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

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3,0 S*40 



PHILLIPS LIBRARY 



HARVARD (JOLLEOE OBSERVATORY. 



SIRIUS. 

SÄ 

(1901.) 



□igitized ö/ Google 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Ceatralcrgan für Freunds- npd Förderer der flimrMlsUpfle. 

hervorragen der Fachmänner und astronomischer Schriftsteller. 
Dr. HERMANN J. KLEIN 

XXXIV. Band oder Heoe Folge XXIX. Band. 




Eduard Heinrich. Mayer. 

V'Mn i" i.iilnn-. 
I.BIPZIG , Roas p latz i6. 



Dlqrlizafl Oy Google 



Inhaltsverzeichnis. 






der Veniu. 52. 



Sternwarten. 

Dl; Photographie im DI engl e de 



Neill>H\J ,I.T S1;Tlln »:!(.■ m M:il:llu:rj:. Im 
I i;,: r *|| — L-lil. .rr"f-v Slei-Hivarle, r.7. 



Über die Benennung d< 
Ein tnieresMnier Voriii 



= Triftigkeit des Allroph } sikn]i5dnn OL'- 
iermtoriumä in Heidelberg. 201. 

Ii I 1H-.-I ri. !i^./n i^ '-L-ii. 



Veränderliche £ 



Provisorische Pejeidnuini; der neuen I lieg kten 

i Die Nov. im Peneui. 67, 73, 108, III, 157, 
I 230, 202, 267. 284. 
: Der Verfnderlkhe SS Cygnl. 113. 

Wtjii-.ln-h.l-.,. s An,'. "■ 




Die PeriodicitÜl 
Jupiler. 271;. 
Die EiceniricHäl der Snlurnringe. 277. 

Plan etenkonst ellati on en. 



□igitized by Google 



VII 



Vermischtes. 

James Edivnrd Keeler. 2. 

Krk^rytij; dir Si l-II un ^.-h :Lit iiiuriiiarnLiic. »1. 

Neue Studien iitiri iicii Bau des (Iliiver- 

sums. 25. 
Die ah.' Pekinger Sternwarte. 63. 
Frofesior W. W. CimpbelL 67. 
Anzahl und Gehallsverhaltuisse des wissen- 




Dle Dichte der 

und den Meeren. 233. 
.«L-s;iirii;.-ii rincs Meridian Imsens bei Quito. 



Tafeln. 

!l 1. Die Moiidlaud scharr IfijraLui lud 

II. iJcr Su-n^nuid-r: Mciirr ):5. 
HL Saturn 1899, Juli 21. 10h 30". Gc- 




.. xiv. [>,.r üniwe Kemel . .. 

.. XV. Kurten de- 1' jih i.t. Maie rm'li den 
Beobachtungen 1900-1901 auf dem 
ObMrVttOrhtrB zu Juvisv. 

„ XVI. Hie Bewölkung der ..cca.iis.lie,, 
Erdheroisphire um 22, Min 1901. 

.. XVil. sia-elr.i a ri|il:iie:n- AlMialm. cn des 
rici.cu Slcriis im I'csseu.. t-ialic. 
aul der Licli -Sternwarte. 



Druck von Oskar Leiner in Leipzig. 




Olgilirod by Cooglt 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centralorgan für alle Fremde und Förderer der Himmelsknnde. 



Januar 1901. ■^SOSStSiS^'t 

Jeden Monat l Heft. — Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Lefpzit 



Zum 100jährigen Jubiläum der ersten Planetoiden- 
Entdeckung. 



PSlm Abende des 1. Ji 
Iniwaren 100 Jahre verflossen, seil | aise 
zur» ersten Mafe ein kleiner Hanci sich Seisu 
den; menschlichen Auge darbot, 
jenem Abende sah Piazzi ' 
Turme seiner Sternwarte 



J. ! obachtete das Gestirn bis zum 1 1. Februar, 
Men Soimerisir.ihlen errschwand. 
u J4. Junriür an Orrarii in Mai- 
. ... ,Jand und Bode in Berlin abgehende 
dem alten IlciKR-|iriclitiyiiu<.' kann diesen erst nach 
Palermo, | Monaten zu und es war fraglieh, ob 



Himmel berichtigen füllte, neben dem gefunden werden würde. Denn ai 



gesuchten Sterne einen kleinen Fixstern 
8. Grösse, dessen Slelliuie er notierte. Hingen 
Arn 2. und 3. Januar halte lel/.ierer 
seinen Ort verändert und l J ia?zi erkannte 
mit Überraschung, dass es sich um ein 
' ' — '^s, beweglich - " 



nuyn i 



stim. vielleicht um 
Kometen handle. Er eilte indessen nicht 
mit Publi/ierurii; seiner doch Überaus 
wichtigen Entdei 
Siriui 141». Heft 



tdeckung, sondern be- 



Mathematiker in Paris ohne 
Hypothesen eine elliptische Bahn des 
Planeten ableiten, welche den Ort des- 
selben hinreichend genau darstellen 
würde. Nur Gauss war dazu imstande 
und er gab die Losung der Autjiahc 
sogleich in vollendeter Form. Hierauf 
gelang es Olbers, den Planeten, nach 



Jahresfrist seit der Entdeckung, wieder 
aufzufinden und damit war er gesichertes 
Besitztum der astronomischen Weit ge- 
worden. Die -Ceres« blieb nicht lange 
der einzige bekannte Planet in der Zone 
zwischen Mars und Jupiter; am 28, März 
1802 fand Olbers den zweiten Plane- 
toiden, die Pallas, Gauss berechnete 
deren Bahn und fand, dass heule Halmen 
einander kreuzten. Die von ihm darüber 
mit Olbers geführte interessante Korre- 
spondenz, besonders bezüglich der Frage 
ob beide Planeten Trümmer eines ein- 
zigen seien, ist in ihren Hauptiiigen im 
»Sirius. ISOOmitgetailt. Am 1 .September 
1804 entdeckte Harding den dritten 
Planetoiden, die Jmio und am 29. Mär/ 
1807 Olbers den vierten, die Vesta. 
Damit war für einen Zeltraum von 38 
Jahren die Reihe geschlossen, denn erst 
1845 fand Hencke den fünften Aste- 
roiden (Asträa), am 1. Juli 1847 den 
sechsten (Hebe), worauf unmittelbar 
die Seh lag auf Schlag erfolgenden 
Planeten -Entdeckungen zunächst von 
Hind und de Oasparis, dann von Luther, 
Cjiacornnc, (ioldsclnrhdt, Pe)er=,\Vatson, 



läorelly, Palisa und anderen erfolgten, die 



Sterne in Karten eintrugen und diese 
immer wieder mit dem Himmel ver- 
glichen, um bewegliche Liclilpunkie zu 
erkennen. Die neue von Wolf in- 
augurierte Epoche der photographischeu 
Nachforschung nach neuen Planeten, hat 
endlich das Verfahren auf eine höhere 
und erfolgreichere Stufe gehoben und 
lässt erkennen, dass die Ziffer von über 
460 Asteroiden mit der das alte Jahr- 
hundert abschliesst, die vorhandene An- 
zahl dieser Miniatrirplanelcn durchaus 
nicht erschöpft. Über den Ursprung 
dieser Schar kleiner WellkörpeT sind 
die Meinungen gefeilt, die Hypothese 
der Zerstörung eines ein/igen Plane- 
ten ist heute durchaus nicht aufgegeben, 
wenngleich anderseits auch nicht be- 
wiesen. Dagegen hat Prof. Abbe (im 
Sirius 1894) nachgewiesen, dass die 
Scliar der kleinen Planeten mit allem 
Recht als genügend ausgiebige Quelle 
für alle Kometen- und Meteoriten- 
Bildungen 



James Edward Keeler. 



BAI ei Tod des Direktors der Lick- 

Sternwarte Prot. James E. Keeler, 
obgleich den Näherstehenden nicht gari/ 
unerwartet, isl doeli der astronomischen 
Welt im allgemeinen wie ein Blitz aus 
heiterem Himme! gekommen. Denn fast 
bis zu den letzten Tagen seines ir- 
dischen Lebens hat dieser geborene 
Himmelsforschcrunennüdlich gearbeitet, 
die Geheimnisse des Weltbaues zu er- 
gründen und den Blick des Menschen 
für jene Tiefen des Raumes, aus denen die 
Nebelflecke zu uns herüberschimmern, 
zu verschärfen. Sorgsam und uner- 
müdlich hat er die grossen Unter- 
such ungsmittel, welche ihm zu Gebote 
standen ausgenutzt, und eine Reihe 
wichtiger Entdeckungen wird seinen 
Namen der fernen Zukunft T' " 



Illinois. Sein Vater war einer der 
Offiziere des »Monitor., als dieser mit 
dem •Merrimac« die ersten Kämpfe 
/'■■ (sehen i;cpat) zerles Kriegsschiffen be- 
stand, im Jahre 18Ö9 siedelte die Fa- 
milie Keeler nach Mayport in Florida 
über, wo James Edward sich durch 
Privatunterricht zum Besuche der Uni- 
versität vorbereilele. Damals erwachte 
seine Vorliebe für astronomische Be- 
obachtungen und 1875 errichtete er sich 
ein kleines Observatorium, dessen be- 
scheidene Instrumente er in der Haupt- 
sache selbst anfertigte. Sein ReirnVtor ■ 
hatte zwei Zoll Öffnung und in seinen 
Aufzeichnungen aus der damaligen Zeit 
steht zu lesen: .1875, Nov. 29. Die 



Linsen kamen heule Abend an; ein 
2-iolliges achromatisches Objektiv und 
zwei plankonvexe Linsen zum Okular.« 
1875, Dezbr. 12. .Richtete mein Tele, 
skop auf die Sterne und sah zum 
ersten Male die Ringe des Saturn.. 
Dez. 14. .Sah den Ringnebel in der 
Leyer, einen Mond des Saturn, alle vier 
Sterne des Trapezes.' 1876,Januar26. 
Stand heule Morgen 4', Uhr auf und 
wandte mein Teleskop zum ersten Male 
auf den Jupiter.« 

Im Jahre 1877 konstruierte er für 
.-i-inm (ji'hriiüdi Hru-ti MtTiiliiirikri'if 
mit hölzernen Kreisen, die er von 15' 
zu 15' selbst teilte. In dem nämlichen 
Jahre bezog er die John Hopkins Uni- 
versität und begleitete 1878 Prof. Has- 
tüisjs nach G'ikiraar. ;.ur licobaclitnriK 

Als 1881 Professor Langley eines 
Assistenten am AHegheiiy-Oiisurviiii irin m 
bedurfte und sich wegen einer geeig- 
neten Persönlichkeit an die John Hop- 
kins-Universität wandte, bezeichnete 
diese den jungen Keeler. >lch erzählte 
dem Prof. Langley« — so sagte ut 
längst einer derjenigen, auf deren An- 
raten die Anstellung in Allegheny er- 
folgte — »dass mein Hauptgrund für 
die Empfehlung Keelers darin bestehe, 
dass dieser nicht behaupte, etwas zu 
kennen.* Diese Bescheidenheit des be- 
rühmten Himmelsforschers steht in 
wohlUiucndcm Kontraste zur Urtbcschci- 
denheit mancher Unberufenen, die von 
ihrer Wichtigkeit überzeugt sind und 
Ifiiiglich vi hi sich reden machen wollen. 

Als Prof. Langley seine nachmals 
so berühmt gewordene Expedition zur 
Bestimmung der »Sonnen - Konstante- 
auf den ML Whitney in Kalifornien 
unternahm, begleitete ihn Keeler als 
Assistent. Nach seiner Rückkehr 1883 
begab er sich nach Deutschland und 
hörte zunächst in Heidelberg bei 
Quincke Optik und Elektrizität, bei 
Bansen Chemie und bei Fuchs Inte- 
gral -Rechnung, im darauf folgenden 
Winter in Berlin bei Helmholtz und 
Kayser Physik, bei Runge und Glan 



höhere Mathematik. Eine Laboratorium- 
Arbeit Keelers aus dieser Zeit behandelt 
Untersuchungen über die strahlende 
Wärme von Kohlendioxyd. Vom Juni 
1884 bis zum April 1886 fungierte 
Keeler wieder als Assistent am Alleg- 
heny -Observatorium und half Prof. 
Langley bei dessen wichtigen Unter- 
suchungen über die Wärmestrahlung 
des Mondes und über den infraroten 
Teil des Sonnen Spektrums. Anfangs 
1886 erhielt er eine Berufung als 
Assistent auf die neu begründete Lick- 
Stcrnwartc, und langte ain 25. April 
auf Mt ffamilton an, wo er sogleich 
den Zeitdienst organisierte. Mit völliger 
Fertigstellung des Observatoriums über- 
nahm Keeler die Spektroskop] sehen 
Arbeiten. Das grosse Sternspektroskop 
des Lick- Refraktors ist hauptsächlich 
nach seinen Angaben ausgeführt worden 
und es hat nach Prof. Campbeils Urteil 
für Okular-rJcobachtungen bis jetzt 
noch keinen überlegenen Rivalen ge- 
funden. Sollten im einzelnen hier die 
Arhe i len gew fird igt werden .welche Keeler 
1 am 36-zolligen Lick-Rrfroiktor auf dem 
Gebiete der spekiroskopi sehen Astro- 
nomie ausgeführt, so würde dazu der 
Raum mangeln, sie finden sich zudem 
in den früheren Bänden des .Sirius.. 
Hier mag nur daran erinnert werden, 
dass Keeler die Spektra des Saturn- 
ringes und des Uranus genauer unter- 
suchte und feststellte, dass das letztge- 
nannte nicht, wie Lockyer behauptete, 
hei le Linien zeigt, fem er dass die von Hug- 
gins dem Stickstoff zugeschriebene Linie 
im Spektrum der Nebelflecke keines- 
wegs diesem Elemente zugeschrieben 
werden kaiin, sondern unbekannten 
Ursprungs ist. Ausserdem bestimmte 
er hei einer Anzahl von Nebelflecken 
die Eigen bewegungen in der Gesichts- 
Erde und ebenso die Eigen- 



photographische Untersuchungen mit 



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denen ei sich beschäftigte. Am meisten 
Aufsehen erregten seine Arbeiten über 
das Spektrum des Saturn und seiner 
Ringe. Die von Keeler erhaltenen Pho- 
lographicn zeigen deutheh die relativen 
Verschiebungen der Spekttalllnlen des 
Ringe, welche der entgegengesetzten Be- 
wegung beider Ringhcnkel entsprechen, 
und ausserdem lassen die Neigungen 
dieser Linien er- 
kennen, dass die 

weniger verscho- 
ben sind als die 



folgt, da 
Ringsyster 



Haufen von Me- 

Saturn kreisen. 

Als Prof. Hol- 
den 1898 von der 
Leitung der Liek- 
Stern wartez u rü cfc- 
trat, wurde Keeler 
zu seinem Nach- 
folger erwähl t.und 
im Frühling 1858 
hielt er abermals 
seinen Linzugaul 
dem Ml. Hamil- 
ton, diesesmal als 
Direktor des 
grossen Observa- 

hauptsächlichste 
Thäliglieit als bt- ilma Edwl 

obachter wandte 

er jetzt den Nebel flecken zu, von 
denen er mittels des gmssen Gross- 
ley- Reflektors, dessen geeignete Auf- 
stellung erst ihm gelang, l'hnlographicn 
von bis dahin iincrrt c ikr I >. i.i-K une 
gewann. Die wichligen Ergebnisse 
dieser . .. i i Arbelten sind den 
Lesern des -Sirius« genugsam bekannt. 
Was er als Direktor der grossen Stern- 
warte seinen Untergebenen und Berufs- 
genossen war, ist im Einzelnen nicht 




aussprechen. Wie sein Leben selbst 
lediglich der Wissenschaft gewidmet 
war, so liess er auch jeden seiner Mit- 
arbeiter neidlos in derjenigen Richtung 
arheden, auf die Individualität und 
Neigung denselben hinwiesen. Er war 
ein wahrhaft edler Charakter, ein vor- 
nehmer OeisL Obgleich von einem 
organischen Herzleiden bedroht, war 

er unermüdlich 

diät ig und nichts 
schien anzudeuten 
dass dieses der 
Wissenschaft ge- 
widmete Dasein 
so bald am Ziele 
sein würde. Noch 
Ende Juli, als er 

hotung5rcise in 
den nördlichen 
Teil Kaliforniens 
im lern ahm, konnte 
man nicht ahnen. 



le Thä- 
tigkeit nicht wie- 
der aufnehmen 
würde. Atembe- 
schwerden , die 

einstellten, veran- 
lassten ihn in S. 
Franzisko ärzt- 
liche Hilfe zu 
suchen, doch blieb 
■ diese fruchtlos 
und am 12. Aug. 
wurde ein Schlag- 
I anfall tätlich. Die 
il Kcdcr t Hinterblieben en 

liebevollen Gatten und Vater, die Freunde 
und Mitarbeiter um den etilen Menschen, 
die astronomische Welt beklagt den 
genialen Himmclsforscher, der mitten 
aus seiner Thätigkeit unverhofft abbe- 
rufen wurde. Aber so kurz auch dieses 
Leben gewesen ist, wenn es nach Jahren 
gemessen wird, so reich war es an 
Früchten wissenschaftlicher Thätigkeit 
und das Andenken an James Keeler 
wird in Jahrhunderten nicht erlöschen. 



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Die Achsendrehung des Planeten Venus. 



