16
17
18
19
0
0
0
0
0
0
0
0
0
2
2
2
2
2
2
2
2
3
3
3
4
4
4
4
4
5
4
4
5
5
6
6
6
7
7
6
6
6
7
8
8
8
9
10
7
8
8
9
9
10
Ii
11
12
8
9
10
10
11
12
13
14
H
10
10
11
12
13
14
15
16
I7
11
12
13
14
15
16
*7
18
19
12
14 :
15
16
I7
18
19
20
21
20
1 0
2
5
8 '
10
12
15
18
20
22
21
22
23
0
0
0
3
3
3
5
6
6
8
8
9
10
11
12
13
14
J4
16
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
Zeit
27
24
21
18
15
12
9
6
3
0
Horizontalargument sind die Dezimalen der Differenzen der Ephemeride.
Argument: oben die Korrektion positiv, unten die Korrektion negativ.
55
m Gl MO fO C< m O a ^ OM3> O m M ro iO N Oi
00 O M ^t>£) 00 o j-< <o O M O 00 p N t
rf- V in in in >n in ö ö o O o o o- i>- i>- co co co co co O bi o o
r-»<N m o in o in ^i- o co co- m r^<N m o in o in o oo com n m
m CO m n M co m N M m co m M M co m M M h CO
H (OO 00
b b b b
M
M M M M <N OOfOfOfOfO-trl-'t't^'tiOiniOiO u~) O O O t^t^t^t^OO
OOOOOMMMMMMMMMMMMMMMOOCOCOCOCOCOTt-Tt-TfTi-
•n ^j- o co ro n n m m o «oo m ■t ooo oo m m m o >n o >n Oico com
CO m M M M CO M CM M CO M M CJ M CO M M M CO M M M
•ninino ioin^-ininT}-T}-in-i-ii-'-f-^-^-co
^- CO "tf- rt- CO "3" CO CO CO CO
in' o in o o m o o >no ^t- co m n h in o mo o -t- t> m inoo m in oo m inoo
o o p h m M m rn p _t _t in in o vo o r^cp co oo o pi pi p p p w m h
'co V V Vt- V V V V V V W- V 'rj- Vt- V V V V V V 'rj- V V V Vf In "in in in in in
in-^-o^t-coco m m.o m o in^ci^rcooo ^ m m o m c >n t o> t fnoo
M m CO m M M m CO m M m CO m n M m CO m M m co m M
m m m O O O O 0 OiCiOiOiCOCOOOCOCO NW. InNNNOOOO
,53
ü
ctl
ja
o
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C
cd
M M CO-rJ-Tt-^t-Tt-T^-
in o t^oo o> o m m
M M M
H O >0
CO M CM
M M M M M M M
Ol COCO N M M
M CO M (N M
n in m oi o to oi in h co o
h n co co rt- in »n p nnoo oo
cocococococo'cocococococo
inTj-o^-cocc t>- ni m o m o
M M CO M CN M mcOm
m h o o o OiOicooocooo t^Nt^co inininin-^-Tt-^-cocococoM m m m
(N M M M M
0 o o t^r^Nf^i>.oooocooooc oocioooioio
01 * (O00 fC N MO H inOOi-TCOOOCOMO-OM
M M CO M M M m CO <N m CO M M M
OOOOOOwmmw
mOmOiO-^-OitJ- COCO
m CO m M m co m n
C
CO
&
V
bc
<o
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COOOOiOOOOOOi-i
io >n o m t o oi'**- cooo
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cocococoTt-Tt-Tj-t-ininin'novo
inodtmootoNMOH in o
M CO <N M CO M M M MCO
o o
oooioooicoooooco n n vo o o inininin-tfOtforoN,*
cococococococococococococococococococococococococo^
■«*- o m o
h o o o
TT -<4- ^
tiOiOiniOiO'OiTC, N h O OlN'OrOHOO ONCO
pi fONH u-> pi co j>- m >n oi coo p ^t<x> m y~> oi cop p ^t- n jh y co h _^-oo m
>b K inoo oo oo bi oi b b b w w *m "m "m co 'co co V V in in "in ö ö vb "t> oo
oo nm mo m o in n o in-^ooo com nm mo no in-^-oco com nm m
M M MCOHM M CO m M M mcOmM MCOmM M mCO''
rj- rt- in in o r^oo o o « co rj
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M CO
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M M CO M
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mo o inorhoinM n^o n t h oo iü ^m o oo
co m in oo m in co m o pi co n o too h >n o oo n p
ro V V 4 'o >n inö ö i ts Köo öo oo o o o o b m
in o in^j-oco com nm ho >o o «n -i- oi co ^ co oo
MCOMM M MCOMM MCOMM M M
t>»0 lO-i-^cococococo
MO O Tt- 00 MO O
*M m *M "co CO CO V V in
CO m no i-i »O O O tJ-
CO M M M m CO cj
ininin'n|n'ninin,nin|nin|nin'n,ninin'n in in in «n in in in in !C >n in in
h m 'co V in o K oo oi b h m co V in o Köo Oi b m' m "co V in ö *t>~ oo ob m
mmmmmmmmmmMMMMMMMMMMCOCO
5&
Sicntbarkeitsverkältnisse der Planeten 1921
(Die Zahlen links unten geben den Tag der Konjunktion mit dem Monde.)
Merkur
Venus
Mars
Jupiter
Saturn
Januar
Unsichtbar
8.
Mitte des Monats
etwa 3V2 Stun-
den am Abend-
himmel
13-
Anfangs noch etwa
3 Stunden, zu-
letzt noch 2V2
Stund, sichtbar
13-
Anfang des Monats
v. 10 Uhr ab, am
Monatsende von
8 Uhr ab sichtb.
27.
Aufgang Mitte des
Monats bereits
gegen 9*/2 Uhr
27. .
Februar
Vom 5. bis 25. am
Abendhimmel
9-
Den ganzen Mo-
nat hindurch
. gleich günstig
sichtbar
12.
Ende des Monats
noch etwa x1/2
Stund. amWest-
hiimnel
II.
Geht Ende des Mo-
nats schon bei
Sonnenunter-
gang aui
23-
Geht um die Mo-
natsmitte schon
um 7V2 Uhr auf
23.
März
Unsichtbar
8.
Ende des Monats
nur noch etwa
23/4 Stunden
sichtbar
*3-
Nur noch in der
Abenddämme-
rung
L2.
Die ganze Nacht
sichtbar
22.
Ab 11. des Monats
Aufgang schon
vor Sonnen-
untergang
23-
April
Unsichtbar
6,
Bis 22. Abend-
stern, dann Mor-
genstern
9-
Verschwindet zum
Monatsende in d.
Sonnenstrahlen
Die ganze Nacht
sichtbar
18.
Die ganze Nacht
sichtbar
19.
Mai
Vom 24. ab am
Abend himrael
7-
Ende des Monats
etwa V2 Stunde
in der Morgen-
dämmerung
6.
Unsichtbar
8.
Mitte des Monats
nur noch bis
2 Uhr morgens
sichtbar
15-
Geht Mitte des
Monats gegen
2V2 Uhr mor-
gens unter
16.
Juni
Bis 14. am Abend-
himmel
8.
Etwa eine Stunde
am Morgenhim-
mel
3-
Unsichtbar
6. 29.
Geht in der zwei-
ten Monatshälfte
schon vorMitter-
nacht unter
12.
Anfang des Monats
etwa 3V2 Stun-
den, später etwa
2 Stund, sichtb.
12.
Juli
Ab 28. am Mor-
genhimmel
5-
Ende des Monats
schon annähernd
3 Stund, sichtb.
2. 31.
Unsichtbar
5-
Nur noch in der
Abenddämme-
rung
9.
Nur noch in der
Abenddämme-
rung
IOv
August
Bis 11. am Mor-
genhimmel
2.
Den ganzen Monat
hindurch etwa
3 Stunden am
Morgenhimmel
30.
Etwa vom 5. ab
in der Morgen-
dämmerung
3V3I.
Unsichtbar
6.
Unsichtbar
6.
September
Unsichtbar
2.
Wie August
29.
Ended. Monats be-
reits 2 Stund, am
Morgenhimmel
29.
Unsichtbar
3-
Unsichtbar
3-
Oktober
Unsichtbar
3. 31.
Ende des Monats
nur noch 2 Stun-
den sichtbar
29.
Am Monatsende
schon 3 Stunden
sichtbar
28.
Etwa vom 5. ab
in der Morgen-
dämmerung
I. 28.
Bei Beginn des Mo-
nats i.d.Morgen-
dämmerung, zu-
letzt schon 2
Stund, sichtbar
I. 28.
November
Vom 5. ab am
Morgenhimmel
28.
Nähert sich immer
mehr der Sonne
28.
Geht Mitte des
Monats um V43
Uhr morgens auf
25-
Um die Mitte des
Monats bereits
3 Stund, sichtb.
25-
Mitte des Monats
schon 4 Std. am
Morgenhimmel
25-
Dezember
Bis 4. am Mor-
genhimmel
29.