Efljlie Frage nach der Umdrehungs- I 
SSa datier des der Erde am nächsten 
befindlichen Hauptplaneten beschäftigt 
die Astronomen seit beinahe 240 Jahren, 
ohne dass eine endgültige Lösung der- \ 
selben erreicht worden wäre. Geraume 
Zeit hindurch wurde es alseine Art Regel 
betrachtet, dass die grossen Planeten 
innerhalb der Asteroidenzone in nahe- 
zu 24 Stunden um ihre Achsen sich 
drehten und das abweichende Ergebnis, 
welches bezüglich der Venus vereinst 
I rancesco ISiaiichini Liciiiiulcn hatte 

nämlich eine Rotationsdauer von 24"/, 

Tagen wurde als so sehr ausserhalb jeder 
Wahrscheinlichkeit stehend betrachtet, 
dassman ihm keine ernstliche Bedeutung 
zuschrieb. Erst die Untersuchungen, 
welche Schiaparelli über die bis dahin 
bekannten Arbeiten bezüglich der Ro- 

dass die Annahme einer 24 -stündigen 
Rotationsdauer der Venus wenig wirk- 
liche Begründung besitze und die 
eigenen Beobachtungen Schiaparellis 
führten diesen zu der Überzeugung, dass 
Venns siel) wahrscheinlich in der gleichen 
Zeit um ihre Achse drehe, in der sie 
auch um die Sonne läuft, also in rund 
225 Tagen, und dass ihre Drehungs- 
achse nahe senkrecht zur Bahnebene 
stehe. Das Auffallende dieses Ergeb- 
nisses wurde cinigcmiassen gemildert 
durch den früher vnn Schiaparelli Re- 
lief erten Nachweis, dass der Planet 
Merkur während seines Umlaufs um 
die Sonne nur eine einzige Umdrehung 
um seine Achse vollführt, also der 
Sonne stets die nämliche Seite zu- 
wendet. AHein wenn das Ergebnis 
bezüglich des Merkur sogleich von 
den Astronomen angenommen wurde, 
weil es durch unzweifelhafte Beobach- 
tungen deutlicher Flecke auf der Mer- 
kurscheibe gestützt war.blieb dieSchluss- 

Ser. IL, Vol. 



inl.uerunj,' bezüglich der Rotation der 
Venus nicht unangefochten, da die 
direkten Beobachtungen , auf welche 
sich Schiaparelli berufen konnte, weit 
weniger entscheidend sind. Unter diesen 
Umständen ist das Problem der Vcnus- 



dings Pater Adolf Müller, Prof 
der gregorianischen Universität 
veröffentlicht. 1 ) Diese Univer 
die Nachfolgerin des ehemaligen Col- 
legio Romano, dessen Observatorium 
durch Secchis Arbeiten weltberühmt 
wurde. Au diesem Observatorium hatte 
auch Sectliis Vornan.!; er. der ausgezeich- 
nete Beobachter P. de Vico gearbeitet 
und speziell vvai daselbst die Rotation 
des Planeten Venus untersucht worden. 
Dies war einer der Gründe, welche 
Prof. Müller veranlassten, das nämliche 
Problem nochmals vorzunehmen. Am 
liebsten hätte er zu diesem Zwecke 
auch das alle Instrument, einen f>- zolligen 
Refraktor von Cauchoix benutzL Dies 
war aber unmöglich, weil 1871 die 
italienische lie^ieimiy die alte Stcrti- 

, und an 



eile des Coli 



. Run; 



:n Universität ei 
neue Sternwarte auf dem Janiculum ge- 
baut worden war. I licscs Observatorium 
besitzt einen prachtvollen 10-zolligen 
Refraktor und Prof. Müller hat daher 
dieses, jedenfalls viel vorzüglichere 
Instrument, zu seinen Beobachtungen 
benutzL Dieselben begannen am 22. 
Juli 1895 und wurden mit Unter- 
brechungen bis Ende 1898 fortgeführt. 
Dieselben umfassen so ziemlich alle 
Phasen, welche Venus der Erde zeigt 
Wie alle seine Vorgänger, so ist auch 

dei ti 

Dein. eh' I'rber die Ael;sen:lieliiuiL[ des 
Hannen Vemif. .Munzel :S'.M. 



zu sehen sind, sondern höchstens nur 
als vage, unbestimmte Andeutungen. 
Dieselben zeigten aber manchmal doch 

scheinend Fortbewegungen im Sinne 
von Osten nach Westen, die also auf 
eine Rotation von kürzerer Datier hin- 
deuten, und jedenfalls mit einer solchen 
von 24 Stunden in gutem Einklang 
stehen. P. Müller fasst seine Ansicht in 
folgender Weise zusammen: 

1. Die dunklen Fleche haben im 
allgemeinen ihren Grund auf dem 
Planeten selbst. 

2. Dieselben dauern oft Stunden 
lang an und kehren von einem Tage 
zum anderen wieder, ihr Aussehen 
ist jedoch manchem Wechsel unter- 

3. Die natürlichste Annahme wird 
sein, sie gewissen Unterbrechungen in 
der dichten und wolkenreidicn Planetcn- 
atmosphäre zuzuschreiben. 

4. Die Wolken sei licht wirft Uns 
Sonnenlicht mit s'.tirkcm Glänze zurück 
da dieselbe überdies eine ziemliche 
Tiefe haben muss, so ist es klar, dass 
der P I an den ran d nie (oder doch Hin- 
sel ten) Flecke aufweist. 

5. Angenommen, Venns drehe äich 
in 24 Stunden einmal um ihre Achse, 
so ist es klar, dass die Lufthülle des 
Planeten sich mitdrelil. So erklärt 
sich, weshalb zuweilen ein Fortrücl 
jener Flecke im Sinne der Drehung, 
d. h. fast stets von Ost nach West, 



Ii. Niemand wird übrigens von Mi 
ifligcn (ivhilden ieue feste Ordnung 
■warten, sei es was die Richtung, sei 
; was die Cileidiwriuigkcil dieser i!e- 
egung angebt, wie wir diese beim 



je nach ihrer dei Sonne zugewandten 
Oberfläche, eine so verschiedenartige 
Färbung annehmen, den wird es nicht 
Wunder nehmen, dass auch jene Gebilde 
des Planeten Venus eine solche Wechsel- 
volle Mannigfaltigkeit bieten. 

8. Dieselben vollständig vom nütz- 
lichen ßeobaclitungsmaterial ausschlies- 
sen zu wollen, scheint unstatthaft Es 
wäre sogar denkbar, dass die Atmo- 
sphäre des Planeten in gewissen Zeit- 
l'LTMidni (div.i zur Zeil De Vicos) sich 
für regelmässige Dreluiiigsbecibachtung 
günstiger gestalte. 

Aber, könnle man einwenden , wie 
soll man es denn bei der Annahme 
einer schneiten Drehung erklären, dass 
die Schatten oft lange dieselbe Stellung 
bezüglich des Pianeleurai.des. sowie 
der Tag- und Naehigreiiüe (des Ter- 
minators) beibehalten ? Müsste man 
da nicht geradezu eine Eigenhewegung; 
der Wolken geger. die Rntalicin des. 
Planeten annehmt:!- L'nd in üsslc diese 
tigenhewegung nicht ? u weilen die 
unglaubliche (irsrliwu-.digkeii von etwa 
30 km m dt: Sekunde haben? 

Der Einwurf ist gewiss hetvchtigt, 
allein die I Ösung dürfte niehl so 
schwierig sein. 

Zunächst konnte man erwidern, 
dass jene (teil weisen oder ganzen) Unter- 
brechungen der Wolken schichten schon 
durch blosse Wirkung der Perspektive 
in der Nähe des Planeten randes ver- 
schwinden müssen; weshalb hier das 
allgemeine Aussehen der Oberfläche 
dasselbe bleibt, w.'iliivud die das Aus- 
sehen verursachenden Schichten ver- 
schieden sind. Etwas Ähnliches be- 
merkt man ja auch bei den soge- 
nannten Fackeln der Sonne. Diese be- 
obachte! man gewöhnlich mir in der 
Nitbe des Sonnen ran des, wo sie fest- 
zulegen scheinen, wiihrcml sie doch 
I ohne allen Zweifel sich fortbewegen 
und mit der Sonne sich um deren Achse 
drehen; bei ihrem Durchgänge durch 
I die Mitle der Sonne werden sie eben 
unsichtbar. Allerdings liegt die Ätin- 



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lichkeit hier nur m der scheinbar festen 
läge, n:rht m der Ursache der beider- 
seitigen Enche:nung 

Sodann bleibt iu bedenke«, wie dies 
Flammarion bereit« hervorhob, dax. 
srihst hier auf unserer l.rde nirhl 
selten dieselben Witterungsverhältnisse 
sich von einem Tage auf den anderen 
i gewisser Stande wiederholen. So 



illdvu 



i Hlmm 



n Mur 



gegen Auend Keycnyin 

gelegenen Standpunkte, 

gange beobachten, so würde er fast 
stets in der Nähe der Lidilgraizc von 
Tag und Nacht, in der Nähe des Ter- 
minator*, liii'H'lliiiii Lieht- und Schatten- 
gebildc wahrnehmen. Diese würden 
hier reslziiiiegen sehemcii und ki'mnlen 
hierdurch Anlass liefern zu dem falschen 
Schlüsse, die Erde vollführe keine rasche 
Drehung um ihre Achse. 

Mit einem Worte; das zufällige und 
scheinbare Festslehen gewisser Flecke 
mit Bezug auf die Tag- und Nacht- 



gren/e der Venus Imrtet auch seine 
trklirung bei der Annahme einer ver- 
hältnismässig schnellen Rotation des 
l'laneleii. Das gesctzmässiKe Fortrücken 
länger andauernder Gebilde in tnrl- 
wälirend gleicher Richtung von Osten 
riiidi Westen findel tu-i Annahme einer 
ungemein langsamen (etwa nach hunder- 
ten von Tagen) vollendeten Drehung 

Dennoch müssen wir auch die posi- 
tiven Beweismittel derer untersuchen, 
welche für eine so langsame Rotation 



gehist. Send! 



e für die eine, 



Beweise gleich wahrscheinl: 
müssen wir unser Endurteil einer weite- 
ren Aufklärung überlassen. Sollten aber 
die Gründe für die eine, die der anderen 
an Zahl und Gewicht weit übertreffen, 
so werden wir ersterm beipflichten, 
ohne jedoch schon ohne weiteres die 
Unmöglichkeit der anderen zu be- 
haupten.« 



Die Mondlandschaft Campanus- Hippalus. 

(Hierzu Tafel I). 

R&jiese Landschaft gehört zu den ' Auf Tafel 1 ist die in Red 
gJSd inleressiinte-teinkTe^n/en Mond- Gegend in Lichtdruck darj; 
nlieriläche, denn sie L-cwi'ihrl den An- Wiedergabe der photographis 
blick einer reichen .Mannigfaltigkeit fast nahn 
* Formen, welche uns die Mond- , Paris 



üheiTkiehe überhaupt darbietet; Hitig- 
tleblrge. Kraler, fSer«kian/e, uihl zer- 
klüftete Gebirgsmassen , Hügelzüge, 
Ebenen und Rillen. Dazukommt, dass 
die äussere Gestalt dieser Ohcriiärlieii- 
bildungen offenbar Andeutungen über 
Vorgänge bei Entstehung derselben 
Hiebt, also ein großes suieilulogiidies 
Interesse gewährt. 



5,7 Stunden nach dem Neumonde er- 
halten wurde. Sie bildet einen Teil 
von Blatt VIII der grossen photo- 
graphischen Karte des Mondes, welche 
vom Pariser Observatorium herausge- 
gegeben wird. 

Die frühesten Beobachter des Mond- 
de^iU einseliliessliefi Schrote:*, der zu 
Ende des 18. Jahrhunderts beob- 



achtele, haben diese Landschaft nicht dar- 
gestellt Sii' findetsidi zunächst bei Lohr- 
mann auf Section VII von dessen Mond- 
karte, weit besser und charakler istischer 
aber auf der Mädlerschen Mondkarte 
und wiederum besser au! der grossen 
Mondkarte von J. Schmidt. Vergleicht 
man aber diese letztere Darstellung mit 
der nun vorliegenden Photographie, 
so wird auch der Nichtkenner zuge- 
stehen, dass die Zeit der lediglich 
schematiscuen Darstellungen der Mond- 
oberfläche in der Weise der früheren 
Selenographen unwiderbringlich vorbei 

Stellungen, welche die phiitnyrapliisclie 
Aufnahme bei verschiedener Beleuch- : 
tung zur Grundlage haben , von Wert 



lun zunächst die vor- 
liegende Tafel I im Detail, so erblicken 
wir in dem rechten unteren Viertel 
derselben aus der Mondnacht aufleuch- 



sländnis rnlj.il liier eine Zcichnim« dieser 
Rillengcgend, wie ich sie am 27. Mai 
1882 skizziert habe. 

Der südlichste Teil der aussersten 
Rille wird als Campanus j- bezeichnet, 
5 des 



ihre 

Kraters Campanus A, den sie ii 




Nu^dzüjie, von denen der innerste in 
der Milte seine! Zirres von einem Kraler 
durchbrochen ist. Dieser Krater führt 
die fie/eielininiLi Duppd mnyrr l> und 
die Höhe seines Oslwailes über dem 
.Mure retiäui 212 m. Steigt man von 
dieser Stelle südwestwärts gegen das 
Raiid;;chur.ccni]ior. sn tritil man auf dits 
lviuj.e.ei>iiv-: ICppalus. bei dem aber 
südöstliche Dritte! der Umwallun;; 
fehlt, aurli /eij;l sich ;w dieser Stelle 
nichts was au: Tri-nuiiev des fehlenden 
Ringteiles hindeutete. Das Innere des 
Hippalus wird von einer Rille durch- 
zogen, die aus dem Gebirge im Süden 
kommt und auch den Nord wall des 
Hippalus durchbricht, sich weithin freien 
Nord erstreckend. Sie ist also offen- 
bar jünger \>\~ die f : or üdii I lipp,ih:s. 

Entdeck! wurde diese Rüle von Mädier 
am 16. Dezbr. 1832, und ihre Breite 



b des 



Hippalus sieht man noch zwei a 
Hillen . hoyi-n Kirim li ::ckrümmt 
weithin fortziehend. Zum besseren Ver- 



schmalen Sclilliehl doi dibridlt. be/cicli- 
net Mädler als Hippalus t und der 
grosse Krater, auf den sie nordwärts 
zuläuft, ist A^alharchidcs A. Sie setz! 
sich diesseits desselben aber noch fort 
und endigt in einer steilen Schlucht 
zwischen Hügeln. Die phnloirraphisclie 
Muudauf uahnie zeigt dieses Riilensystem 
sehr klar und lass! erkennen, dass die 
drei Glieder, aus denen es besteht, sich 
i Berglatide südostwärts einander 
nähern, gleich als wenn die Mondober- 
f lache dorl durch eine ecwalliL;c Kraft n:- 
sruumcnt;esdirihcn worden wäre. Solcher 
Horizontal schuh wird von Prof. Suess 
auch für manche irdische Formationen 
angenommen. In der nd-ldienden 
Skizze ist zwischen den Rille r und d 
noch eine Rille i ' eingezeichnet, welche 
auf der photographischen Darstellung 
nicht zu sehen ist. Diese Rille ist 
überaus fein und ist ausser von mir 
nur noch von Jni. Schmidt gesehen 
worden. Das Riiiirgebirge Campanus, 
an dessen Ni ndalili;oi;.> dir Hille r vor- 
beizieht, hat 6.8 Meilen im Durchmesser 



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Sirius 1901. 

Die Mondlandschaft Hippahis und Uniyebiiny. 



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und fällt im östlichen Teile nach 
Innen steil bis zu 2000 m Tiefe ab. 
Ein mit mehreren Kratern besetztes 
Plateau verbindet es südwestwärts mit 
dem Ringgebirge Mcrcator.das im Innern 
weniger tief und ohne Ccntralhcrg ist. 
Südöstlich von beiden dehnt sich eine 
graue Ebene aus, in deren östlichem 
Teile der schöne Krater Ramsden liegt. 
Derselbe bildet das Centrum einer An- 
zahl von Rillen. Auf der Photographie 
sind diesdhen mir sclnvadi angedeutet, 
am deutlichsten zwei, von denen die 
eine den Nordwal! des Ramsden von 
aussen wie eine Zange angreift. Am 
12. Februar 1S7S bei ausserge wohn lieh 
guter Luft erkannte ich, ilass diese Rille 
an beiden Stellen den Wall völlig 
durchschneidet und dass dieses abge- 
schnittene Stück des Walles sich deut- 
lich nach aussen herausgesetzt hat. 
Fig. 2 giebt eine Skizze der Umgebung 
des Ramsden mit den Rillen und kleinen 
Hügeln, die ich in den Jahren I87S 
bis 1686 dort nach und nach gesehen 

Eine sehr schöne Darstellung des 
Ramsden und seiner Umgebung lial 
J. N. Krieger gegeben. Sie findet sich 
im -Sirius. 1 898, Tafel I, und in Kriegers 



9 - 

Mond-Atlas, Tafel 28. Krieger hat die 
feine Wahrnehmung gemacht, dass der 
Krater m, dem er den Namen Marth 
gegeben hat, im Innern noch einen se- 




kundären Wall hat, in dessen Centrum 
ein kleiner tiefer Krater sich befindet 

Umwallimg hat, ist schon sehr selten, 

noch ein kleiner Krater sich befindet, 
ist meines Wissens auf dem Monde 
sonst nicht beobachtet worden. 

Dr. Klein. 



Kometenartige Meteore. 

Von H. Bomltz. 



HBin letzten Jahrzehnt sind mehrfach 
BS Meteore am Sternenhimmel ge- 
sehen worden, die, Kometencrschdi;- 
imgen i,'le:diend, als etwas Neues und 
UiijjL'wiiliuliclit'i in hohem Grade die 
Aufmerksamkeit der Beobachter erregt 
haben. Solche Meteore sind schon 
lange vor unserer Zeitrechnung, wie 
auch im Mittelalter wahrgenommen und | Zei 
für 'Kometen* gehalten worden. 



Die Erscheinungen bestehen meist 
ans einem komcteiiartigen Kopfe Zu- 
weilen auch ohne eine solchen) von 
nebligem Aussehen, der manchmal mit 
einem hellen Kern versehen ist, sowie 
aus einem (dann und wann aus mehreren) 
langen, breiten und meist gekrümmten 
Schweife, welcher ^ewiihulidi gerannie 
1 1 i : i i 1 1 1 1.- 1 -idithai hleihl, nlnic 
aber die Beweglichkeit zu haben, wie 



sah, sich nur schwer ei 
Stellung machen. 
Sirius tflöl. Hefl l. 



nicht mit eigenen Augen Unheil, Kinnen iidei dergleichen 



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plötzliche und 
mit mehr oder minder hellem Glänze, 
sowie durch die grosse Ausbreitung :ntl 
Himmel ganz überraschend auf den 
bewundernden Beschauet wirkt, die 
Gestalt eines prächtigen Kometen, der 
nahe der Erde hinzieht. Zumeist machen 
diese Gebilde auf ihrem Wege Halt und 
erblassen allmählich, ihre ursprüngliche 
Form beibehaltend , auf dem einge- 
nommenen Ruhepunkte; andere ziehen 
langsam dahin, bis sie nach und nach 
erlöschen, als wenn sie in weifen Fernen 
dem Auge entschwinden. Die Farbe 
dieser Gebilde wird sehr verschieden 
angegeben. Das von mir am 25. Juli 
1861 gesehene, noch fest in meiner Er- 
iuncriiiii; haftende wunderbare: k:'iiietcii- 
artige Meteor hatte auf seiner gesamten 
Ausbreitung eine weisse! bliebe in das 
Graue spielende Farbe. 

Geh.-Rat Galle in Breslau, der ein 
solches Ntbclbild selbst nicht gesehen 
zu haben scheint, hat auf eine Anfrage 
des Prof. Dr. Kreuz betreffs solcher Er- 
scheinungen folgende Ansicht ausge- 
sprochen (Astron. Nachr. Nt>. 31)30): 

•In Betreff der eigentümlichen ko- 
metenartigen Erscheinungen möchte ich 
glauben, dass, wenn es nicht besonders 
geformte Wolkenbildungen waren, es 
zurückgebliebene Schweife von Meteoren 
gewesen -ein ki'iur.eii, wie ilie-elben oli 
viele Minuten hindurch und zuweilen 
länger als eine Stunde in Form von 
weiblichen i!.uich-( reifen niruckbliehen. 
um dannsehralhnähhch zu verschwinden. 
Ihre Form ist sehr verschieden, tritt 
zunächst gewöhnlich an die Stelle des 
anfangs feurigen Meteorschweifes und 
bleib! zuweilen längere Zeil «radlmii»; 
häufiger jedoch krümmen sich dieselben 
allmählich in verschiedene Formen, je 
nach der Richtung und Art der in den 
höchsten Regionen der Atmosphäre 
herrschenden Luftströmungen. Auch 
sind es nicht immer die hellsten Meteore, 
welche nach dem Verschwinden des 
leuchtenden Schweifes derartige länger 
andauernde weibliche Streifen hinter- 



sclbst vorher übersehen haben kann.' 