Vom 28. ab un-
sichtbar
28.
Im letzten Monats-
drittel etwa 4V2
Stund, sichtbar
23-
Anfangs v. 21/!SUhr
an, zuletzt von
1 Uhr ab sichtb.
23-
Geht Ended. Mo-
nats schon vor
Mitternacht auf
22.
11
Ephemenden veränderlicher Sterne.
Zusammengestellt von G. Hoffmeister
als Auszug aus den Ephemeriden der Sternwarte zu Bamberg.
(Mittlere Zeit Greenwich.) '
A. Kleinstes Licht der helleren Algolsterne.
TV Cassiopeiae.
Algolminima.
h
h
h
h
h
h
Jan.
i 154
Mai 1 6-5
Sept. 1
127
Jan. 1
15'5
Febr. 2
4*5
März 2 21 6
reor.
i io*9
Juni 1 21
Okt
0
127
4
12-3
5
i*3
D lb 4
März
° *5*5
Juli O 2*1
Nov. 0
8'3
7
91
7
22*1
S T - • ">
O Ip 3
April
O II'O
Aug. 1 171
Dez
1
3-8
10
13
6-o
28
1 0
1 3
I9'9
10 /
i_t 80.
Vielfaches der Periode.
x5
23 0
1 0
A3 0
r7 5*7
Io
20'4
r9
1 C4
P d
h
P d h
P
d
h
1=1
2 3
195
15 0
7 = 12 165
8 14 . 12/0
12 =
13
21
23
i8'o
13*5
21
24
27
3°
I7'2
14*0
1 0 0
2 2
£D
28
7'2
a *r>
4 w
o-S
''D 0
28^17*0
3 5
4 7
105
6-o
9 16 75
10 18 3-0
14
15
25
27
90
4*5
77
3i"i3'8
5 9
i*5
11 19 22-5
16
29
00
b
b
u
D
6 io
2IX>
17
SO
19*6
April 3
0
9
io'6
7*4
4*2
Aug. I
4
7
20-8
17 0
I4'4
Spnt 2 o-8
- 6>6
0 u u
8 3*4
U Gephei.
1 2
1 '0
10
II-2
1 1 0'2
h
h
h
T A
M
21 '8
!3
O I
13 21'0
Jan.
0 133
Mai 0 51
Sept. 1
20-5
17
187
10
4'9
I O I/o
Febr.
1 23*1
Juni 1 14-9
Okt
I
18*4
20
15 5
19
1 7
19 ?4 7
März
1 92
Juli 1 128
Nov. 0
16-4
23
12-3
2 I
2"? 11';
April
0 7'i
Aug. 0 107
Dez
O
I4'3
20
91
24
•iy 3
*3 0 3
29
5*9
2 7
16*1
2S vi
Vielfaches der Periode.
3°
I2'9
P d
h
• P d h
P
d
h
h
h
b
1=2
11 8
5 = 12 111
9 =
22
105
Okt. 1
2'0
Nov. 1
14-9
Dez. 3 3 9
2 4
23'7
6 14 23*0
10
24
22'3
3
22-8
4
ii'8
6 07
3 7
«"5
7 17 108
11
27
IOI
6
197
7
8-6
8 21-5
4 9
23'3
8 19 22'6
12
29
22 'O
9
12
15
i6-5
13*3
IO'I
10
13
15
5*4
2*2
23'0
11 18-4
14 15-2
17 120
RZ Cassiopeiae.
18
6-9
18
19-8
20 S-8
h
h
b
21
37
21
166
23 5-6
J an.
1 o-5
Mai 0 12 9
Sept. 0
15'5
24
05
24
13*5
26 24
Febr.
1 2*3
Juni 0 14 8
Okt.
0
127
26
21*3
27
103
28 23-2
März
0 14*1
Juli 0 ii*9
Nov. 0
14*5
29
18-1
30
7'i
31 20*0
April
0 15-9
Aug. 0 137
Dez.
O
II O
Die Minima sind nach
der Chandler-
sehen Formel berechnet und treten z. Zt.
Vielfaches der Periode.
etwa 3h früher ein, als die Ephemeride
P d
h
P d h
P
d
h
angibt.
In den Monaten Mai bis Juli ist
1=1
47
9=10 182
18 =
21
12-4
Algol wegen
seines tiefen
Standes nicht
2 2
9*4
10 11 22*9
19
22
17*0
mit Vorteil zu beobachten.
3 3
14-1
11 r3 36
20
23
217
4 4
188
12 14 8*2
21
25
2 -4
/. Tauri.
5 5
23*4
13 15 12*9
22
26
71
h
b
b
6 7
4*1
14 16 17*6
23
27
n-8
Jan. 2
16-9
Mai 1
7-0
Sept. 0 19*9
7 8
8-8
15 17 22-3
24
28
i6-5
Febr.3
7*8
Juni 1
21*9
Okt. 2 io-9
8 9
I3'5
16 19 3-0
25
29
21*2
März 2
23*9
Juli 3
12*9
Nov. 3 r8
17 20 77
26
31
i'8
April 3 14-9
Aug. 0
5'o
Dez. 0 17*9
5S
Vielfaches der Periode.
Pdh Pdh Pdh
i= 3 22-9 4 = I5 I9'5 6 = 23 17-2
2 7 21*7 5 19 i8"4 7 27 iö'i
3 11 20*6 8 31 150
R Ganis majoris.
h h h
Jan. o 15-9 Mai 1 r8 Sept. o i8-i
Febr. o 8'o Juni o 17*9 Okt. 1 10*2
März o 17 6 Juli 6 67 Nov. 1 2*3
April o 9*7 Aug. 1 2*0 Dez. o i5-2
Vielfaches der Periode.
p
d
h
P
d
h
P
d
h
2 =
2
6-5
12 =
13
I5-2
20
= 22
17*3
4
4
l3-l
14
15
217
22
24
23*8
6
6
19*6
16
18
4*2
24
27
6-3
S
9
2*1
18
20
107
26
29
12-8
10
1 1
'8-6'
28
31
19-4
h
Jan. 1 i8"6
Febr. 1 07
März o 23*0
April o 5"i
ö Librae.
h
Mai o 11 2
Juni 2 1*2
Juli 2 7'4
Aug. 1 13-5
Sept. o 19*6
Okt. 1 1 S
Nov. o 7"9
Dez. o 14*0
Vielfaches der Periode.
p d
h
Pdh
P d
h
2= 4
157
6=13 23*1
10 = 23
6-6
3 6
23*6
7 16 7-0
11 25
14-4
4 9
7'4
8 18 14-9
12 27
22-3
5 11
15*3
9 20 227
13 30
6 1
U Ophiuchi.
h
b
h
Jan. 1
97
Mai 0 120
Sept. 1
14-9
Febr. 0
14-4
' Juni 1 8*8
Okt. 0
3*3
März 1
27
Juli 1 134
Nov. 1
O'I
April 0
7*3
Aug. 0 18*0
Dez. 1
4*8
Vielfaches der Periode.
P d
h
Pdh
P d
h
1 = 1
163
7 = 11 17*8
13 = 21
I9'3
2 3
8'5
8 13 io'i
14 23
ir6
3 5
o'8
9 15 2-3
15 25
3-8
4 6
17*0
10 16 18*6
16 26
201
5 8
9"3
11 18 io-8
17 28
12-4
6 10
15
12 20 3*i
18 30
4'6
Z Herculis.
h
h
h
Jan. 2
23-9
Mai 2 18 7
Sept. 3
I3'4
Febr. 3
22*6
Juni 3 17-4
Okt. 1
I2'2
März 3
21-3
Juli 1 16.1
Nov. 2
io'8
April 0
20*1
Aug. 2 14*8
Dez. 0
9'6
Vielfaches der Periode.
P d
h
Pdh
P d
h
1= 3
23-8
4 = 15 23*3
6 = 23
23*0
2 7
237
5 19 23*1
7 27
22*8
3 11
23'5
8 31
22*6
RX Herculis.
ml m, ml m2
h h h h
Jan. 1 1*4 o 4'o Juli 1 11 3 o 14*0
Febr. o 7-0 1 4*4 Aug. o 17*0 1 14*3
März o 18*0 1 15*3 Sept. 1 17-3 o 20*0
April 1 18-3 o 21*0 Okt. o 4*3 1 16
Mai o 5-3 1 27 Nov. 1 4*6 o 4-3
Juni 1 5 7 o 63 Dez. 1 io"3 o 13-0
Vielfaches der Periode.
p
d
h
P
d
h
p
d
h
I =
1
187
7 =
12
io*8
13 =
23
2"9
2
3
13^
8
14
5"5
14
24
2I"6
3
5
8-i
9
16
0'2
15
26
i6-3
4
7
27
10
17
l8"9
16
28
HO
5
8
21-4
11
19
13-6
17
30
57
6
10
16-1
12
21
8'2
18
32
0-3
RS Vulpeculae.
h h h
Jan. 3 7 0 Mai 4 4-6 Sept. 2 2*2
Febr. 3 152 Juni o 1-4 . Okt. 3 10-5
März 2 i2'o Juli 1 96 Nov. 5 187
April 2 20 3 Aug. 1 17 "9 Dez. o 15*5
Vielfaches der Periode.