Nach meinen Beobachtungen kann 
ich mich diesem aus so berufenem 
Munde ausgesprochenen Gutachten, dass 



Feuerkugeln sind, i 
einer späteren Gelegenheit schreibt Geh. 
Rat Galle, dass »die wie Kometen aus- 
sehenden Erscheinungen als Schweife 
oder Zerstäubungsprodukte sehr grosser 
Metcrirc zu betrachten -cieri.- 

Ober die Mächtigkeit derselben sagt 
Olmslcdt auch mit Recht: die grossen 
Bollden, welche Schweife von mehreren 
Grad Länge nach sich ziehen, müssen 
ein bedeutendes Volumen haben.- Und 
Herr Faye giebt die Ansicht kund, der 
Jul. Schmidt sich anschlicht: man ulub; 
aus der geringen Beweglichkeit des zu- 
rückgelassenen Schweifes schl i essen, dass 
dieser sich in der Erdatmosphäre und 
nicht in dem ausserhalb derselben 
hegenden Welträume beilüde.- (Compt. 
rend. L 33 p. 667). 

Jenes von mir wahrgenommene 
Meteor nahm scheinhar seinen Weg von 
nach 263"+ 15° und blieb 



< Ihne 



i Uli 



eigentlichen Kopf, erschien es 
abgerundet, etwa in Minidgröfsc, 
dehnte sieh jedoch nach dem Ende zu 
nach und nach zu fast drei Mond- 
breiten aus und verlief , in gewaltiger 
Länge am Himmel hingestreckt, endlich 
scheinbar mil seinem oberen Rande in 
einer etwas verwaschenen Spitze. Im 
langsamen Heranziehen wurde das Me- 
teor glänzender und breiter und dann, 
scheinbar stehen bleibend, blitzten auf 
seiner ganzen Fläche unzählige Stern- 
chen auf; das Wunderbarste der Leuten 
Erscheinung, Nach und nach erlosch 
das Ganze, indem es von den beiden 
Enden her nach der Mitte hin ver- 
blasste. Es war das schönste und inter- 
essanteste Meteor, das ich je gesehen habe. 

Hierunter habe ich nun alle dahin 
zielenden Notizen dtrartiger Erschein- 
ungen gesammelt und in ein Verzeich- 
nis gebracht: 



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Cerullis Beobachtungen des Planeten Mars 1898-99. 

ID- b-*. b-toi» «»-B»b. | »w„h, * „t. Mh«™, and d, 



Di 



SOÜfach. Das Instrument ist 
von hoher Vorlreffl ich keil, at 
die Lu »Verhältnisse zu Teramo 
durchweg ausgezeichnete sein. 
Ofrulli erhaltenen Resultate, die 



■) I),t ll.TU' 



zuerst Schiaparelli entdeckt hat, 



■ 2-1. Auijusl und 
merkwürdige chi 



icsisdic BfohadituTis vom M,in "(Vi. 



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den Längengraden von 320° und 20°. 
Sie erschien am 31. August 1898, als 
sie der Beobachter zuerst wiedersah, 
ungewöhnlich dunkel und einem Meere 
ähnlich. Eine noch dunklere schnür, 
gerade Linie von 210" Länge und 4 
bis 5" Breite durchsetzte sie genau in 
der Richtung von Ost nach West, etwa 
unter 30° südl. Breite. Sie zieht sich 
bis zu dem Mare Tyrrhenum, und ander- 
seits bis zum Lacus solis fort und wird 
nordwärts und südwärts von zahlreichen 
schwachen dunklen Linien oder Kanälen 
durchkreuzt In 35° Lange laufen nicht 
weniger als neun derselben auf ihr zu- 
sammen, aus allen Richtungen derWind- 
rose und vereinigen sich zu einem run- 
den, dunklen Fleck. Der Anfangspunkt, 
von welchem man auf dem Mars die 
Längengrade zu zählen pflegt, liegt an 
einer Landspitze, die von Nord her in 
des Sinus Sabaeus vorspringt und diesen 
in Avd gc^cn !Wd spitz auslautende 
kleine Buchten teilt Von diesen Buchten 



Kanülen Hiddckcl und Gehott vcriihitlen, 
wie schon Schiaparelli vor vielen Jahren 
gesehen und gez ei eins et hat. So sah 
auch Cent] Ii die Verbindung bis De- 
zember 1898, als er aber zwei Monate 
später (1899, Februar 19.) die Gegend 
wieder erbückte, waren die beiden 
Spitzen des Sinus Sabaeus nicht mehr 
gegen Nord gerelitet. sondern merklich 
gegen Westen hin. Am I'). Febr. 1899 
zeigte sich der Kanal Gehon verdoppelt 
(wie ihn .Ii.- Karte darstellt), der linke Arm 
endigt am I kiiiin inil u.-, der rechle giiisj 
bis zum Mare Acidalium. Ebenso 
zeigte sich diese Liegend am 20. Febr. 
Am 21. aber war die Sache anders. 
Der bis dahin am Den lern ni Ins endi- 
gende Arm des ( iehon erstreckte Mrh 
bis in die Landschaft Ortygia , der 
andere bis Calirrhoe. Zwischen beiden 
Armen war der Boden silberhell, und die 
beiden A ritte selbst zeigten sich blicinveisc 
i:i goldgelber Farbe. Diese grossere 
und migleiche Ausdehnung der beiden 
Arme des Gehon lassen übrigens eine 
einfache Deutung zu, dahin gehend, 



18 — 

dass die nördliche Verlängerung vor 
dem 21. Februar durch Bewölkung 
oder Bodennebel auf dem Mars der 
Wah rneh m ung des Beobach ters entz ogen 
war. Der Ganges erschien im August 
1898 ausserordentlich breit, so breit 
wie der Lacus Lunae, in 20 0 n. Br., 
am II. und 12. Nov. war er weniger 
| breit erstreckte sich aber am 13. Dezbr. 
bis zum Tanais im 55° n. Br. Am 
| 13. Februar 1899 war er dagegen kaum 
wahrnehmbar, am 19. wieder breit, 
deutlieh und doppelt. Jetzt erschien 
auch der Lacus Llmae doppelt, ebenso 
der Lacus Solis, Niloceras, Titonius und 
Iris. Am 20. war der Ganges eben- 
falls noch doppelt. 

Wie soll man sich diese plötz- 
lichen Verdoppelungen erklären? Es 
ist sehr schwer, an wirkliche physische 
Veränderungen dieser Art zu glauben, 
denn dann müsste man auf dem Mars 
einen Zustand der unorganischen Natur 
annehmen, zu dem auf der Erde nicht 
die Spur einer Analogie vorhanden 
ist. Die Verdup-elungeu könnten mög- 
licherweise vml Spannungen im Objektiv- 
glase herrühren, denn sie stehen stets 
völlig oder beinahe an der Grenze der 
Wah ril eh tu barkeit. Ceruili glaubt, dass 
ein grosser Teil der wahrgenommenen 
Veränderungen überhaupt nur optisch 



Je 



■g der 



Marsober 

mehr löst sich nach Ceruili alles in 
dunkle und helle Punkte auf, und der 
Aiihlic!; wechselt je nach der Schärfe 
der Wahrnehmung, d. Ii. de: Deutlich- 
keit. Diese Mci tili ng hatsicherl ich iure Be- 
rechtigt mg innerhalb gewisser Giengen, 
und auch die Hypothese, welche die 
Verdoppelung der Kanäle des Mars als 
lediglich "|)tiselie hrsclieinung darstellt, 
hat manches für sich. Allein davon bleibt 



oder Linmündung in kleine rundliche 
Flecken (Seen) völlig unberührt, sie ist 
eine Thatsache, die nicht weggeleugnet 
werden kann, falls man nicht alle tele- 



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für Täuschungen erklären oder aus 
soll. Ebenso ist es eine Thal 
dass die Deutlichkeit, mit der di 
geometrischer Regel mässigkeit ei 
nenden Kanäle zu den Jahreszeite 
Mars in Beziehung steht Diese 
Sachen aber lediglich aus der m 
gallischen Natur erklären zu wo! 
ist sehr schwer und wcnii; befriedig 



Thai 



illfli; 



i Wes 



ulk-ii 



. bew. 



r Plan 



Weltschöpfung <wi 
darüber übt ' 
wesentlich Ii 



Für eine bejahende 
ser Fragen giebt es 
len Grund. Vielmehr 
ung der Weltkörper, 
ein der Sonne auf- 
n zahllosen Fixsternen 
, dass der Zweck der 
n es gestattet ist, 
zu sprechen) ein 
in muss als bloss 
vern u nf tbegabten 



Vermischte NaehrtchteD. 



Eine ungeheuere Sonnenprotu- 

beranz wurde am I. Juni 190(1 von 
P. j. Fenyi am htynal&Obsemtoriunt 
beobachtet. Diese l'rntuberaiiz ward zu- 
erst um 2o M. E. Z. von dem Beobachter 
gesehen und sie stieg mil einer Oe- 
s( hwimligkdf vnni Sintnenrande empor, 
die nur bei den heiligsten |- rupturiert 
auf der Sonne erreicht wird. Zuletzt 
erreichte sie eine Höhe von 431" über 
dem Sonnen ran de, welche gleich ist 
dem 2-1 fachen Du rein nesser der Ode. 
Die Geschwindigkeit, mit der die Pro- 
tubcranz aufstieg, betrug im Durch- 
schnitt 334 km in der Sekunde. Die 
Protuberanz war durch zwei leuchtende 
u Sonticnrande verbunden, 



n der Hiilie i 



Teile. Bald nachdem s 



ihre grössfc 
ir.n sie *,rh 
rulen spate: 
leranz völlig 
>r gtwallige 



eines grössten Kreises der Sonnenober- 
fläche von derselben entfernt Einige 
Zeit, nachdem die Profuberanz ver- 
schwunden war, zeigten sich nahe an 
ihrem Orte zwei neue Flammen, je- 
doch viin yermger I liilie um: Geschwin- 
digkeit. P. Fenyi schliessi daraus mit 
Recht, dass die Ursache, welche diese 
Protuberanz emportrieb, ihren Sitz tief 
im Innern der Sonne haben mussle. 

Neuer Komet. Am 20. Dezember 
wurde auf der Sternwarte Nizza ein 
neuer Komet entdeckt Derselbe stand 
in 338»0' Reklasc. und 22°0' südl. 
Deklinalion und bewegte sich ostsüdost- 
wiiris. Er wird demnach vorzugsweise 
auf den südlich gelegenen Sternwarten 
beobachtet werden können. 

Neue veränderliche Sterne. Tho- 
mas D. Anderson in Edinburg hat 
wieder zwei neue Veränderliche ent- 
deckt Dir eine derselben steht im 
: Adler in Uli t inMH* Rektascensmn und 
Q" 35.4- nördl. DCKlinauon llür ISbb). 
hr fand diesen Stern l<Jl)U Sept. 18. 
0.2 U:.W. Ukl. 7b. IU Ür . Neu, O. 
100 Orössc. mJav, es nitenhar ein 
Vera im ler lieher von langer Periode ist. 
Dci andere Veränderliche steht im 

mieU2 ,; 12.4 nürd>. Inklination (lüi 
1S55) D.eser Stein war I9(W Sept. 
. i 2ö. 9.5 Grösse, am 10. Nov. dagegen 
I 10.1 Qrösse. 3 . 



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Astronomischer Kalender für den Monat 
Marz igoi. 



Sonne 






Wahrer 


& 


rliner Mittag. 


Mittlerer Berliner Mittag. 




Zeltgl. 




„.„.,;,„ 


Deklination 


Rektascension 


Deklination 


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Planeten kons! eilst innen 1 <)() I - 



Iti : Merkur in L T(i^liT «.".nllii-hiT 



m Monde. Bedeckung, 
m Monde. Bedeckung. 



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Planeten- Ephemeridcn. 



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Minierer H 
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1901 Saturn. 
Man 2 18 0 4U-62 1— 32 9 26 2. 20 23 
12 18 4 2-13 , 22 4 63-4, 1» 4V 
32, 1» 6 4093 -22 069-2 1» 1(1 

Uranus. 

Mära2| 17 2 18-47 1—224727-1! lfi 24 
12; 17 ! 62-63 22 481B-6' 17 46 
32 17 3 3'9Ü — 224B41-0 17 6 

Män2i 0 44 39-99 j+2211 31-fi 1 7 S 
12 6 44 39-08 1 22 12 0-fl B 27 
22 6 44 6288 1+22 12 36'8 6 18 












Mira! 


9 48 43-9» 
18 S4 4G1Ü 


16 51 34-; 
+16 SS 10-2 

Her. 


0 40 


Mära 4 20 1 68-0 : Vollmond 

13 , 1 | 69-8 Letztes Viertel. 
an 1 1 'ifl-fl' Neumond. 
26 17 1 32-6 Erstes Viertel. 










a 1 11 . — j Mond in Erdferne. 
20121 ! — Mond in Erdnähe. 



S(i.'r;iK'(U'i.'liiliiL;fii ilunli ili-n MdikI liir Berlin 1001. 



Lage und Grosse des Saturnringes (nach Hessel). 
Mira 20. Qrosse Achse tler Rinjrdllpse: 36-43-; kleine Achse: 160»". 

Erhöh ungswiiikel der Erde über der Hingebenc: 24° 19' tlördl. 
«Irzll. Mittlere Schiele der Ekliptik 23» 27- 771" 



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- 23 — 

Erscheinungen der Jupitermonde. Die folgenden Angaben üher die Er- 
scheinungen der Jiipilcrmonde beziehen sich auf initiiere Zeil mir flrrmwicli. Die 
Trabanten sind der Reihenlolf-c ihres Abstandes vom Jupiler nach mil I bis IV be- 
zeichnet Femer bedeutet: 

Ei D das Verschwinden des Trabanten im Schatten des Jupiter. 

tc R Jen Abtritt diM I rnhanten aus litrm Sinnen ii:is Jupiter. 

Oc O das Verschwinden des Trabanten liinttr der Jnpiii -rsclu-ilit 

Oc R das Wi cd ertrsch einen seitlich neben der Jupiterschcihe. 

Tr I den Eintritt des Trabanten hm die Jiipiterscln-ilic. 

Tr E den Austritt des Trabanten aus der Jupiterscheibe. 

Sil 1 den r.in'.iitt des rialMilied'dl.nieli-; :mf i'.h- lupiier^-lii.'ÜH-. 

Sh E den Austritt des Trabanten Schattens aus der Jtipiterscbeibc. 
Es sind nur diejenigen Erscheinungen der Jiipitennondc aufgeführt, welche sich ereignen 
wenn Jupiter zu Oreenwich über und die S'nnr unter dem Hmi/iinle steht. Um die 
.Miimrii;! dieser Krs(]ifiiii(!ij;i:ii n.ic':i NiiüeieurojiüisLhLr Zeit zu linden, iial m.-.n nur 
nötig, 1 1' 2ti den augey ebenen Zeitpunkten zu addieren. 

März S. III. Sh. I. IE» 60». III. Sh. E. 19^ n». Härz 4. I. Ec. D. 17" 30'" 
Ht, März 6. I. Tr. 1. 18h 4 ». []. sh. E. IS* 7-. I. Sh. E. IT 9». I. Tr. E. 18"! 
Sil". II. Tr. E. IX« Mlrz 12. Ii. Sh. I, 16hl». I. Sh. I. 15 b 4B-. 1. Tr. I. 

18"0». März, IS. I.OC.R. 17"sl«. März 14. II. Oc. R. 16*54-. HI. Oc R. 
17h 64 -. M&rz 20. I. Ec D. 16"S6-47.. Hirz 2i. 1. Sh. E. 16" 21». I. Tr. £. 
lfMi». III. Ec R. lH-li-H.. Mftrz 28. 1. Sh. I. 16" I". II. Ec D. 16" 61» 
u: 1. Tr. L 16» 18-. I. Sh. E. 17" 17». Hn 29. I. Oc, R IS» ED-, Hirz 30. 
II. Tr. E. 16" B«». 



Stellungen der Saturnmonde. (Erklärung S. 24.) 
Zeiten der östlichen Elungation im MItz 1901. 



März 2S. Sa»; März 31. 2 6". 

Dlone. März 1. ii;-3«; März 4. 10-1I1; März a-n b ; März B. 21S"; 
ii-2"- März t.">. hm'"-, Mär/ is. 2r :: ; Miir/ 2u. srfit'; Mira 23. U'l"; März 
März SB. l-fili; März 31. lfl-2". 

Rhen. Marz 4. 3-&; März 8. 101"; März IS. 48*; März 17. 171»; 
S-B*; März 26. 18-1"; Man 31. B'S". 

Titan. März 3. J-7" W.; März 7. ei» S.* März II. 4-4" E.; März Ii 
Marz 18. 7-8"W.; März 23. 6>8"S.; Marz 27. 4-2" E. ; Min IL 6*0" I. 

lapetus. März 1. 2-a"W.; März 21. lB-4>- S. 