Pdh Pdh Pdh
1=4 115 3 = 13 io*4 6 = 26 20*8
2 8 22-9 4 17 21-9 7 3i 8-3
5 22 9-3
U Sagittae.
h h h
Jan. 1 i2'i Mai 3 4*9 Sept. 1 21-8
Febr. o 22 3 Juni 2 152 Okt. 2 8'o
März 3 8-5 Juli 3 1*4 Nov. 1 18*2
April 2 187 Aug. 2 n*6 Dez. 2 4*4
Vielfaches der Periode.
p
d
h
P
d
h
P
d
h
I =
3
91
4 =
13
12-5
8
= 27
11
2
6
1.8-3
5
16
217
9
30
IO*2
3 .
10
3H
6
20
68
10
33
193
7
23
15-9
Y Cygni.
Gerades Min. Ung£des Gerades Min. ^g^65
h h h h .
Jan. 1 4*6 2 i8'i Juli 2 233 1 12*8
Febr. o 37 1 17*2 Aug. i- 2.2*4 o 12 0
März 2 2*9 o i6'4 Sept. o 21-5 2 n*o
April 1 2"o 2 15*5 Okt. o 20 6 2 io*i
Mai 1 i'i 2 14-6 Nov. 2 19-7 1 9-2
Juni o 0-2 1 137 Dez. 2 18*8 1 8-4
Vielfaches der Periode.
Pdh Pdh Pdh
1= 2 23*9 4 = 11 23*6 8 = 23 23-3
2 5 23-8 5 14 23*6 9 26 23-2
3 8 23 7 6 17 23-5 10 29 23-1
7 20 23-4
B. Heliozentrische Hauptminima der helleren ß Lyrae-Sterne.
u Herculis.
h
h
h
h
Jan. i 12/6
Mai
o
117
Sept.
o
131
Jan.
0
164
Febr. i yo
Juni
o
6-o
Okt.
i
7 '5
13
14*5
März 2 o'i
Juli
I
P'4
Nov.
i
1/9
26
I2"6
April i i8*5
Aug.
o
i8'8
Dez.
i
20-2
Febr.
8
21
107
8*8
Vielfaches der Periode.
p
d
h
P
d
h
p
d
h
I
2
i'2
6 =
12
73
12
= 24
*47
2
4
2-4
7
14
8-6
13
26
15*9
3
6
37
8
16
9-8
14
28
17-1
4
8
4*9
9
18
II'O
15
30
18-4
5
10
6'i
10
20
12*2
16
32
19*6
11
22
I3"5
Hauptminima von /? Lyrae.
h
i 9 21*3
22 19*4
Sept. 3 4
16 2*
29 o'
Juni 4 17-5 Okt. 11 22*.
März 6
19
6*8
4'9
17 15-6
30 13*7
Juli 13 n*8
26 99
24 20"
Nov. 6 i8'
19 i6-
April 1 3*0
14 ri
26 23'2
Aug.
80
6-i
Dez.
2 14-8
15 12-9
28 iro
Übersicht vorstehender Sterne.
Stern |
Kartenort 1855*0
Jährliche
Änderungen
Grenzen
des
Licht-
wechsels
D
d
h
m
s
0
s
M
m
h
h
TV Cassiopeiae
0
II
31
+ 58
20 *o
+ 3-20
+ 0*33
7*4-
-8-3
77
IO?
U Cephei . . .
0
49
39
+ 81
5'5
+ 5'r°
+ 0-33
6-9-
-9-1
«*5
i'4
RZ Cassiopeiae
2
35
56
+ 69
I'2
+ 5'34
+ 0-26
6-4-
-77
57
0-4
ß Persei ....
2
58
45
+ 4°
23-6
+ 3-89
+ 0-23
2*3-
-3*5
9'3
0
/. Tauri ....
3
52
39
+ 12
4-6
+ 3'32
+ 0-I7
3-8-
-4*2
10-5
R Canis maj . .
7
12
55
— 16
7-6
+ 270
— o-ii
5'8-
-6-4
6
ö Librae ....
14
53
14
— 7
56-4
+ 3-20
C24
5*o-
-5'9
10
U Ophiuchi . .
17
9
11
+ 1
22*6
+ 3'Q4
0*07
6-o-
-6-8
77
0
Z Herculis . . .
17
51
34
+ 15
9*3
+ 271
O'OI
7'i-
-8'3
1 1
1*2
RX Herculis .
18
25
56
+ 12
30-9
+ 278
+ 0-04
7i-
-7-6
4-6
O
RS Vulpeculae
19
11
30
+ 22
II'O
• +2-55
+ O'II
7'4-
-8-i
11 0
4-8
U Sagittae . .
19
12
27
+ 19
20-9
+ 2-63
+ O'II
6-8-
-9'4
11 '5
17
Y Cygni . . . .
20
46
16
+ 34
6-9
+ 239
-f- C22
7*i-
-7"9
8
0
u Herculis . . . •
ß Lyrae ....
17
18
11
44
58
44
+ 33
+ 33
15*5
11 -8
+ 2*21
-f- 2'2I
0*07
+ 0-07
4-8-
3'4-
-5*3
-41
D = Dauer der Verfinsterung,
d = Dauer des kleinsten Lichtes
M = Norrnal-
m = Minimal-
,1
Helligkeit der Algolsterne.
6o
C. Größtes und kleinstes Licht der helleren langperiodischen Sterne.
Stern
Kartenort 1855-0
Jährliche
Änderungen
Größtes Licht
1921
Kleinstes Licht
1921
R Andromedae
o Ceti (Mira) . .
R Leonis ....
R Ursae maj . .
T Ursae maj. .
R Hydrae . . .
R Bootis ....
R Serpentis . .
S Herculis . . .
R Aquilae . . .
R Cygni ....
X Cygni . .-. .
T Cephei ....
R Cassiopeiae .
W Ceti
h m s
o 16 25
2 12 I
9 39 45
10 34 19
12 29 47
13 21 48
14 30 48
15 44 1
16 45 18
18 59 23
19 32 56
19 45 0
21 7 33
23 5i 4
23 54 42
+ 37 46-4
— 3 38-4
+ 12 59
+ 69 32*1
-j- 60 17-2
— 22 31-8
+ 27 22*1
+ 15 34*6
+ 15 n*4
+ 8 07
+ 49 52*5
+ 32 33 0
+ 67 54-4
+ 50 34'9
— 15 29-0
+ 3-16 +0*33
4-3-03 +0-28
+ 3*23 —0-27
+ 4-38 —0-31
+ 277 —033
+.3*27 —0-31
-f- 2*65 — 0*26
+ 276 — 0-19
+ 273 — o-ii
m
5'6
2'0
5'o
5-9
5'5
3-5
5'9
5-8
5'9
6*2
Febr. 14
Juni 16
JJan. 26
\Dez. 14
Sept. 15
Mai 24
Nov. 22
Juni 1
März 23
März 8
Nov. 14
April 16
Aug. 30
März 9
Sept. 28
Juni 9
14*0
9-6
102
13-1
127
IO'I
12*2
<i.3'ö
13-1
112
13-8
13-2
io-8
13-2
<I20
Okt. 16
März 12
Juli 23
Mai 20
iFebr. 5
|Dez. 28
Mai 23
/Febr. 15
\ Sept. 26
Okt. 17
Juli 26
Juli 11
Keine Ersch.
März 12
Sept. 3
März 31
Jan. 11
+ 2*89 -f 0*09
+ 161 +0*13 59
+ 231 +0*15 4-2
-f-o'82 +0*24 5-2
+ 3-03 +0-33 4;
+ 3-08 +0*33 6.5
Die für die Maxima angegebenen Größen sind Höchstwerte und werden nicht in
jeder Erscheinung erreicht. Bei einigen Sternen stellen die benutzten Formeln den Gang
des Lichtwechsels nicht mehr gut dar. Bei T Ursae majoris, R Bootis und R Serpentis
sind die Erscheinungen um mehrere Wochen früher zu erwarten als die Tafel angibt.
Finsternisse im Jahre 1921
(Mittlere Zeit Greenwich.)
1. Ringförmige Sonnenfinsternis, April 7.
westl. Länge v. Gr. Geogr. Breite
Beginn der Finsternis überhaupt ...... 18h 51*6™ 140 40' + I7° 59'
» » zentralen Finsternis 20 23^5 42 38 — 45 41
Zentrale Finsternis im wahren Mittag ... 21 44 8 325 41 — 75 28
Ende der zentralen Finsternis ...... 22 5 8 206 55 -f 77 3°
>> » Finsternis überhaupt 23 377 255 2 -f 51 12
In ganz Europa sichtbar.