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ii i<i ni.ui 



24 — 

. Von den 8 Monden des Saturn sin 
i-liinden in Ui-frsklLi-.:« v.iii 1 IVi-er Z-iH Oi'd'iiim.' 711 sein 
<kr:< i'i'ethys), (. (Iliori i:l, :.. (KdLeat, 'i- (Titan) und ». (lapems); vnn iluic 
!l, Grösse, die übrigen sin.] II. bis l'J. f Irössir, .im sibwiklistcn ist Telhvs. Nile [ui nin_-n 
M,'^:i sehr n.ike in der I-iu-iif des vatnrnrmjies um] von der [irde sie-eilen zeigen diese 
Halmen als., eine iilinlkbc ellijnische Gcslall wie diese:, lim die M.imle in .kr \ I .• 
lies Saturn .■ini/iiNndcn. k.lllT) man siel] einer verbissenen Kopie der nmstehi-nden Zeieh- 
[iiiiil; (S.ü) In dienen, welche u f l- se:leiuli,iren Hahnen der i inneren S.mirmnonde I Li r I!H'l 
dsrslcllt. D:e Halm des Titan ist in in viele Toili- i;e'viir als die Uu:.anis;eil dieses 
Mundes T;li;i- j:L1i;i, Der Aiifan.ispeiikt der 'IVilnnj; lii';;t im i"isr liul: L-n Punkte der 
sraeinbaren lijhtl, also dort w.i dieser Wind im AnjeiiNiekc seiner osllielle:! ri Dilsal ioll 
s!ci<. Ifiiicn Tai.'.;spntei slehl er an dem in!'. J J UveielmeLeil i'llllkiv der Halm, i '["aiit 
snliler an dem mi: -.'iL bccielnieteii Punkte ü. s. iv. Wenn man daher für diesen 
Mund den Zoilp'.mkl seine:- ostliellell i:ton;;alin:l kennt, sii kann man mit Hille der 
Zeielmniij; leich: icststcllell, in welchem Teile der liali'l er 711 jeder ande:cn Zeil ven 
lier Pule ans ci scheint lillil iLailnreli seine Steilem: jleücii den Ssluri] und dessen Kiriy 
in einer Skiüc bezeichnen, die das Auffinden des Minulet aai remn'l'.ic erleichtert. 
An de« Halmen der rascher umlaufenden Mumie [dien. Dirnic niid l'ethys sind nichl 



''ff 



nur die Stellungen in d*r ilshn :,a;h Verlau! .in vol'en la^. si.ndrm auch nach 
l<-,.ei-e „i .1. i., Ii- : . ii,b u «. w. aiigfgebtr. In der Aöbiidjnn /eigen die Rede 

.1.. so : g der IWcnun,; der Mor.de nrd dieselbe '. ; den Anblick 

in- a sin >n:.nn, eben. d;e Gefjer.^nde umkeh. erden Fernrohr. Ts sind n:ir d.p ithr.n- 
hären Bahnen der Mur.de Te!h, s . Diore. Rh™ und r.lan f.n^-.rlinrt. da laodus 

, ,n h.ih-K-1 ,-.«■■ iHi.'t- : Il.r i - - c-n V. 'ii. ■ ■:- - .. ,m V,,..,. 

und bleihen dr<ha:h hier then'alls nr.heriiclisichiigL 

Aui seile 23 sind ix Momente der j;th(hen Llun«llon der gen.nnlen Ssiurn- 
münde .ngenelwn und i«i narh milderer G:eenw^ther /eil iur den Monat Mär/ lein, 
ile-.m Titan un.i '■- -n. w"'ui% ■ : . :i .i ir in.c. e r der Oit icher r-!onen- 

Iiun (F) au.hnotii d.r f x .len der »eitl then I loni;.it.<.r, (W ). der .,ni, :, „ k n M . ,li:,. ; , 1 1). 
wenn l iian jiijlich villi l'lan.tcn slelil lind dei olleren Konjli-iktioii (~) wenn ei niirdlicll 
mm Salnni >:.-:i:. impivehpil. Tin die s|ialeieil Mimate werilin diese Zeiten in den 
lobenden Meilei: des Sirius rei:elmassi- li:iti;elei!l. ausser in den Mmiaten. ivo ÄltlLrn 
überliaujit nichl in heoba etilen ist. Um die An-aiien in Mi(tclciir<i|>iiisclu.T Zeit zu er- 
hallen, lial man 1" zntuziihlen. 



Henusgebtr: Dr. Hermann J. Klein in Kdln. ■ Druck von Oskar Lcincr iE Lcipil^. m" 



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»and XXXIV. (1901.) 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centralorgan fllr alle Freunde und Förderer der Himmelakuiide. 



Jeden Monat I Heft. - Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig. 

. S. 25. — Scllsiinc Wi'!-- 
u Tifel LH.) S. 31. 
— Photogiaph lache Auf- 
■ Slcntvrirlt. (Siehe 



Neue Studien über den Bau des Universums. 

[SB ine den Verstand befriedig«! nie können, Pailurt'h.dass er seine Schlüsse 

läHSS Vorstellung vom Baue des unserer auf unmittelbare Beobachtungen zu 

Wahrnehmung zugan-lidien Teiles [ins stiiücn vermochte, unterscheiden sieh 

Universums zu gewinnen, is: das ln'jelisle seine Studien über den Elan des Himmels 

Zid der a-nurKiiiiiseiieri l'.usclumjr wesenilich von den fr filieren Speku- 

Willidm fleiselie!, dei -»rosse Astrou lailoueli eines Thomas Wribjlit Il7 r j()l, 

der zuerst das Senkblei in die liefen Imanud Kant <!755j und Lambert 

der Himmelsraume ausgeworfen, war (1701). Mit lieclti bilden daher die 

auch der Erste, der es untcrnatim, über Arbeiten von Willielm Herschel den 

ilie phy.iselie Ordnung i ■ r - L'ni'. l-i^ii'u A;i~ga:ig«puuM alln 1 Lursdiuir/en über 

durch Ikubaehlimgcn Aufsehhiss /Ii den Hau der Welt. Auch sind seine 

suchen, ja die Enlwickelung der Stern- lVobaelmmgon noch heute von grösstem 

Systeme ;u eigriiTideil. Durch Hin- Werte, vor allem seine sogenannten 

iüiiruru; eines vergleidiendon Snidiuuii Stein- Aidlingen. Die Stern -Aielif , 

der Formen, welche die Ncbdtlcfkc sagt er in seiner Abhandlung von 1784, 

und Sternli;uiie:i in seinen grossen besteht darin, dass teil wiedevlnjt die 

Teleskopen darboten, war Herschd im- Anzahl von Sternen in zehn Qesichts- 

slande, wie er sich selbst ausdrückte, f eklem meines Teleskope.* nehme, eins 

■den Schwung der Erfahrung über dichiam andern ; indem ich ihre Summen 

dne unermcssliche Dauer ausdehnen zu addiere und eine Dedmalstelie rechter 

Slriui 1901. Heft 2. * 



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Hand abschneide, erhalle ich einen 
Durchschnitt vom Gehalt (an Sternen) 
des Himmels in allen Teilen, die auf 
solche Weise s;eai eilt werden-. IHese 
Sternzählungen W. Hörschels und die 
späteren seines Sohnes, bilden noch 
heute das wichtigste und zum Teil 
einzige Mittel um über die Verteilung 
der entferntesten Sterne ein Urteil zu 
gewinnen. Was aus den Aichungen 
der beiden Herschel und überhaupt aus 
der statistischen Methode der Stern- 
zähiungen abzuleiten ist, hat Professor 
Seeliger in crsdti.ipicitjer Weii.c dar- 
gestellt 1 ) Gegenwärtig liegt nun eine 
neue Untersuchung über den Bau des 
Universums vor und zwar kommt sie be- 
zeichnenderweise aus dem Herzen von 
Asien,aus Taschkent, 5 ) wo W. Stratanoff 
als Astro p hysi ker ei nes n eue n u n d seh ö n en 
Observatoriums wirkl und bereits eine 
Reihe wichtiger Arbeiten ausgeführt hat. 
Diese neue Untersuchung des uner- 
müdlichen Astrunomen verdient eine 
aufmerksame Würdigung, obgleich sie 
bezüglich des Materials hauptsächlich 
die erschöpfenden Arbeiten Prof. Sce- 
ligers benutzt. Stratanoff iiat sich zu- 
nächst die Aufgabe gestellt die schein- 
bare Verteilung der Sterne 1. bis 9.5 
Grösse zu untersuchen, welche in der 
von Argelander zu Bonn durchgeführ- 
ten sogenannten Durchmusterung des 
Himmels' und der später von seinem 
Nachfolger Schoenfeld bis zu 20° süd- 
licher Deklination weiter geführten Fort- 
setzung derselben enthalten sind. Den 
Rest des südlichen Himmels untersucht 
Stratanoff an der Hand der photogra- 
phischen Durchmusterung welche die 
Kap-Sleru warte geliefert, doch ist diese 
Arbeit noch nicht beendigt und seine 
vorliegenden Studien beschränken sich 
also auf den nördlichen Himmel und 
die Zone vom Äquator bis zum 20° 
südl. Breite. 



Sirius 1S<W, S. 1J, 32 ff. 

<) Pubikatioiis de l'Ohserv^mrc astm- 
nomique et physique de Tachkent, No. 2. 



Bei diesen Untersuchungen denkt 
sich Slratanoff, nach dem Vorgange von 
Schiaparelli den Himmel in 36 Zonen 
parallel dem Himmelsäquator geteilt, 
von denen jede 5" breit ist. jede 
Zone wird dann durch Meridiane senk- 
recht in Trapeze zerteilt, und zwar 
werden diese Meridiane bis zu 50" 
nördl. Deklination in Abständen von 5" 
gezogen, zwischen 50° und 60° De- 
klination in Abständen von 10°,zwischen 
60" und 80" Deklination in Abständen 
von 15°. Die Zone zwischen 80° und 85" 
Deklination wird in acht gleich grosse 
Trapeze zerfällt und von dort bis zum 
Pole wird der Rest der Himmelssphäre 
endlich in vier gleiche Teile geteilt. 
Auf diese Weise zerfällt der ganze 
Himmel in 1800 einzelne kleine Flächen- 



mdele^iui.L: der Rechnungen 
rers die Anzahl der darauf 
l Objekte ermittelt Diese 



r bezeil 



Flächen entfällt, 
id hiernach die 
relative Dichte für jeden Grad berechnet 
Um ferner zufällige Ungleich! Qrmig- 
keiten zu eliminieren, wurden auch die 
Sterndichten der an die Seiten und Ecken 
jedes Trapezes anstossenden Trapeze 
hinzugenommen und ausdiesen jedesmal 
der Mittelwert abgeleitet. Auf einer 
Himmelskarte wurde dann in jedes 
Trapez dieser Mittelwert eingeschrieben 
und alle Flächen, in welchen die Zahl 
der Objekte grösser ist als die durch- 
schnittliche, mit Farben bezeichnet. Diese 
Farben sind um so tiefer, je grösser 
die Stenidichte ist, sodass man mit 
einem Rück übersehen kann, an welchem 
Orte des Himmels die grössten Stcrn- 



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anhäuf un gen sich linden und wie die 
Dichtigkeit im Einzelnen verteilt ist. 
Umdie Frage nach etwaigen Beziehungen 
der Sterndichle zur Milchstrasse zu 
untersuchen, trat Stratanoff in seine 
Karlen auch die Mittellinie der Milch- 
Strasse eingezeichnet und zwar in Oe- 
stall eines grössfen Kreises, dessen Pol 
in 12" 4't.i r.< Kcktasccnsio']] und 27" 
30' nördl. Deklination (für 1880.0) liegt 
Denkt man sich um diesen nördlichen 
Pol der Milchstrasse mit ihrem Äquator 
parallele Kreise gezogen, so kann man 
diese Kreise .galaktische Breitenkreise 
nennen, und Stratanoff hat i 



kehrt Die Sterne der Klasse III (6.6 



; 7.0 



Mili'lis; risse iiiehi^yrnirielrisdiyrmipiert, 

irgend einer anderen ("[rossen kl ^'.sc. 
Die grösste Unregelmässigkeit in ihrer 
Verteilung zeigt sich zwischen 3h und 
7' 1 Rckla^ccnsitui, wo die Hauptmasse 
der Sterne mehr gegen den nördlichen 
Hi mm eispol gerückt erscheint Die 
Hauplkcindensatinn der Sterne dieser 
Klasse fällt in die Gegend der Stern- 
bilder Schwan und Leycr. Auf der IV. 
Karte, welche die Verteilntif; der SUrnc 
" " Grösse darstellt, fällt die Ab- 
: jeder Symmetrie in Bezug auf 
Istrasse auf. Dagegen zeigt 
auffallende KoiKicnsatmn der 
.urkt-it vom Sternbilde der Leyer 



7.1—7. 



Oissi 



dich- 



6. Grö 



Ailiji- sichtbare Stemeusvhar. Zu Klasse 
II rechnet er die Sterne von 6.1 bis 6.5 
Uro,,,.; m KlaK.e III diejenigen der 
Grössen 0.0- -7.1); zu Klasse IV diejenigen 
7.1 —7.5 ; zu Klasse V diejenigen 7.6-- 8.0; 
zu Klasse VI diejenigen 8.1—8.5; zu 
Klasse VII diejenigen 8.6—9.0: zu 
Klasse VIII die Sterne 9.1-9.5 Grösse. 
Für jede dieser Klassen ist die Ver- 
teilung der Stern dichte auf die einzelnen 
Trapeze in einer besonderen Karte dar- 
gestellt und durch färb ige Unterscheidung 
verdeutlicht Was die Sterne der Klasse 
1 (1. bis 6.0 Grösse) anbelangt, so zeigt 
ihre Verteilung iihei die Himriiclfs.pl Lire 
keine Beziehung zum Verlauf der Milch- 
straße, die jir'wli'ii Slcrrnliditu.il finden 
sich vielmehr entfernt von dieser. Das 
Nämliche zeigt die Verteilung der Sterne 



■ hl eil 



. KlaSSI. 



dodi 



erhliel 



häufigkdt in der Nähe des Stern 
des Schwanes, die mehr oder w 
auch auf allen anderen Karten wieder- | 



im Schwan 
sehen den Sternen a und ;■. Zwei 
trc. Liei'iu.ü.eit' Konik'usatiiir.eii zeigen 
. in den Sternbildern Perseus und 
iga. Auf der Karte, welche die 
leilung der Sterne 7.6 S.O Grosse 
4elil, lit'Hinnt eine yleichmiis-ij.-ure 
itur der Sternverteilung und die- 

zu der Verteilung der Sterne 
o.l bis 9.5 Grösse, also bis zur Grenze 
des votierenden Material- iitiei lianpt. 
Die Hauptkondensation der Sterne er- 
scheint wieder im Schwan und fällt 
auf Uei;enden, durch weiche die Milch- 
straße nicht zieht. Diese Anhäufung 
der Sterne bis zur Grösse 9.5 in dieser 
i legend des Himmels ist also eine nicht 
zu bestreitende Thatsache, und ebenso 
sicher ist, dass sie mit der Erscheinung 
der Milchstrasse nichts zu thun hat. 
Überhaupt zeigen die Karten Stralanoffs, 
dass die Verteilung der Sterne 1. bis 
0,"i Gri'Kne nieiil sehr tuu.Ii; dem Ver- 
laufe der Milchstrasse, ihrem Wesen 
nach, angepasst ist, oder mit anderen 
Worten, dass die Milchstrasse mit den 
Sternen bis zu 9.5 Orösse nichts zu 
thun hat. Stralauoff hat auf Grund 
seiner Karten eine Anzahl Slize aufge- 
stellt, welche das Verhalten dieser Sterne 



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(1. bis 9.5 Grösse) und der Milchstrasse 
ausdrücken, nämlich: 

1. Die Linie der grössten Sterndieh- 
tigkeit i>der Stern an häuf ung fällt nicht 
mit der Milchstrasse zusammen. 

2. Der Ort der geringsten Stem- 
ilii'litisjkeil fällt nicht mit dein nörd- 
lichen Pole der Milchst rassc zusammen. 

3. Auf den verschiedet ie n Seiten 
vom nördlichen Pole der Milchstrasse 
nimmt die Stemanhäufung gegen die 
Milchstrasse hin in ungleicher Weise 
zu. Die Sterndichiigkcil bleibt grösser 
in der Richtung gegen den nördlichen 
Himmelspol hin, als auf der entgegen- 
gesetzten Seilt 

4. Die Orte der geringsten Stem- 
anhäufung liegen überall nahe beim 
Himmelsäquator, mit Ausnahme der 
schwächsten Slerue. 

5. Die Orte der geringeren Steril' 
dichten, wenn sie in der Milchstrasse 
selbst oder nahe bei ihr liegen, zeigen 
sich stets nahe dem Durchschnittspunkte 
der Milchstrasse mit dem Himmels- 

6. Südlich vom Himmelsäquator 
(bis 20° südl. Deklination) trifft man 
vom Äquator gegen den südlichen Pol 
der Mildislrnssc hin eine Zunahme in 
der Häufigkeit der Sterne der Klasse I 
bis V. Die Sterne der Klasse VI bleiben 
gleich häufig, aber diejenigen der 
Klassen VII und VIII verhalten sich 

7. Fasst man alle Einzelheiten zu- 

Sal/eii i bis 'i p nc An 

Ordnung den Stemklassen I bis V durch- 
aus i^rnu-iiiviini ist Die Klassen VII 
bis Vill zeigen die entjjo.'cii^i'sci/te 
Ordnung und Klasse Vi bildet zwischen 
bi-iden Anoidtiui^cii die Grenze 

8. Die Teilung der Milchstrasse, 
welche sich am Himmel vom Schwan 
bis zum Schützen hinzieht, zeigt sich 
in der Verteilung der Sterne der 1. bis 
')'> Otöfsj; durchaus »ich!. Di.si: Thai- 
sache waren schon Argelander bekannt 

'J. Diebreiten und schmalen Stellen 
der Milchstrasse im allgemeinen fallen 



9.5 

10. Die hellsten Stellen der Milch- 
strasse fallen im allgemeinen mit den 
stem reich slen Gegenden der Bonner 
Durchmusterungen nicht zusammen. 

Indem Stratanoff diese sämtlichen 
Tliatsacheu in Betracht zieht, kommt er 
zu folgenden Sehl ussfol gerungen : 

Die Mehrzahl der Sterne, welche 
in unseren Breiten sichtbar sind , ge- 
liörl zu einer gewaltigen Sternan- 
häufung, deren centrale Itegion im Stern- 
bilde des Schwans sichtbar ist, aber 
auch einen Teil der Sternbilder Cepheus, 
Leyer, Fuchs und Pfeil umfasst. Diese 
Sternanhäufung, oder kurz gesagt, dieser 
Sternhaufen, he^t merklicli in der Lbene 
der Milchstrasse und macht sich bereits 
von den Sternen 5. Grösse ab bemerk- 
bar; seine scheinbaren Konturen treten 
indessen noch deutlicher in der An- 
häufung der Sieme von der 7. Grösse 
an, hervor. Seine allgemeine Form 
zeichnet sich fast unverändert auch in 
der Verteilung der Sterne bis zur 
Grösse 'J.i ab. Iis unterliegt keinem 



'eifel, d 
in der Verteil 



..- Sn-nn 



r Stcr; 



uieh 



analoge aber kleinere Stern an häuf ung 
zeigt sich in ihrem Centrum im Stem- 
bilde des Fuhrmanns. Man bemerkt sie 
von den Sternen 6.5 bis 7. Grösse an, 
sie findet sich auch deutlich ausge- 
sprochen bis zu den Sternen einschliess- 
lich 8.5 Grösse, darüber hinaus lässt 
sie sich nur in Spuren erkennen. Ihre 
Stemdichte ist geringer als die des erst- 
genannten grossen Sternhaufens. Sie 
berührt diesen und ist möglicherweise 
nur ein etwas entfernter Teil desselben. 
Eine dritte Stern kondensation hat ihr 
Cenlrum in den Zwillingen, im Ein- 
horn und im grossen und kleinen Hunde, 
vielleicht mich noch in anderen Stern- 
bildern, jenseits von 2" südlicher Breite. 
Sie wird ersl sichtbar in der Verteilung 
der Sterne von der 7.6 Grösse ab bis 
denjenigen 9. bis 10. Grösse, ihre 



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Dichte ist beträchtlich und sie umfasst 
einen grossen Teil des Himmels. Das 
iiiul die Po Irrungen, aus den unmittel- 
haren Thatsachen; es fragt sich, wie sie 
unter höheren Gesichtspunkten zu ver- 
einigen sind, d. h. welche Schlüsse 
dav.ms au! den llüii des Si-. 1 rm'rili in im i ls 
gezogen werden dürfen oder müssen. 