2. Vollständige Mondfinsternis, April 21.
Anfang der Finsternis überhaupt i8h 3-2,n
» » totalen Finsternis 19 23*5
Mitte der Finsternis 19 44^4
Ende der totalen Finsternis 20 5*3
» » Finsternis überhaupt 21 257
Größe der Verfinsterung in Teilendes Monddurchmessers 1074. In Europa unsichtbar.
3. Vollständige Sonnenfinsternis, September 30/Oktober 1.
westl. Länge v. Gr. Geogr. Breite
22h 27*2m
700
28'
-19°
56'
» >> zentralen Finsternis
0 00
96
33
— 52
28
Zentrale Finsternis im wahren Mittag. . . .
i 7*3
19
23
-84
23
I I IT
232
46 "
— 86
20
2 44*o
309
3
— 55
22
In Europa unsichtbar.
4. Teilweise Mondfinsternis, Oktober 16.
Anfang der Finsternis überhaupt.
h ^-om
53-8
Ende » » überhaupt.
33'6
Größe der Verfinsterung in Teilen des Monddurchnv.ssers 0*938. In Europa sichtbar, jj
6i
Scheinbare Sternörter 1921
Obere Kulmination GreenwicK
1921
a An-
dro-
medae
/? An-
dro-
medae
d Arie-
tis
ß Per-
sei
a Tauri
ß Auri-
&ctc
y Ge-
mino-
rum
a. Can.
minor.
t Urs.
maj .
et Leo-
nis
ß Leo-
nis
AT?
AT?
A T?
AR
A T?
-TV XV
A T?
AT?
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AR
AT?
AT?
r\ XV
AT?
r\ XV
h rn
ti rn
h m
h m
h 111
h m
h m.
h m
h m
0 m
O 4
I 5
2 2
3 3
4 31
5 53
6 33
7 35
8 53
IO 4
II 45
Jan. 0
187s
I9"4S
44'3S
3"58
23-18
46-8s
II'Os
I2'Os
5°"5S *
H'4S*
27»
10
i8'6
I9'3
44*2
3'4
25*0
469
III
I2'I
50*8 *
117 *
3'°
20
184
I9'I
44-1
3'2
25-0
46'9
III
I2'2
51*0
119 *
3*3
30
18*3
18-9
43*9
3'°
24'9
46'8
III
I2"2
512
121 *
3-6
Febr. 9
18-2
18-8
43-8
2-8
247
46*6
110
I2'2
51*3
12*2
3*8
19
18-1
18/6
43*6
2-6
24*6
46'4
io"9
I2"I
51*3
12'3
4'°
März 1
i8-i
18-5
43*5
2'3
24*4
46*2
io-8
12*0
51*2
12 '3
4'i
1 1
18-0
18-4
43*3
21
242
46-o
io'6
ii*9
5I/I
I2'3
4'2
21
181
18.4
43*2
2'0
24-o
457
104
117
5°*9
12*3
4*2
31
i8-i
18-4
43'2
r8
23'9
45'4
IO'2
11 '5
5°*7
I2'2
4*3
April 10
i8-3
18-4
43'2
17
237
45"2
IOI
n-3
5°*5
121
4*2
20
18-4
185
43'2
i'7
23-6
45'°
9*9
112
502
I20
4'2
30
18-6
187
43*3
T"7
236
44*8
9*8
HO
500
ir8
4'1
Mai 10
18-9
18-9
43*4
r8
23*5
44*7
9-6
io'g
497
117
40
20
19*2
19*1
43*6
1*9
23*6
44*6
9*6
io-8
49*5
11 '3
3*9
30
I9"5
19*4
43*8
21
236
44*6
9*5
107
49*3
ii"4
3*8
Juni 9
19-8
197
44 1
2'4
23-8
44*7
9'6
107
49*1
1 1*3
3*7
19
20"I
201
44'4
27
23'9
44-8
9*6
107
49'°
11*2
3*5
29
20'5
20*4
447
3'°
24-1
45°
97
107
49*°
Iii
3*4
Juli 9
20-8
20-8
45°
3'4
24'4
452
9*8
io-8
489
1 i'i
3'3
19
21*1
211
45*3
37
24*6
45*4
100
109
49'°
n*o
3*2
29
21*4
21*5
457
41
24'9
45*7
IO'2
HO
49'o
ifo
3*1
Aug. 8
21'6
21-8
46*0
4*5
25'2
46*0
io'4
III
49'i
II'Ö
3'i
18
21'9
22-I
46*3
4"9
25'5
46*4
io-6
H'3
49*3
ii'i
3*°
28
22'0
22*3
465
5'2
25-8
46-8
10*9
11 '5
49*5
Ii'i
3'°
Sept. 6
22*2
22'6*
46-8*
5*5*
26T*
47'i*
112*
117*
497 *
H'2 *
3*°
16
22*3
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148
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14-4 *
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nation
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+ 35°
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+ 5°
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+48°
21'2*
+ 12°
21*2/
+ 15°
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Anmerkung: Die mit * bezeichneten Werte gelten für den nächsten Tag (also
September 7, 17, 27 usw.).
62
Scheinbare Sternörter 1921
Obere Kulmination Greenwich
1921
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Mittlere
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nation
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+ 19°
+ 6°
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+27°
+ 44°
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42*6'
47*6'
59-8'
3°7/
54'i'
Anmerkung: Die mit * bezeichneten Werte gelten für den nächsten Tag.
Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 40733
HoDember Dezember 1920
elftes Zroölftes Heft
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Rundschauder-öesamtms»
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=DrTiHlCrU3ingn:5-
53. Jahrgang.
1920.
Elftes/Zwölftes Heft.
Noyember/Dezember.
Inhalt des elften n. zwölften Heftes.
Kalender 1921
Jahresinhalt .
LEIPZIO, Täubchenweg 21.
Eduard Heinrich Mayer
Verlagsbuchhandlung.
Für Liebhaberastronomen
POSITlONSFADENMiKROMETER
für
Doppelsferne
Planeten-
Bewegunjen
Mond-
Oberfläche
für
Messungen
am
Uhrwerk-
losen
Fernrohr
FEINMECHANISCHE ANSTALT. NÜRNBERG.
uiuiiiiiiiiiuiiiiiiiniiiiuiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiniiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiniiiiiiiiiiiiiiiuiiiiiii:
| - |
An unsere Leser! i
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E T^\as we^ere maßlose Anschwellen der Papier- und g
I * Druckpreise, das im Gegensatz zu dem langsam merk-
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baren Nachlassen der Preise auf anderen Gebieten des
Wirtschaftslebens steht, macht es uns leider unmöglich,
den Sirius zu dem bisherigen Preise weiter zu liefern.
Um unseren Lesern eine Vorstellung von der Preis-
steigerung des Papieres und der Druckherstellung zu geben,
s lassen wir hier eine Gegenüberstellung folgen, die ein
\ anschauliches Bild der Verteuerung bietet:
Das Papier kostete: Der Druck kostet«: S
im Januar 1920 das 7 fache im Januar 1910 das 4% fache
im März 1910 das 13 fache im Februar 1920 das 6 fache
im Mai 1920 das 20 fache im April 1920 das 8 fache
S im )uni 1920 das 24 fache im Juni 1920 das 10 fache 5
des Friedenspreises. des Friedenspreises. 5
B 5
BS S
s Eine Minderung ist bisher nicht eingetreten, auch keines-
falls zu erwarten. Wir sind daher zu unserem Bedauern
abermals gezwungen, dieser Erhöhung der Herstellungs-
kosten Rechnung zu tragen und den Preis des Sirius noch-
5 mals zu erhöhen, und zwar auf M. 30. — vom Januar-Heft
192 1 an. Bei dieser Maßregel leitete uns der Gedanke, daß es
unseren Lesern lieb sein werde, den Sirius in seiner bis-
herigen Ausstattung und Inhalt weiter zu erhalten.
Wir zweifeln nicht, daß unsere bisherigen Leser dieser
: durch die Not bedungenen Maßregel das nötige Verständ-
nis entgegenbringen und den Sirius auch in dieser schweren
E Zeit, die hoffentlich überwunden werden wird, treu bleiben S
werden.
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Berlin und Leipzig, im Oktober 1920.
1 Die Schriftleitung. Die Verlagshandlung.
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niiiiiiiiiiiiiiimiiiiiiiiiiiiiiiiHiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiiuuiiiiiiiiiiiuuiiuiiiuuuiBUiuiiUR
ZEISS
astronomische Instrumente
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l Meier Spiegelteleskop der Hamburger Sternwarte in Bergedorf
Spiegeldurchmesser 1000 mm, Brennweite 3 m.
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Druck ron Oskar Leiner in Leipzig. 41070