Über die l-.ntf errungen der Fixsterne 
wissen wir mit wenigen Ausnahmen 
nichts Sicheres, ausser dass sie unge- 
mein gross sind, sodass selbst die Ent- 
fernung der Erde ven der Sonne da- 
neb.ii yu ei uer klei neu Or.'isse zu rammen - 
sch rümpft. Die natürlichste Annahme 
ist ferner, dass die liciitsckwachen Sterne 
die: entfernteren sind, sobald die Zahl 
der dabei in Betracht gezogenen Sterne 
gross ist. Aus dieser Voraussetzung 
folgt dann, dass im allgemeinen die 
Sterne der Klasse I uns naher sind als 
die der Klasse II, diese näher als die 
Sterne der Klasse MI n. s. w. Hiernach 



bilden dicderKlas 



vorhergehende 



Anordnt 

sphärische Schiel 
die der Klasse III 
rische Schicht un 
u. s. f. Prüft ra 
Voraussetzungen die Stratanorf'BChcri 
Karten, so finden sich so grosse Ab- 
Weichlingen, dass die Voraussetzung 
einer regelmässigen Anordnung der 
sämtlichen Sterne nach dem obigen 
Schema nur als sehr rolle Annäherung 
gelten kann. Slratanoff findet vielmehr 
wjhrscheiiilieli. dass unsere Sonne ein 
Glied der ersten oben erwähnten grossen 
Sternanhäufung ist, und dass dieser 
grosse Sternhaufen von mehreren an- 
deren, kleineren, begleite! wird. Die 
fcweite Sternanhäufung ist weiter von 
uns entfernt, sie crstreekl sieli auf die 
[iStan^cii der Sterne Ü.5 bis 8.5 Grösse. 
Die dritte Sternanhäufung beginnt erst 
in den grossen Entfernungen der Sterne 
7.6 bis 8.0 Grösse. Miiylichmecise 
sind diese beiden Sternhaufen auch von 
kleineren begleitet, indessen gestatten 
unsere Beobachtungen nicht, darüber 
etwas Bestimmtes zu äussern. Die Milch- 



strasse selbst betrachtet Slratanoff als 

Anzahl gewaltiger Sternanhäufungen, 
man könnte sagen von Stern-Wolken, 
die einander so nahe stehen, dass sie 
sieh gegenseitig berühren und die wesent- 
lich alle in einer Ebene liegen, welche 
die Ebene der Milchstrasse ist. Dieser 
Bau der Milchstrasse wird, wie Slrata- 
noff mit Recht betont, auch durch die 
pholograpliischeii Aufnahmen derselben 
bestätigt, ja der Anblick einzelner Teile 
derselben mit blossem Auge spricht 
entschieden dafür. Die ganze Region 
der Milchstrasse zwischen der Cassio- 
peja und dem Schützen macht den 
Eindruck, dass sie aus grossen Wolken 
von Sternen i usa muten gesetzt isl. Die 
dunklen Stellen, die von W. Herschel 
sogenannten »Öffnungen im Himmel«, 
sind nichts anderes als Zwischenräume 
zwischen den einzelnen Stern wölken, 
die uns den Ausblick in die unbe- 
grenzte Tiefe eines stem leeren Raumes 

Slratanoff hat auch die Verteilung 
der Steme der einzelnen Spektra! klassen 
über den Himmel untersucht und zwar 
ander Hand des IVaper Viieu K;it;di>ee- '| 
welcher die p holographischen Speklra 
vv-n Hmi Steinen aufoililt, doch ;.hid 
die Ergebnisse bezüglich der Frage 
nach der Anoriliiiins^ des Wehkuirs 
oieht entscheidend. Wichtiger sind da- 
gegen die Untersuchungen Stratanoffs 
über die Verteilung der Nebelflecke 
und Sternhaufen. Schon J. Herschel 
hat, nachdem er am Kap den südlichen 
Himmel .In rdi mustert, die Verteilung 
der ihm ^kannten 4000 Objekte der 
Himmelssphare studiert, fliese Arbeit 
hat nach dem Erscheinen des »General- 
Kütaliines der Nebel t:nd Stephanien , 
A. Abbe wiederholt, und endlich ist 
der Neue General - k'aialm- , welcher 
78-10 Objekte enthalt nach derselben 
Richtung hin von Bauschinger unter- 



■ Ai:n. .if Ihr asir. nhü. n! Hatvattt 



Coli. Vol. XXVII. 



— 30 — 

such! worden.'l Slratanoff hat seine Zahl in den Regionen nahe den Polen 
bezüglicheArbcitaufdiebeiden Kataloge der Milchstrasse überwiegt Nur die 
von Dreyer 8 }, sowie auf das übrige planetarischen und ringförmigen Nebel 
ihm zjgängliche Material gestützt tind finden sich hauptsächlich in oder nahe 
'/'hli Objekte zusammengebracht, wo- der Mi Ich Strasse. Was die Sternhaufen 
unter 670 Sternhaufen sind. Er unter- betrifft, so finden sich dieselben im all- 
scheidet die Nebelflecke in schwache, geineinen am zahlreichsten in der Mitch- 
;:l.iii?i.-iidL-, kleine und ausgedehnte, doch Strasse, nur die kugelförmigen Stent- 
hat diese Unterscheidung mancherlei häufen maehen i-hn- Ausnahme und sind 
w'illkiiriichcs. Als hrg\'hnis findet Sir nahezu gleichförmig über den ganzen 
tanoff, dass die Milchstrasse arm an Himmel zerstreut 
Nebelflecken ist, dass dagegen deren 



Seltsame Wahrnehmungen an einem Mondkrater. 

MSjerr A. Charbonn ea u x, Assistent am bar, aber nach verhältnismässig kurzer 
EHl Observatorium '« Mciidon bei Zeit verschwindet er in einer weisslichen 
Paris, macht im ISnKeim dert" lau.'osisclien Wolke, erscheint darauf wieder und ver- 
aslrouomisclH-n Gesellschaft Mitteilungen schwinde: abermals abwechselnd in un- 
über sonderbare Wahrnehmungen an regelmässigen Intervallen. Diese Wahr- 
erem kleine-] Moudkrater. Dieser höchst uehmungen hat Hr. Cllarbnnni-au. 
kleine Krater, dessen Durchmesser er dem grossen Refraktor von 80 cm Öff- 
auf nur 1000 in schätzt, liegt nach nung und lö /;; Brennweite- gemacht, 
seinen Angaben nordöstlich von dem welcher sich zu Mcudon befindet. Um 
l;hT.7!:chiri;e 1 heaeictus. Nahe diesem das Objekt auch an einem schwächeren 
Olli' wird der äussere Abhang des Instrumente zu beobachten, benutzte er 
WalU vi >m Thi-aclelus in einiger Tut- ein Fernrohr von 220 mm und 3.2 m 
fernung von mchrc-cn Hinein flankiert, Brennweite und untersuchte die be- 
auf denen sich eine bei hoher licktich- treffende Mondgegend am 31. Oktober 
tiuiL' /ienilieli helle S]>i;/e /ei;.;!, die 1 000, zur Zeit des ersten Viertels. Die 
Mädlcr in seiner Mundkarli' mit dem lii-schciuiiug war .■mch jetzt sehr äugen - 
Buchstaben fl bezeichnete. In der Nahe f:il;is>. Ich hatte, hcincrla .ier Beobachter, 
dieser Spitze mussdervon Charbunneaux Herrn d'Azambuja, Assistent des Obser- 
geuicude Krater liefen, Gesehen lennle vatiii inin-, yebeieii. ilii-^n Hu ibachinugeti 
derselbe Iiis jetzt mich von keinem Mond- /n wiederholen, und ich kann konsta- 
henbacki.r. was .n:eii bei der ungemeinen tieren, indem ich die seinigen milden 
Kleinheit L ; .i'.;e;- Oivcidcs nicht auffallen iiieiiiiüen vergleiche, dass sie sehr schön 
kann. Die Wahrnehmungen des ge- übereinstimmen. Die Hypothese, es sei 
u.innkn lleohaeliteis bestelii-n in folgen- eine Wolke vor dem Mond vorülier- 
dem, das er als sieher konstatiert he- gezogen, kann ich abweisen, weil der 
zeichnet: Die Konturdes kleinen Kraters kleine Krater Theaetttus wahrend der 
ist nährend einiger Augenblicke sieht- Dauer der lieoliaelltungen sehr klar 
blieb.. .Wir befinden uns-, fügt Hr. 
astr. ' Charbonneaux weiter hinzu, »hier vor 
einer noch tinerklärten Erscheinung. 
') a new uenosi Laiaioaim ui Nc- Sollte es sich um einen in Eruption 
r'TV : ^ h 'xMY'' r,V - i-; C .i'u vi-' M[ '« i]h ' h ™ Krater Landein? Alles 
&l« tolurf 'intte WrTwSB St Mein, «sst dies glauben. In « uklichkett ha„- 
of the R. A.S. 1895. LI. dclt es sich nicht um 



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31 - 



Eruption, denn nach allen Messungen 
crgicbi sich, dass der l< raier mir 1 km 
im Durchmesser hat, und dass die Aus- 
dehnung der weissl ichen Wolke im 
Maximum 7, im Minimum 4 km betrug. 
Ihre allgemeine Gestalt ist elliptisch, 
aber sehr unregel massig und die ange- 
sehenen Zahlen sind nur mittlere Werte.« 
Der Beobachter scliliesst hieraus weiter 
auf eine Atmosphäre des Mondes und 
meint, es eröffneten sich mm ganz neue 
Perspektive!! iiir die Astronomen und 
vielleicht auch für die Meii't)'o1o»cii. 
Man kann das füglich auf sich beruhen 
lassen, denn zunächst handelt es sich 
darum, festzustellen, ob die von Char- 
bomn-.HK ivatir!;eii(iiiiinet:en Frsctiein- 
iingcr; überhaupt reell uderTäiisehiiiisjeii 
sind. Dass derselbe kein erfahrener 
Mondbeobachter ist, erkennt man leicht 
aLisdcrArtimdWeiscsemvrlk'Schrdhiiuii. 
Auch aus einem merkwürdigen Fehler, 
den er im Anfange seines Berichtes begeht, 
wo er schreibt, dass sein Mitbeubachter 
namens Miilochau, ihn darauf aufmerk- 
sam gemacht habe, dass der -kleine 
Krater l'osidonius in der Region der 
Alpen plötzlich in einer weissen Wolke 
verschwunden sei, elicas, was Milkidiau 
schon einmal 1897 zu Paris wahrge- 
nommen habe. Durch diesen Umstand 
sei er (Charbonneaux) auf die Unter- 
nRegi 



ist ein grosses sehr kompiliertes Hing. 
gebirge, ausserdem liegt es nicht in 
den Mondalpen, sondern bildet einen 
Teil der westlichen Umrandung des 
Mare Serenitalis. Ma:i könnte alleidinijs 
annehmen, dass Charbonneaux sich 
lediglich im Namen geirrt und 
das Ringgebirge Theaetetus gerne int 
habe, aber ein erfahrener .Montlheuh- 
achter wird dieses Ringgehirgc, das 
durch seinen Schatten sehr in die Augen 
springt, doch nicht als kleinen Krater 
htveichnet: und ausserdem würde ein 
plötzliches Verschwinden desselben in 

bare Erscheinung sein, dass man sie 
Vorgängen auf dein Monde nicht zu- 
schreiben wird. Nun soll aber ein 
ähnliches Verschwinden (und wieder 
Sichtbarwerden) an dem benachbarten, 
wirklich sehr kleinem Krater stattfinden. 
In der Nähe dieses Kraters befindet 
siel: ein I ki.neifimppe. die bisweilen als 
belle Lieh Iwolkc erscheint; es wäre nicht 
unmöglich, dass dort an einem sehr 
grossen Fernrohr ein kleine- Kialerchen 
von Zeit zu Zeit sichtbar würde und 
wieder verschwände. Dieses würde aber 
zunächst durch momentane Aufheiter- 
ungen oder besondere Ruhe unserer 
Atmosphäre zu erklären sein. Jeden- 
falls verdient die erwähnte Mondgegend 
besonders mit sehr grossen Iristru- 
menten untersucht zu werden, aber nur 
von Kennern des Mondes. Dr. Klein: 



(Hierzu Tifel III.) 
(Bcobactitungsiuili* zur Zeichnung vtini 21. Juli.) 

F'i^t 1 '"'' lllT üerinfieii Hölle des Plaue- Hand, welches die helle Aquatorial/onv 

139 ten über dem Horizont (zur Zeit in zwei Teile zerlegte; auf dem nörd- 

der Kulmination ca. £0") war das Hild hellen niachleii sieh zwei, auf dem 

doch vorzüglich und blieb es auch noch, südlichen ein helles, ovales Fleckchen 

stand; die Luft war oft absolut ruiii;;. Aqiiatorialzune sieb hinziehende dunkle 

Zur Zeichnung ist folgendes /u he- breileliaiiihvarwi ilHuimd iiiaelile infolge 

merken: die Pia neten k ugel trug am einer es durchziehenilen schmalen, ver- 

Äuuator ein sehr schmales dunkles wascbeiien hellen Zone den Filidruck 



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32 



Bänder. Nördlich davon konnte ich 
noch zwei dunkle Streifen scheu. 

Aul dem Ring war sehr viel Detail 
zu erkennen. Ring A zeigte bei guten 
Momenten zwei Teilungen, beide un- 



Teilung war der Ring bedeutend heller ' 
ab seiueübriecu Pallien. Dir Ciiiiiii'sclu' 
Trennung war deutlich und auch bei 1 
weniger guten Momenten über den 
ganzen Ring zu verfolgen. Ring B 
teilte sich ebenfalls in drei Teile, weiche 
jedoch weniger deutlich voneinander 
geschieden waren. Der äusserste, dessen 
Breite etwa 1 des gaiwn Kinnes B 
betrug, war schrhell und zieiul ich sehnri 
vom übrigen Teil geschieden; eine 
eigentliche Trenmingsl in ie konnte ich 
jedoch nur auf der westlichen Anse mit 
iwimiulheit wahrnehmen. Auch den 
hellen Ring konnte ich, wenn auch mit 
einher Schwierigkeit, in seinem ganzen 
Verlauf verfolgen. Von den zwei übrigen 
Teilen des Hinge. 11, welche ungefähr 



trotz der beträchtlichen Breite durchaus 
nicht zu den leicht wahrnehmbaren 
Objekten gehörte, wohl wegen der ge- 
ringen Helligkeit der inneren Bcgrcn- 
z'.msr. Kille; C zeigte bei sehr ruhigen 
Momenten auch selbst noch eine Tei- 



zerfiel in zwei Teile, deren westlicher 
sieh nur noch als kleines, aber immer 
mich sichtbare* Dreieck darstelllc, 

Wellies nördlich mit der < ;issini-'l"cilung 
abschloss. Die östliche und hauptsäch- 
liche Schallen partic war liegrenzt durch 
den Kugel ran d, den Ring A und eine 
gerade Linie, welche schräg über die 
Ringe B und C lief. An der Stelle, 
wo letztere mit der Cassini' scheu Teilung 
zusammensiossen sollte, sah ich eilte 
dunkle Kinlmclmiiig, welche allmählich 
in die Cassinilinie überging. Diese 
Wahrnehmung war bestimmt reell. 
Andere Helene 1 ! tu ui»s-Am midien konnte 
ich weder auf dem Ring noch auf der 



leiieu i tuen ucs rMMg» kujiiiii:ii *ic 
überhaupt nicht mehr auseinander ge- 
halten werden. Zwischen Ring B und 
C sah ich einen breiten Spalt, welcher 



Nuance, Partie zwischen Cassini- und 
Siech i - Tei tu n.u sehr hellgelb, der übrige 
Teil des Ringes B graugelb. Ring C 
bräiuil ich violett. Allgemeine Färbung 
der Kugel gelborange. Rheden. 



Anormale Sterne In dem Sternhaufen Im Herkules M13. 




Mes 



denen grösseren kugelförmigen Stern- 
haufen I Vi i f. Ii. K. Barnard bei einigen 
Sterilen besondere Eigentümlichkeiten 
bemerkt. ') Die auffallendste ist die, dass 
gewisse Sterne in viel blauerm Lichte 

^ Astrophysical Journal Vol. XII, No.3, 



glänzen als die übrigen. Die Folge 
hiervon ist, dass diese Sterne auf den 
photographisch gewonnenen Darstel- 
buigen dieser Sternhaufen in anderer 
1 lelligkeit sieh darstellen als bei Be- 
trachtung mit dem Auge am Fernrohre. 
Vergleicht mau Photographien von 
Sternen am Fernrohr, so wird man bis- 
weilen betroffen von der relativen Klein- 
heit einzelner Sterne auf diesen Photo- 



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graphien, während sie dem Auge hell 
erscheinen. Diese Eigentümlichkeit he- 
ruhl auf der grösseren oder geringeren 
l'iirbuui; dn- betreffenden Sterne, welche 
ein klares photographisches Bild be- 
dingt In den Sternhaufen begegnet 
it'an iieradc dem umgekehrten ["alle, 
d. h. gewisse Sleme erscheinen viel 
grosser auf den Photographien als mii 
dem Auge unmittelbar gesehen. In 
einigen lallen tritt dies so sehr hervor, 
dass man zuerst auf den Gedanken der 
Veränderlichkeit dieser Sterne kommt. 

Schon die ersten Beobachtungen 
von Sternhaufen an Yerkes- Refraktor 
zeigten diese Eigentümlichkeit. Eine 
besondere Untersuchung nach dieser 
Richtung hat Prof. Barnard an den 
Sternen des grossen 1 lattfens im I lt'rku I 
(M 13) aufstellt. Zur Vergleichung 
wurde ein vierfach vcrgrüssei res Negativ 
benutzt, welches Prof. Scheiner am 
13-zolligen photogra pfuschen Refraktor 
zu Potsdam 189t erhalten hatte. 

Auf dieser Photographie ist es haupt- 
sächlich der mit No. 148 bezeichnete 
Stern, derals hellster des ganzen Haufens 



,uch auf 

Ungefähr 19" nördlich von ihm stellt 
der Stern No. 131, der auf den Photo- 
graphien im Vergleich zu jenem höchst 
klein und unscheinbar ist. Bei Betrach- 
tung mit blossem Auge am Refraktor, 
erscheint 131 dagegen an Helligkeit 
ziemlich gleich 148. Etwa 68" südlich 
von 1 48 steht der Stern No. 269, welcher 
auf den Photographien 4 oder 5 Mal 
kleiner ist als 148, aber etwas grösser 
als 131. Im Fernrohr zeigt sich 
dagegen No. 269 fast 



so scharf erschien als die benachbarten 
Sterne, vfelmehrdcn Eindruck machte, als 
sei er etwas- nehlie.. vielleicht ein äusse'sl 
kleiner |il.melari^ber Nebel. Tic] Sdi einer 
findet sich als Grösse dieses Sternes 
M.Y anstehen, während No. 1)1 v.u. 
12.7 Gr. und No. 296 zu 12.4 Orösse 
,-iiif:i'«t/.t sind. Der Stern No. 3S2 ist 
Scheiners Normalstern und dieser giebl 
ihm die Grösse 12.7 (photo graphisch); 
am Refraktor kann er dagegen nach 
Barnard nicht heiter als 14.5 Gr. sein 
und er erscheint viel schwächer als 
andere Sterne die ihm auf der Photo- 
graphie an Helligkeit gleich kommen. 
Der Stern No. 749 ist am Refraktor 
genau gleich hell wie No. 763, aber 
auf der Potsdamer Photographie ist er 
drei Uder viermal grosser als letzterer. 
Der Stern No. 393 ist am Yerkes- 
Refraklor überhaupt sehr schwer wahr- 
zunehmen, obgleich it photogiT.phisch 
1 2.7 Grösse erscheint und ebenso gross 
als andere benachbarte Sterne, die ihn 
am Femrohr bei weitem überstrahlen. 
Er ist überhaupt das trefflichste Beispiel 
von grosser optischer Lichtschwäche 
eines Sternes, der photographisch heller 
ist. Im übrigen zeigen die meisten 
Stenn: auf den HiotoL'.rapllicri liie näm- 
lichen relativen Grössen zu einander, 
die sie :u:eli bei Kciraclitmig n ' 



Abu-, 



. Di,: ehe.il 



c ilcllci 



148 und d. 



b da? gleiche wie 
auf den Photographien. Sonach ist 
also iler Stern No. US allein photo- 
graphisch von abnormer Helligkeit. 
Infolgedessen wurde dieser Stern am 
Verkes- Refraktor milden stärksten Vcr- 
gn~>-senrn;:en urilersiidü, wobei sieh bei 
bester Luft ergab, dass derselbe nicht 
Sirius 1901, tieft % 



Eigentümlichkeiten dieser Objekte hin- 
weisen, welche bei dir LiTusseil Mehr- 
zahl der Sterne in diesem Slcrnh.inieo 
niebt vorbanden sind. Der Stern No. 179 
ist bemerkenswert we.e;en seiner grossen 
Nähe bei dem Stern No. 1S3, welcher 
normal erscheint. Aul der 1 'holographic 
sind beide völlig gleich gross, während 

und sehr schwach ist (etwa 14. oder 
14.5 Grösse). Der Stern No. 216 ist 
am 411-ziilligen Rcfrastiir als verr;iiJcr- 
lidi erkannt wurden und scheint auch 
anormal zu sein, denn auf der Pots- 
damer Photographie ist er heiiüehilieh 



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heller als No. 183, während er diesem 
am Fernrohr niemals gleich kommt 1 ) 
Die einfache Erklärung der Eigen- 
tümüdlkdt, welche jene Sieinc zeigen, 
die photoeraphiseli hell, optisch dityeiicn 

ÜClltSchwadl .'l-i'llcill-.'ll. is: [Iii-, dass 

sie weil mehr blaues (pholographisch 
wirksameres) Liclil ausstrahlen als die 
anderen, welche die grössere Zahl in 
dem Sternhaufen bilden. Dies ist eine 
interessante und wichtige Thatsache. 
Prof. Darnard hat nun weiter «ciimden, 
dass solche Sterne :nit aiisualmiswei-e 
blauem Lichte auch in dem Sternhaufen 
M 5 in der Wage vorkommen und 
zweiteilig .nidii es noch andere Stern- 
haufen, in denen sie sieh gleiehhdls 
iunlen. Als Hnruard »nr ciiueyr/ril sich 
Ober diesen Gegenstand mit Prof. Haie 
unterhielt, äusserte Icl/tcivr die Ansicht, 
dass eine Pruiioeraphie. die aui.neiH 'in- 
men würde nachdem die Piatie mit 
einen durchsichtigen gelblichen Schirme 
bedeckt wurden sei, wahrscheinlich jene 
Eigentümlichkeit nicht zeigen, sondern 
alle Sterne in dein gleichen Melligkeils- 
verhaltnisse darstellen würde wie sie 
sich dem Auge am Femrohr darstellen. 
Diese Schiussfolgerung erwies sich als 
richtig. Denn eine von H, Rihehey 
am 40- Zoll er gemachte Aufnahme des 
Sternhaufens im Herkules M H, hei 
welcher ein gelblichgefürbtcr Schirm 
angewendet winde, zeigte die Sterne 
148, 382, 179 u. s. w. in der gleicher: 
relativen Helligkeit wie mit blossem 
Auge. 

Es würde nun von Interesse sein 
genau zu wissen, welches Bewandtnis 



es mit diesen anormalen Sternen haL 
Leider isi das Spektroskop nicht im- 
stande Auskunft zu geben, da diese 
Sterne zu lichtschwach sind. Die Thal- 
sache bleibt aber unanfechtbar, dass es 
in den kuy-dl'riri'ii^eu Sternhaufen einiyv 
wenige Sterne giebt, welche sich von 
allen Genossen durch ihr vorzugsweise 
blaues Licht unterscheiden und in dieser 
Beziehung dein Stern im Riuyiuvd der 
Lcycr (M 57) gleichen. Was die mög- 
liche Existenz von kleinen Nebeln in 
den Sternhaufen anbelangt, so macht 
Prof, Bamard darauf aufmerksam, dass 
er in der Nähe des in Rede stehenden 
Sternhaufens im Herkules einen sehr 
kleinen Nebel gefunden hat, der, falls 
er noch viel kleiner wäre, für einen 
u.eivrhhnlidii'11 Stern gehalten würde. Er 
ist nur Grösse und hat etwa 2 -0' 
im Durchmesser. Bei mässigen Ver- 



nebcliger Stern, l 
Nebd. Sein Ort äi 



V.TLUO 



' 1860.0) 



Rekfasc 21 h 22™ 6' Dekl. +U°34.8' 
Das Vorhandensein der abnormen Sterne 
führt von selbst auf die Frage nach 
dem Vorhandensein von Nebeln in den 
kugelförmigen Sternhaufen. Barnard 
betont, er sei. nach seinen Untersuchungen 
mit Hilfe des Yerkes- Refraktors, über- 
zeugt, dass die grossen Sternhaufen 
keine Nebdniassen enthalten und dieses 
Ergebnis wird durch die photogra- 
phische Aufnahme, welche Prof. Keeler 
mit dem Crossley - Reflektor erhalten 
hat, durchaus bestätigt 



Photographische Aufnahmen von Sternhaufen mit dem 
40-zolHgen Refraktor der Yerkes- Sternwarte. 

Objektiv nicht ohne weiteres zu photo- 



SÄjer gewallige Refraktor dei 
EU Yerkes- Sternwarte ist in erster gn 
Linie für Beobachtungen mit dem Auge ein 
bestimmt Infolgedessen eignet sich das cht 
') Eine Reproduktion der Scheiner'sdier 



i Aufnahmer. 
uiöirliehst genaue Vereinig nie; der 
iäL'h wirkenden IhUr.ieii) Strahlen 



lieh im Sirius 1893, Tafel II. Anbringung einer drillen grossen 



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- 35 - 



Linse vor ikm eigentlichen Objektiv 
herbeizuführen und in der Thal hat 
man dieses Mittel beim 36-zolligen 
l. ick -Refraktor mit ausgezeichneten l 
Erfolg angewandt. Bei dem noch 
grösseren Yerkes- Refraktor musste man 
indessen davon absehen, einerseits wegen 
des grossen Gewichts der Korreklions- 
linsen, und der bedeutenden Kosten, 
dann auch, weil für die dreifache l.insc 
der Punkt, in welchem sich die Strahlern 
vereinig™, sehr weit einwärts in das 
U'ihr des Teleskops falten würde. Da- 
gegen wurden kleinere Korreklions- 
linscn, welche nahe dem Hauptbrenn- 
punkte des Objektivs angebracht wurden, 
mit grossem Erfolge beim Phologra- 
phieren iler h rech bareren Regionen der 
Stei nsrieklra angewandt. IIa diese Linsen 
aber nur ein sehr kleines Gesichtsfeld 

l'injli ifjj.'irihisclii'ii Aufnahme;) ltos-civi- 
Sterngruppen zu verwenden. O. W. 
Ritchey ist nun auf den Gedanken 
gekommen, farbige Schirme in unmittel- 
b,'ncniK'):itaktcJii:ldcr phoiogiiLpliisdicn 
Hatte anzuwenden, um die mehr brech- 
baren Strahlen abzuhalten. Dieser Vor- 
schlag wurde schon von Prof. Haie und 
Ellermaiw mit grossem Erfolge bei 
Mondphotographien mittels des 40-zolli- 
gen Refraktors angewandt, indem sie 
einen dOnnengelblichen Schirm unmittel- 
bar vor den isochromatischen Platten 
anbrachten. Dieses Verfahren ist tum 
neuerdings von O. W. Ritchey wieder 
in Anwendung gebracht worden, um 
am 40-Zoller Sternhaufen photogra- 
phisch aufzunehmen. Die Absorptions- 
schirme wurden hergestellt, indem eine 



dünne Olasplatte mit einer sehr trans- 
parenten Co II odiumschi cht von feiner 
grünlichgelber färbe überzogen und 
unmittelbar vor elen isochromatischen 
Platten angebracht wurde. Schon die 
ersten kurzen Expositionen lieieneii so 
lief ried inende Resultate, da;s an der 
Möglichkeit, bei langem Exponieren 
höchst feine Sterne zu erhalten, nicht 
mehr zu zweifeln war. Der tiriulg hat 
dies durchaus bestätigt. Wie l'roi. Georg 
E. Haie mitteilt 1 ), wurde am 9. August 

1 000 von II. Riteliee der Sternhaufen 
itu Herkules (Melier Nu. 11) mit 91) 
,\1 i n ute n Ex posit i o nsdauerau f genomm en. 
Das Original -Negativ zeigt nicht weniger 
als 3200 Sterne, darunter feine Doppel- 
sferne von weniger als 1 ■ Distanz. 
Prof. Haie giehl eine Kopie der Auf- 
nahme, wobei er bemerkt, dass auf 
dieser Kopie allerdings ein grosser 
Teil der lichtseh wachen Sterne, die auf 
dein Original n cg.iuv sichlhai sind, ver- 
loren gingen. Tafel lf ist eine Re- 
prnduktiim dieser Darstdhmg des Stern- 
haufens. Die schwächsten Sterne, welche 
da- nii,pnaliiega[iv eiidiil:, sind Id. 
Urosse, also so lichischwaeh , dass s:e 
direkt nur an den allergrößten Tele- 
skopen und unter den günstigsten Ver- 
hall russen gesehen werden konnten. Es 
ergiebl sich also, dass das oben be- 
schriebene einfache Verfahren genügt, 
um den 40-Zoller auch zu einem mach- 
tigen photographischen Instrumente zu 
i;v-lahe:i, sudaw also auch nach dieser 
Richtung hin Bedeutendes von dem 
grossen Refraktor zu erwarten igt 
Selbstverständlich ist das Verfahren auch 
bei kleineren Refraktoren anwendbar. 



Die Photographie im Dienste der Himmelskunde 
und die Aufgabe der Bergobservatorien. 

je den Lesern des Sirius be- Schneeher^e Propaganda v.u machen. 
Itannt ist, hat Dr. Karl KoslersiU /u diesem Zwecke hat er neuestens eine 
in Wien sich die rühmliche Aufgabe 
■je-lellt. für die Herstellung eines astro- \ 

liliYsikaliscbcn Observatoriums auf dem >j Ycrkc* OLisis-vasury, Ihillethi No. Ii. 



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- 36 - 

Schritt veröffentlicht, 1 ) in welcher er an und leicht mit bequemen Transpon- 
der Hand der Erfnli rinij; 4 -' 1 ' beriibmliT millcln /u erreichen, erhebt sich der 
Mi in nielsforsch er diu Wichtigkeit soIiIut Schiieebcrg in hoc Ii gebirgige Regionen, 
Hoch Observatorien im einzelnen nach- in welchen die Luft bereits von ausser- 
weist. Zuletzt hat Herr Dr. Kostersitz ordentlicher Durchsichtigkeit und Rein- 
audt veranlasst, dass sich der n.-ö. \ heil isl und zu astron om i sehen Bcnb- 
I aiklesaiisscliuss an eine Anzahl herviir- achllingeii geradezu einlüdet. Diegrosscn 
TiiKcmlfr Kichiisfinries- tvmuflc. von denen Ühclstände, welche meist auf solchen 
viele auf Bergobservatorien selbst Er- Stationen das gewöhnliche und wissen- 
iuhrmigi'u gesammelt haben, und sie schaftliche Lehen beschweren und an 
mit ihre Ansicht ersuchte. Im Interesse die Beobachter auf die Dauer Ansprüche 
der Förderung der Angelegenheit möge der Genügsamkeit stellen, die kaum zu 
ans diesen < iiii.tcliteii einige-! liier feine erfilllcn sein dürften, erscheinen hier 
Stelle finden. . überaus gemildert, ja ihnen scheint 




So schreibt der Vorsitzende der 
Astronomischen Gesellschaft, Herr Prof. 
Dr. Seeliger: -Bei dem von Herrn 
Dr. Kostersitz ins Auge gefassten 
Schneeberg liefen die Verhältnisse so 
günstig, wie selten wo. In der 
Nähe der Hauptstadt des Landes, in 
welcher nebst allen wissenschaftlichen 
Ik-sirchurigeri auch die Astronomie die 
kräftigste Förderung erfährt und wo 
zwei schöne Sternwarten verdienstvoll 
arbeiten, gelegen, von dieser aus schnell 



Min. 



ganz vorgebeugt werden zu können, 
wenn die von Herrn Professor Weiss 
angeregten Gedanken zur Ausführung 
gebracht werden. Darnach wären -an 
dem Observatorium nicht eine Anzahl 
von Astronomen auf Lebenszeit anzu- 
stellen, sondern es wären Beobachter 
auf dasselbe nur immer temporar zur 
Ausführung bestimmter Arbeiten zu 
senden'. Auch der weitere Vorschlag, 
das Schnccbcrg- Observatorium sei zu 
einer Art internationaler Institution zu 
gestalten, scheint dem Unterzeichneten 
überaus beachtenswert,- 

fierr Prof. Kcclcr schrieb vom Mt 



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— 37 — 

• Meinediesbezüglichen Erfahrungen 1 wo seine ganze Lc i i ngsfä 1 1 igk ti ( zur 
habe ich allerdings hauptsächlich hier (ielmng kommen kann, 
gesammelt, jedoch habe ich auch Zwei voneinander fast unabhängige 
Beobachtung« aui dem Gipfel des Faktoren sind In den atmosphärisch«." 
Mount Whilny (4540 m) in Süd- Bedingongen enthalten und sollten bei 
Kalifornien und aui dem Pike's Peak der Wahl einer Önlichkeit für ein Ob- 
in den Felscuficbirgcn Colorados ange- servatorium gesucht werden. Diese 
i!ei:t Allen A-lror.onen ist die Thatsachr 1 akiiiirn -.ind dir Klarhri! des Himmels 
bekannt, dass dir praktische Leistung*- und eine genaue Definition oder ein 
fahigkeil eines Teleskops einerseits > gute Sehen« (gnod seeing). Ihre 
lOn den icwciligrn atmosphärischen W.ehr.gkcil variiert |C isarh drn ver- 
VtrhjlinKsen. anderseits von der schiedenrn Artrn astronomischer Beob- 
Grösse und Beschallrnhrit des Instru- achtungen, 

menles abhängt Aber vielleicht bloss | Für die gewöhnliche Arbeit eines 



diejenigen, welche auf hohrn Bergen 
unter Voraussetzungen, wie sie aui dem 
Mount Hamilton während der Sommer- 
monate- vorherrschen, Beobachtungen 
angestellt haben, dürften eine wirklich 
klare Vorstellung von dein enormen 
Vorteil haben, den eine wahrhaft günstige 
Ii..- bietet. Bei der beständig 
zunehmenden Grosse unserer modernen 
Teleskope wird dieser Vorteil immer 
grösser und die Notwendigkeit, eine 
geeignete Örtlichkeit /u wählen, immer 
grUrterischer, Ein grosses Teleskop 
hat zwar, wie ich glaube, selbst unier 
den ungünstigsten Umständen noch 
immer einige Vorteile gegenüber einem 
Ideinen, aber der Vorteil muss sehr be- 
trachtlich sein, um die weil bedeutenderen 
Ansrhatfungsfcostcn eines grossen Instru- 
mentes zu rechtfertigen, welches da- 
her nur dort aufgestellt werden sollte, 



grossen Teleskops (Messung kleiner Sa- 
llelliten. rngr Doppclsteroe etc.) ist ein 
I gutta Sehen unbedingt erforderlich, 
I für Benbachtungen an Meridian- 
I kreisen ist ein gutes Sehen vielleicht 
weniger unrrlässlich. da die Wirkungen 
zufälliger Verschiebungen von Sinn- 
bildern, weichediel - olge unregcl massiger 
Luftströmungen Sind, »um Teile durch 
dir Methode der Beobachtungen eli- 
miniert wrrdrn. Gewiss ist jedoch auch 
für diese Arbeiten ein gutes Sehen in 
huhem Uradc wünschenswert Für 
die Himmels- Photographie ist die Klar- 
lii-it der wi.-hlignr Laktor Die Wirkung 
schlechten Sehens besteht darin, dass 
die Sternbilder vergrössrrt oder kleiig 
erscheinen, und du- Schwierigkeit il.-i 
genauen l'Ghrong des Teleskops durch 
Hand und Auge erhöbt ist 

Für Kometen auf su eh ung ist die Klar- 



Olgiiirad üy Google 



heit wesentlich, die genaue Definition 
von geringerer WioJiiiVndr. fr' in :-p:.-- 
truskopische Arbeiten isl das gute Sehen 
von sehr grosser Bedeutung, wenn die 
Beobachtungen mit dem Auge gemacht 
werden. Wenn photographische Me- 
thoden mit einem Snalbneklroskop zur 
Anwendung kommen, ist die Schärfe 
der Phntogramme fast unabhängig von 
nimiiaphiii-isdicti Störungen; da jedoch 
durch deren Fluktuationen, wenn das 
Sehen schlecht ist, ein Sternbild be- 
ständig dem Spalte entrückt wird, so 
ist dann eine viel längere Exposition 



Lange Zeitspannen von nebligem, nassem 
und Küfmischem Wetter kommen 
während der Winlermonale vnr, oh- 
schon such In dieser Jahreszeit luwelten 
ein Beobachte ngswetter herrscht, das 
ein gutes Sehen ermöglicht. Im allge- 
meinen kann man sogen, •* • etwa 
200 Nachte in jedem Jahre für Beob- 
achtungen geeignet sind. Winde in 
hohen l.u fisch irhlen «md für gutes 
Sehen fast ausnahmslos verderblich und 
aut jeden hall sehr unerwünscht. Auf 
dem Mounl Hamilton kommen sie 
ha uiilsächlirh während des nassen Winter 



fr- -rjE K jj> 3 



Mg : 

erforderlich. Die Delinitinn des Photo- u 
gmmmswitdaudi auf cineindirck'c Weise 
durch Temperaturveranderungen etc. be- 
einträchtigt, was wieder in grösserem 
Masse hei längerer Dauer der Exposition 
vorkommen kann. Wenn Photogramme 
mit (JhjfkiivpTi'mcn angeterligt werden, 
wird die Stärke der Spcktralllnlen direkt 
durch atmosphärische Störungen be- 
einflussL 

Von beiden ohgenannten üesichls- 
punkten aus sind während eines be- 
trächtlichen Teiles des Jahres die Be- 
dingungen auf dem Mount Hamilton 
bd Niehl gut Hei Tag |cdoch 
Sehen fast unverändert schlecht, sodass 
Snnnnenhenhachlungcn vnn Bedeutung 
hier nicht angestellt werden können. 



wetters vor Starke laufälle in hellen 
Nächten sind sehr störend, be- 
sonders in Killen , wo ein Spiegeltele- 
skop benOtzl wtrtl liier Immmcn ste 
nur seilen vor und im Summer Riebt 
es keinen Tau. 

Ein Berg sollte nicht zu hoch sein, 
wenn er aU Standort für ein perma- 
nentes Observatorium dienen soll. Er 
niiiss lugänglich sein und die Bequem- 
lichkeit der Beobachter muss wohl in 
hVtracht gebogen weiden. Viele, viel- 
leicht die meisten Personen, konnten 
in einer Höhe vnn 4000 m nicht lange 
verbleiben und durtselbsl eine Arbeit 
fordern. Meiner Meinung nach sollte 
ein grosses Observait 



hüliei 



l*ge 



2OO0 i 



I.IV 



Olgiiirod üy Google 



— 3Q — 

»erden. Soweit ich nach einer mir Peak i; 1 fti-hen yi-iMihTilirh schlecht 

Jurch Herrn Dr. Knstersit; freundlichst Es war schlecht auf dem Mnunt Whitny 

/ug«ende!cn Flugschrift urteilen kann, im Snmmer 1881, obwohl der Mimniel 

besitzt der Schneeberg hei Wien rn- von dcn'olvnilincr Färlv.ing der relnsle 

mindest einige der charaklerisli sehen war. den ich je gesehen habe. Keiner 

ZQge, welche tür die Örtliche Anlage efnes dies« Berge war zur Zelt meines Be- 

(>tiM-rv-j;m u;ns « unacl:en,wirt sind, suchis von Thalnebeln umlagert; di^ 

Es scheint, da« du- Wolken, welche aber diese Nebel kemeswegs weseiitln Ii 

häuhg das umliegende Lind bedecken, für ein gutes Sehen au* Heiv«;nui"i 

gcwnhnlirh den ü'ple! de? Herges nicht sind, wird durch die TUatsache bewiesen, 

erreiciien. 1,'nter ähnlichen Bedingungen Mass unter <len hislen Nächten auf dem 

wird das brsle Sehen auf dem I Ick- Muunl Hamilton viele waren, wo das 

Observatorium erreicht, und gleiche l.'r- umhegende land vollständig hell war. 

Sachen bringen aurh yV.rhe Wirkungen Meine Erfahrungen mit dem Cross- 




hervor. Die Klarheit des Himmels mag 
daher als gegeben hetrachlcl werden, 
und Winde in hohen Luftschichten 
dürften wahrscheinlich nicht häufiger 
vorkommen, als aul Bergen an anderen 
Orten 

Nach meiner Meinung würde es gut 
sein, das Sehen auf diesem Berge zu 
erproben, bevor man ihn als örthehkeit 
fOr ein permanentes Observatorium 
wählt, und zwar indem man eine einiger- 
massen ausgedehnte Reihe von Beob- 
achtungen (etwa von engen Doppel- 
sternen) miltels eines Teleskops anslellt, 
das eine Mvhi. min achi/üllige Oflnuiig 
besitzt. Während aui dein Schneeberg 
die Bedingungen diesfalls günstig zu 
sein scheinen, ist es gewiss, dass nicht 
alle Berge passende <">rtli einteilen für 
Observatorien sind. Auf dem Pike's 



ley-Reflelrtor des Lick- Observatoriums 
haben mich überzeugt, dass das Spiegel- 
teleskop ein sehr leistinijisfiiliigts In- 
strument für astro- physikalische Fnrfdi- 
ungen sei, und wenn das Klima auf 
dem Schneeberg nicht zu feucht ist, 
würde ich geneigt sein, anzuempfehlen, 
in den Plan zu dem proponicrieii Ob- 
S^ieyulteleskop v< 



idet 



Teleskop 

fältig montiert werden, als ein grosser 
Refraktor, wenn die besten Resultate 
mit demselhen crrelchl werden solleo. 
Regel sind grosse Reflektoren 



,.it 1.11:1 



c;„,.,l n 



l Betreff « 



Ac-kun 



Ihr Ausschuss hinsichtlich des l.ck- 
Observatoriums und seiner Ausrüstung 
clwa noch wünschen könnte, erlaube 



Oi-giiL=fKl Google 



ich mir auf Bant] I der >Puhl;cations ' stand, ins Auge geiassl hattr: aber die 
uf the Lick-Obscrvatoryt und auf riielweile fnlfemung de- Observatoriums 
■Publicatinn oi Ute Asuunomieal Sodety ■ von den grossen Centren wlssenschaf t- 
iif Ulf Pacific« zu verweisen, beide lieber 1 hät gkeil und selbst von giiisseren 
weiden zweifelsohne in einer der Stadien unseres eigenen l.andes hat alle 
öffentlichen Bibliotheken Wiens vorzii' Forschet mit Ausnahme einiger weniger 
linden sein, abgehalten, von da ihnen gebotenen 

Bezüglich der laufenden Auslagen Gelegenheit Nutten zu ziehen. Füt 
kann ich angeben, dass das jährliche das Schneeberß-Observatonuni würde 
Budget des l.ick-Ohsetvaioriiims tilr das diese Schwtertgketl nicht bestehen, und 
lel/te Verwaftungsjahr S Tl.'i'iQ betrug, es durfte daher der Vorschlag des Herrn 
wovun « 21.830 auf Gehalte und »ftfiOU Professor Weiss e:ncn der wichtigsten 
auf trhaltung entfiel en. Der astro- Zweige nulzb ringen der Wirksamkeil 
nomische Stab besteht aus dem Direktor dieses Observatoriums betreffen, • 




Rg. S. 



(f 4000), drei Astronomen (*' 2400 bis 
2200), drei Assistenten (»' 1200) und drei 
Gehilfen (Ä 600). Die anderen Ange- 
stellten sind: ein Maschinist, ein Werk- 
meister, ein Mechaniker, ein Zimmer- 
mann, ein Pfortner und zwei Handlanger. 
Hiuser oder Wohnungen werden den 
Beamten und den sonstigen Angestellten 
frei beigestellt. 

Im \arhwnite der Flugschrift dt* 
Herrn l>, Kostersitz schlagt Herr Prof. 
Weiss njr. die Instrumente des Obser- 
vatoriums auf dem Schneeberg hervor- 
ragenden Astronomen, welche spe/irllr 
1 orschungen anzunellcn wünschen, zur 
Verfügung zu stellen. Dies ist ein 
Plan, den auch mein Vorginger, Herr 
Prof. Holden, zur Zeit, als das Uck- 
Observatonum unter sein« Direktion 



Herr Dr. Kostersitz hat den Wiener 
Architekten August Fessler veranlasst, 
provisorische Pläne für ein astrophysi- 
kalisches Observatorium auf dem Schnee- 
berge auszuarbeiten. Wir sind in der 
angenehmen Lage, von diesen Entwürfen 
Rqii'iiHil'tiiiuen an dieser Stelle vor- 
zuführen. Fig. ! zeigt den Entwurf 
der Hauptfassade, die big. 2 und 3 zeigen 
Langen schnitte, die big. 4 gieht eine 
Ansicht der Hauptfassade, Fig. 5 die 
Darstellung emes AlhXIMttvprojeldtS 
unter der Annahme einet detachierten 
Anl.igr in-: nminr ( ieb.iude. 

Hoffen wir, dass das schöne Projekt, 
für dessen Realisierung Herr Dr. Kostersitz 
«ai warm und umsichtig eingetreten ist 
sieh in absehbarer Zeit verwirkliche' 



Digimed Dy (Jooglc 



Vermischte Nachrichten. 



Neue Planeten. Auf der Stern- 
warte Iv'miüsluhl ht-i ! kidelberg wurden 
von Prof. M. Wolf pliotogniplii^h zwei 



1 lattplstiVk il 

ein kleineres i 



^Dieser 



Beobachtungen des Planeten 
Merkur hat J. Comas Sola auf seinem 
l'iiviiinbservalorium zu Barcelona an- 
gestellt und zwar in den Monaten juni 
und Juli 1»00 als der Planet in mög- 
lichst günstiger Entfernung von der 
Simiii' stand 1 ). Er kummt zu dem Er- 
geh nisse.^dass die geeignetste Gelcgen- 

die Zeit kurz nach L. " r 1 1 1 l; : l 1 1 ll der Smiric 
sei. Am hellen Tage stehe der Planet aller- 
dings höher über dem Horizont und die 
Bilder desselben im Fernrohre seien 
ruhiger, ihgcnen erscheine die Sichel 
des I 'l,m den auf dem hellen Hinter- 
gründe des Himmel; so lichtschwach, 



hoben worden ist. Die ganze Struktur 
des Alleijansteins kann nur erklärt wer- 
den, wenn man ihn als ein Agglomerat 
von Chondrcn in einer zertrümmerten 
Grundmasse aulfasst, für welche das 
Material gewonnen wurde aus dem 



ist es nach Comas Sola auch erfurder- 
lidi, ilarkeVi.'iyi 'i^i.'ruiiHL'n beim Merkur 
anzuwenden. Er behauptet ferner, dass 
dieser Planet dunkle und helle Hecke 
zeicv.ilic vielleichi leichtern:! sehen seien, 
als die Flecke des Mars. Abgesehen 



chkeit 



umgek 



ii Chondre 
fehlt in der Orundmasse. Die Rinde des , i 
Meteoriten zeigt auch, dass beim schnellen | i 
Kristallisieren dieser Masse sich nicht I ! 
Sphärulite bilden, sondern Krystallitc in j i 
einer glasigen Masse, ganz wie in irdi- 
schen (lesteilten. Die Chmulren können I i 
wohl durch plötzliches Erstarren ge- I 
schmolzcner Magmatropf en entstanden 1 



Färbungen der Hecke hei beiden 
e:en ähnlich seien; die dunklen 
lieh::™i. die helle Region orange- 
eu (zum Teil vielleicht als Wirb.im 
I rL::il:;i.-[iluie; Limi i H 1 1 - I ihrm/um 
■ die jiclielspit/e hell weiss. Die 
Hiebe l'nlitrkalijtte des Merkur er- 
;n dem lieiibaehler in liarcelinin 
iso hell leuchtend wie die des Mars 
auch gleich dieser von einem 
kk nl^Kdeiim-ehen. Die Sdnvici- 



'1 l'r.K-ieairi-.W.Ls!!. Ae.ni. ■ ,] Schnei:.. 
10 [I, p. 41. 

Sirius l'.Hll. Heft 2. 



hältnisse haben auch zur Folge, dass 
'I Bull. Soe. Astrcu. de France 1900, 



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alle Zd ch innigen, welche man von dem 
Planeten entwirf!, eine zu geringe Ge- 
nauigkeit haben, als dass man daraus 
mit voller Bestimmtheit über die Ro- 
tationsdauer desselben schliessen könnte. 
Niclits<lesl[)wciiif.vi- glaubt Chinas Suis, 
.hss. seiüe Zeichnungen /u «misten 
einer kurzen Rotalionsdaucr des Merkur 
sprechen, vergleichbar derjenigen der 
Erde. Er will sich zwar nicht mit Be- 
stimmtheit über diesen Punkt auslassen, 
aber der Eindruck, den er aus seinen 
Beobachtungen erhalten habe, gehe dahin. 
Am meisten tür eine kurze Rotations» 
dauer sprechen Beobachtungen am 2. Juli. 
Der Durchmesser der Sichel, als welche 
Merkur sich darstellt, betrug damals 
7.8" und Comas Sola wandte die un- 
gewöhnlich starke Vcvgrös-scnini; von 
500fach an. 



i völlig 



; Ree 



nördliche 

erstreck!™ sich als unbestimmt hegren/te 
dunkle Konturen von der Lichtgrenze 
gegen das Innere Inn und muscdin.ssti) 
diu hdlweisse Kordspit/.e des Planeten. 
Um 7 h 35 "i erschienen die Flecke gegen 
West verschoben; um 8h war das Bild 
des Planeten nicht mehr so fein, aber 
eine Zeichnimg bestätigte den Ein- ' 
druck, dass der Planet während der 
verflossenen zwei Stunden sich merk- 
lich gedreht habe. 

Bekanntlich ist Prot. Schianaiclli tu 
dem Ergebnis gekommen, dass der' 
Planet Merkur keine rasche Rotation 
besitzt, sondern der Sonne stets die 
nämliche Seite zuwendet. 

Die Beobachtungen über den 
Sternschnuppenfall der Leoniden im 
November 1900 wurden von Prof. 
Janssen in Paris zusammengestellt. Auch 
die weiteren Nachrichten haben au der 
Tlui-.idu- nidns geändert, da^s der er- 
wartete Meteorfall auch diesmal beinahe 
gan/lidi ausgeblieben ist. In Berlin, 
Moskau, Odessa, Strassburg, Brüssel, 
Kom. Madrid, Bordeau*. Toulouse, wo 
überall eifrig nach tum Sternbild des 
i iiwcu in den Nächten vom 1 :i. bis 
:/. November ausgeschaut wurde, ist 



die Beobachtung durch i 
bedeckten Himmel verhindert gi 
In Lyon wurde tro-z zeilweise schönen 
Wetters eben falls nichts von den Leoniden 
bemerkt. Auf der Sternwarte in Nizza 
sah man nur vereinzelte Meteore, in 
San Jose (Kalifornien! 20 Meteore auf 
die Stunde am 13. November, Die zum 
Zwecke der Beobachtung von Paris auf- 
geladenen Ballons haben ebensowenig 
etwas ausrichten körnten, ts lasst sich 
>choit jetzt übersehen, dass die Er- 
scheinung überall fast gleich Null ge- 
wesen is:, und es ersieht sich daraus 
der Schluss, dass der Meteorschwarm, 
der in den Jahren 1799, 1833 und 1866 
— im letztgenannten Jahre schon etwas 
abgeschwächt ■ einen grossartigen 
Steinsdiiinppciifall geliefert ha(. seildcm 
derartige Störungen in seiner Bahn er- 
litten hat, dass er die Erdatmosphäre 

Das stimmt mit den Rechnungen 
von Dr. Stoney und Dr. Downing, ge- 
mäss welchen die Habit der Lerinidclt- 
Meleore die Ebene der Erdbahn gegen- 
wärtig in einem P.ntkle schneidet, der 
1 600000 engl. Meilen näher der Sonne 
liegt als der nächste Punkt der Erdbahn. 
Schon Le Verrier hatte 1867 die Mög- 
lichkeit ins Auge gefasst, dass infolge 
einer durch planclarisclic. Störungen 
verursachten Veränderung der Perihel- 
d:-taii/ l l[TB:i , :]|i l lic-es.\lcte'irscliwainics, 
die Erscheinung des bei reifen den Stern- 
schnuppen fall es für die F.rdc plötzlich 
aufhören könnte, doch Iiielt er dieses 
ynnächsl nicht für -ehr wahrscheinlich. 

Die Strahlenbrechung auf der 
Sonne. Wie den Lesern des -Sirius- 
bekannt ist') hat Prof. Dr. A. Schmidt 
in Stuttgart zuerst den wichtigen 
hänfluss erkannt und nachgewiesen, 
den die Sir.dilcnbrcchnng in der Sonne 
selbst auf den Lani der Strahlen, welche 
unser Auge erreichen und die Gestalten, 
die sich uns damit darbieten, ausübt 
Es kann hiernach keinem Zweifel unter- 
liegen, dass jede Sonnentheorie auf die 

■) Vcnjl. Sirius 1892, S. 73, 1895, S. 97, 
1899, S. m. 



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— 43 — 

Strahlenbrechung in der Souncnatino- jitliu* nun auf Lrsdicmungen in der 

Sphäre Rücksidit iidimeu simss. Einen Umgebung der Suunenscheibe an, und 

Beilrag /u dieser Frage lieferte neuer- findet, dass sie völlig ausreicht, um die 

dings W. H. Julius in Utrecht") indem Hauptcharakterc im Aussehen der Linien 

er den Einfluss anomaler Dispersion der Chromosphäre völlig zu erklären. 

derLichtstrahlenauf gewisseam Sonnen- i Diese Linien sind an ihrer Basis ge- 

obaclitete Lrsdiciumigei) nrUcrsucht« zu, namentlich die Wasserstoff I in ien der 

und nachwies, dass diesdhen in der (Jrirt>:injE]>f<LirL-. Diese eigentümliche 

That als Folgen anomaler Dispersion QcsLilt der Chromtispluroulinicii ist 

des Lichtes bclrachtet werden können, ireilidi auch, wie es gewöhnlich ge- 

üewi-SLvonJuliLLsnähcrbesehridjcne schidit, zu erklären aus :1er Annahme, 

Versuche mit gelbem Natrium lichte dass sieb in der Chromosphäre intensiv 

(dessen Spektrum haupisäelil idi ans iUn strahlende Gase und Metalldämpfe be- 

beiden Linien D, und D,, besieht) führten fänden, deren Dichte nahe an der Photo- 

ihn /II folgendem Schlipse: Sphäre sehr bedeutend wäre uttd nach 

1. Wenn Licht, von einer Quelle aussen hin sehnet I abnähme Das be- 
mit kontinuierlichem Spektrum her- obachtete Licht würde alsdann aus- 
rührend. einen Raum diircbfc'zl. in dem schliesslich von diesen leuchtenden 
Natrinmdampi unglddunässig verteilt i lämpi'eu her rühren. DflS neue Er- 
ist, so weiden die Strahlen in der Um- klärungsprimip des Chromosphären- 
gebung der D-Linien in weit stärkerem lichtes sdiüe—l rjtin freilich die Au- 
Masse als alle Illingen ihre Richtung nalmie, es entspringe thats.idllid) teil- 
ändern. Vnr allem bezieht sieh das weise der Eigenstrahhmg glühende; 
auf solche Lichfarten, deren Wellen- Oase, keinesfalls aus; Julius heiiaupkl 
länge denen von D, und D, so nahe nur, dass es sich in den meisten Fällen 
ist, dass dieselben von dem Natrium- als abgelenktes Photosphären Ii cht auf- 
lichte kaum zu unterscheiden sind, fassen lässt. Eine nähere Zusammen- 
Sch wach leuchten dem. vom weissen Lichte Stellung der verschiedenen Sonnenphäno- 
dner starken l.iudle durch-h-ahlteni Na- mciie oiuss entscheiden, welche hr- 
üi.KiHiampf kann also in schiefer Richtung klärung uns das beste OesamtbilrJ 

der liidflui-g de- einfallenden Strahlen) ! Itters sagt er weiter, ■ erscheinen 

ein ziemlich intensives Licht zu ent- die Chmmosphärenlinten in sonder- 

springen scheinen, d;is ileiu \'airr.lin- barer Oestalt, mit Verdickungen, Ästen, 

lieht lauschend ähnlich ist und dennodi ISiisdteln, abgelösten Teilen u. s. iv, 

in der fremden Quelle seinen Ur- Iiis jelzt hat man dies mir nach dem 

sprung haL Doppleis'chen Prinzip zu erklären ge- 

2. Untersucht man das Licht, das wusst, also durch die Voraussetzung, 
den mii Natruimitampi erfüllten Raum die strahlenden tiase nähern oder eut- 
nahezu geradlinig durchsetzt, spektro- fernen sich mit ungeheuren Schnellig- 
skn]iisdi, so kann der fall eintreten, keilen, bis über 200 km in der Sekunde, 
dass die Ahsenntiotisünien stark ver- Wie von den Astronomen allgemein 
breitert erscheinen infolge des Um- anerkannt wird, stiisst man mit dieser 
Standes, dass das dahin gehörige Licht Erklärung aut viele grosse Schwierig- 
für dei: grössien Teil seitwärts abge- keilen, auf die \\ ir hiei uidil nähe: ein. - 
lenkt wird und also den Spalt des zugehen brauchen. 

Spektroskops nicht erreicht Neben dem Doppler'schen Prinzip 

Dieerste dieser Folgerungen wendet kennen wir jetzt in dem der anomalen 
i Dispersion ein anderes anführen, das 

2) Astron. Nachr. No. 3672. gleichfalls einem Oase die Fähigkeit 



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beilegt, uns unter gewissen Umständen 
Liduzugcltcti zu lassen, das von den für 
diesen Stoff cliai alt ieris tischen Slralikri- 
arter. in der Wi'lli'iiliiiijiL* :i[nvi.'k-h1. 

In einiger Entfernung über dem 
Sonnenrande befinde sich z. B. Wasser- 
stoff von an verschiedenen Stellen sehr 
ungleicher Dichtigkeit. Derselbe wird 
alsdann nicht bloss sein eigenes Licht 
ausstrahlen, sondern auch stellenweise 
Photosphären licht von benachbarten 
Weilen him:en n.uh der Erde hinbiegen. 
Im Spektrum zeirrt sich dies selbstver- 
ständlich als Auswüchse oder Ver- 
zweigungen iIit \V , ii--L-i>(:jii!ini l 'ii mlcr 
als isolierte Lichtflecken in deren Nähe. 
Diese Erschein utn:<.'u wird man insonder- 
heit erwarten können, wenn der Spalt 
auf Protuberanzen, wo heftige Beweg- 
ungen stattfinden, und also auch wohl 
bedeutende Dichtigkeitsdifferenzen vor- 
kommen, eingestellt worden ist 

( !bgleleh mm unii:rr neue i : i ■ k 1 lj i- l i : i lt 
dieser Unregelmässigkeiten im Spektrum 
gleichfalls auf der Voraussetzung be- 
ruht . da« mit denselben het'ti;;<- Be- 
wegungen in der SmmeuatuKisiiliare 
vcrhutuk'ii seien, so brauchen wir den- 
noch • .ff i-nhar diciiugclictircti ni.-schwiii- 
d iL; keilen, welche die Erklärung nach 
Dopplers [ 'rill ;i[)eriünlem würde, keiries- 



herrühren — ein anderer, wahrschein- 
lich sehr bedeutender Teil ist als ge- 
brochenes Pluilosphärcnlichl zu deuten. 

Lassen wir momentan die eigene 
Strahlung der Oase in der Sonnen- 
atmosphäre ausser Betracht, so werden 
hei radialer Lage des Spalles diejenige!: 
Cliriiiuinphäreiilitiieu am längsten und 
am hellsten sein, die den Absorptions- 
linien, für welche die Erscheinung der 



zu kühn ist — das: auch die Linien 
dc-s W'asicrslufis iukI der .linieren Cliro- 
inosp härengase ähnliche individuelle 
Unterschiede darbieten, so wissen wir 
gleich, weshalb im Chromosphnreu- 
Spektrum einige Unten eines Elementes 
lang, andere kurz sind, und weshalb 
daselbst die Intcnsiliiten der Linien eines 
nämlichen Elementes sich oft so durch- 
aus anders zu einander verhalten als im 
Emissionsspektrum oder im Fraunhofer- 
sehen Absorptionsspektrum. Freilich 
wird man die anomale Dispersion einer 
A 1 1 zal 1 1 S u hsta n ze n grü ti d 1 ich u n tersuc Ii eu 
müssen, um bestimmen zu können, in- 
'.vicicru unser-.' llelraclLtung im Winnie 
sei, die schon bekannten oder noch auf- 
zufindend™ Lhi/cllidlen im Chromo- 
=phareii;pektii!ni tu deuten. So wird 
es sich z. Li. zeigen müssen, ob jene 
Elemente, deren Linien im Chromo- 
hervortreten, 



■t Thai hi 



Mrkc ai 



nervo 



ie Fähig 



wendet Julius auf die Sonnenflecke an. 
Im Spektrum derselben zeigen sich be- 
kamiücli viele Irniuiholcr'schc Linien 
stark verbreitet. Man hat dies bis jetzt 
aii^elilu'sslk-h der Anwesenheit ver- 
dichteter, absorbierender Oase zuge- 
schrieben. Indem sich Julius auf den 
Sklndptinld der ScliniKlfselK-n Sonnen- 
theorie stellt, kommt er zu dem Resul- 

aiimmilc Dispersion erlitten haben, im 
rU-ckeiispd-artim teilweise idilcu niii-seu 
und eben dadurch die Fraunhofer' sehen 
Linien verbreitert erscheinen. 

Fernrohre für Freunde der 
Himmelsbeobaehtunf-. Aus dem 
Leserkreise des Sirius, sind mir mehrere 
grössere und kleinere, sehr gut erhaltene 
Fernrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Htmmels- 
hcobicbiuiig, welche die Anschaffung 
eines solchen Instrumentes beabsichtigen 



Astronomischer Kalender für den Monat 
April 1901. 



Wahrer Berliner Mittag. 



Mittlerer Berliner Mittag. 



Planck 11 Konstellationen 1901. 



Vircinis in Koni, in Rektas 
■- Quadratur mit der 
■ in Rektasc. 



Monde. Bedeckung. 
. .ini.!iun in Tii-k t.i -.L-L-iiSii -n mil dein Monde. 
1 : u 1 : ~: E : . 1 n in Ri'k^.'Ctn-in-i mit dem Monde 
njunktion in Rcttasccnsion mit dem Monde. 
ilK:itli<i-i i:i Ntiü.-iiULTiä^iV] mit dem Monde. 
■ ssiu tihlliuliLT lii'liiiijL'l-iriSL'ller Breite, 
iiiiklinn in liektasL-oiifiini mit dem Monde. 



Planeten • Ephemeridci 

:r Mittag. 



_ . - 2 31 sfl-3 ■ 

71S + 0 24 fl-5 : 

B'BS 3 46 33'4 1 

S-84 + 73031'S 1 



11 38 II 3 ■ 
11-34 +13 4B39-3 ! 



Jupiter. 



.Miltk-rcr Ikrlinür Mittag. 



Letzt« Viertel, 
i Neumond. 
■ Erstes Viertel. 



Stembed eckungen durch den Mond für Berlin 1900. 

Moisling | Sttra OrflMC mitüer "zeit mlMere'zcH 




Lage und Grösse des Saturnrin ges (nach Bessel). 
April 21. Grosse Achse der FiinRcIlipse: 3H-40"; kleine Achse: I£'6Ü". 

Eriiöhungswinkel der Erde über der Rlngebene: 21' 4' nSrdl. 
April 1«. Mittlere Schiele der Triplik 2ä' 27' 7-67" 

Scheinbare ... 28° BT' 2-78" 

Halbmesser der Sonne 15' 67-16" 

Parallaxe • ■ 8 78" 



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- 48 — 

Ersehe ImiQjfan der Jupltormondc. Die sämtlichen Ansahen über die Er- 
„iij-i ii ,1,-r J.ipitermonde lieriehen sich aul nii;il.-re 7.,-y. ,i,h Greenwich. Die 
Jilcii sind der !<ei1icn]o!ge ihn;!. Aistn:.!;. Vinn Jupiter nach mit I In; IV be- 
|,..|. Die i;..«,™ rh;ilie„ /ei.i'eil die Sie: v. M'-rnle!. teil Ikvii,; ;uil 

upiter IQr den v \ de Wiedererschdneni (tj. 



:u addien 

April 1. III. Tr. E. lBh sä». April 4. 1. Sh. I. Ifih 64». April B. I. Et D. 
n* im Mi, April fi. t. Tr. E. 14» 6C™. II. Tr. I. lfih 40». II. Sh. E. 16t 6!~. 
April 8. III. Sh. E. II» 36». III. Tr. I. 18" 63». April 12. I. Ec D. 
15t 6~ 8,. April 18. I. Tr. I. 14h Sl». 1. Sh. E. 16 h 31™. II. Sh. I. 16h«». i. 
Tr. E. lü» 18«. April 14. I. Oc R. 14h 6". IV. Oc R. 14 h April 15. II. Oc 

R. 16h 28». III. Sh. 1. 16" 42». April 19. IM. Oc R. 13» 63«. April 20. U Sh. t. 
16» 8". I. Tr. 1. 16» 32". April 21. 1. Oc. R. 16» 67». April 22. 1. Tr. E. 13h 
April 24. II. Tr. E. 12» IS». April 28. IM. Oc D. 14 » 37». April 28. l.Ee. 
D. 14»21»S-. April 29. I. Tr, 1. 15 h 40». |. S(l E. 1* " ]. Tr. E. I4>> S7-. 



Stellungen der Saturnmonde. (Erklärung S. 24.) 

Zeilen der üsiliriici: Elnngatinn im April Vi'.W . 

TethjE. April 1. 23-8»; April 3. 21-1»; April 5. IM»; April 7. 158»; 
April 9. 131h; April II, 10-4»; April is. 77»; April 16. 60»; April 17. M»; 
April 18. 23'0»; April 20. 2B9»; April 23. IM»; April 94. li'«h; April 3«. IM»; 
April SB. 10-2 April 30. 7'6», 

Dlone. April 3. nah; April 6. «'S»; April 9. OS»; April 11. 18-0»; April H. 
11.7''; April 17. reih, April Iii. S:ln»; April SS. Ili'7»; April Sä. IUI; April »S. 
4'1»; April 3«. 21-8». 

Rhea. April 4. 101=>; April fl. 7'fl»; April 13. 2tj'ii»; April 18. B-<h; 
April 11, l!f|-<! '■ ; April --. a-3'~. 

Titan. April 4. 71» W.; April 8. 6-3» S.; April 12. 3-8» E-; April 16. 
fi'4» |.j April SO. fl'6h W.; April 24, 42» S.; April 28. 2-4" E. 

lapetus. April 10. 2-4» E.; April 29. 9-8» I. 



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□Igmzad o» Google 




Die Mondlandschaft Theophilus und Umgebung 
nach der Photographie am lOzoll. Refraktor der Yerkcs -Stern warte vom 12. Okt. 1000 
van G. W. Rilchcy. 



Olgmzed Dy (Jooglc 



Band XXXIV. (1901.) 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Centralorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelskunde, 

Herausgegeben 



Jeden Monat 1 Heft — Jährlich 12 Mk. 
von EDUARD HEINRICH MAYER in Leipzig. 



1 Refraktor der V*rt«-& 



Photo graphische Aufnahmen am Himmel 
und besonders des Mondes mit dem 40zolligen Refraktor 
der Yerkes- Sternwarte. 



_ :r Grösse einer- ■ nun in einer Weise gelungen, welche 
■■üilf 1 1 luk! Ii- s; Iii ir/niilui Ifc-ull,dc, welche die kiihn.vii rrw,ivtim«i*ii übersteigt 
Keder mit dem Crossley- Reflektor er- mul dahd höchst einfach ist Im 
hatten hat, zeijjen in ü herrischen der November 1899 wurde im Labnniior iion 
Weise den grossen Wert der -islro- tler Vt-rkta-Stirrn warli: fi dt- An ^ii 1 1 1 il im [-.i.-:-. 
nnmisdieu l'hoinyr.inhirfiinkisStiuliiiiii |>hn|>:ualleier nhs|i];iiteu mit Collodium 
und die Ausmessungen schwieriger von fdnci grünlich gelber Färbung be- 
Himmel so bjekte. Es erschien daher mit strichen, und die Prüfung derselben am 
Recht von höchster Wichtigkeit , wenn Spektroskop ergab, dass dadurch d;iä 
irgend möglich, die -cvültiy,- optische bkuic Ende de, Spektrums völlig ab- 
Kraft des 40zolligen Yerkes- Refraktors, geschnitten war, während die grünen, 
der an und für sich nur für direkte gelben und roten Strahlen ohne merk- 
ilkubilie.dxiclitiiiigcu konstruier! ist, lidieVerminderimg ihrer Inlensitätditrch- 
auch für die photographitnii-ii Auf- gingen. Es wurde deshalb eine Anzahl' 
nahmen von astronomischen Objekten dieser !-amcti;chirme von verschiedener 



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Intensität mit grosser Sorgfalt hergestellt, 
um mittels eines besonders konstruierten 
] ras-t-rf in unmittelbarem Kontakt mit der 
sensitiven Schicht der photographischen 
Platte erhalten zu werden. Als Platten 

platten, die für gelbe Strahlen äusserst 
empfindlich bind, während ihre Empfind- 
lichkeit für Orange und Rot, sowie für 
Grün rasch abnimmt, dagegen für die 
. Spektrums wieder 



e Korn: 



tl durfte 



in iiezug auf Schärfe als sehr leistungs- 
fähig betrachtet werden, da nur eine 
kleine Region des Spektrums in Her- 
stellung des Bildes durch den Refraktor 
in Anspruch genommen wird und die 
andern Strahlen , welche mit diesen 
Spckiralsirahlen nicht im nämlichen 
Brennpunkte vereinigt werden, also die 

sind: dieblauen durch tli. ii rarhi-iischirm, 
die roten, orangufa-lK iu rt un.l dii.- iiiri-i™ 
grünen durch die Nichtcmpfindlichkeit 



Verhältnissen des Verkes- Refraktors 
praktisch so gut wie unmöglich. Des- 
halb ist hier die Einrichtung getroffen, 
dassder PlaHenträger im Gesichts feldedes 
Teleskopes durch Mikrometerschraube 
um minimale Beträge verschoben werden 
kann. Während das Auge des Be- 
obachters an lOOOlaclier VergrössiTiinj; 
eines Führungsnkulars darüber wacht, 
dass das Instrument stets auf denselben 
Punkt (Stern) des Himmelsgewölbes 
gerichtet bleibt, wird jede geringste 
Abweichung durch die Schrauben des 
l J kilumli iiLiirs, der mit dem Führungs- 
okular an demselben Rahmen befestigt 
ist, sogleich korrigiert. Nach Ritchey 
sind selbst bei besten Luitverhältnissen 
durchschnittlich pro Minute Exponierung 
wenigstens 00 Korrektionen der Platten- 
stellung erforderlich, um das Bild stets 
imverriitk! zu erhalten. Um die 1 m 



enblicl 



■achi,- 



r PlaU 



i Bai 



vorteilhaft und man durfte also von 
vornherein sehr scharfe Photographien 
bei verliallui-inassii; kurzer Exponierung 
am 4U Zoller erwarten. Wie jetzt Prof. 
GW. Ritehey im Einzelnen mitteilt, 1 ) haben 
sich diese Erwartungen bestätigt, ja sie sind 
übertreffen worden. Die benutzten 
farbigen Glasplatten haben eine Dicke von 
2.4 mm und bedecken im Brennpunkte 
des 40Zollers ein Gesichtsfeld von 
14 Quadratminuten einesgrössten Kreises. 
Die Bilder der Sterne sind bis zum 
Rande scharf, selbst unter starker Ver- 
grösserung. Bei den gewöhnlichen 
photographischen Sternaufnahmen ist es 
notwendig, die durch Uhrwerk bewirkte 
Bewegung des Fernrohres ununter- 
brochen zu überwachen und durch 
Nachbewegung zu korrigieren, um das 
Bild des aufzunehmenden Objektes 
völlig unverrückt auf derPlattezu halten. 
Ein solches Verfahren ist bei der Unge- 
heuern Gew ichtsmasse und den Grössen- 

') Astropliysical Journal XII, p.352. 



ist soj^r notwendig, 
sitz einen Augenblick 
wechselt. Es ist also wahrlich keine 
leichteund mühelose Aufgabe, am Yerkes- 
Refraktor Himmelsphotographicn auf- 
zunehmen. Die angewandte Methode 
ist mehreren Bedenken unterworfen, 
welche 



n einzelnen erwägt, 
» Praxis als hinfällig 



wendbarkeit der neuen Methode beweist 
die Aufnahme von äusserst dichten, 
ki^diiumi.!,-!! Sternhaufen. Einesolclier 
ist der Sternhaufen im Pegasus M 15. 
Er wurde 1900 Okt. 3 mit dreistündiger 
Exponierung aufgenommen. Der Luft- 
zustand während dieser Zeit war 
schwankend, anfangs massig gut, dann 
während 130 Mim 



iOMim 



schied 



Digiiizcd by Google 



Die Untersuchung des erhaltenen 
Negatives durch Prof. Bamard ergab, 
dass die sckwiielislen darauf bestimmt 
wahrnehmbaren Sterne so lichtschwadi 
sind als diejenigen, welche man unter 
den allerbesten atmosphärischen Ver- 
hältnissen am 40 Zoller mit blossem 
Auge überhaupt noch sehen kann. Ver- 
schiedene feine Doppelsterne des Stern- 
haufens von 16.5 und 17. Grösse und 
deren Abstand voneinander geringer 
als 1 " ist, zeigen sich auf dem Negativ 
scharf getrennt Eine Menge feiner 
Sterne die von dem diffusen 1 idile 
rings um das Celltrum des Haufens 
umbiilit werden, sind bedeutend Iciditer 
auf der Photographie als direkt am 
Fernrohre zu sehen. Gleiches gilf für 
ulk: anderen Nm.-dl „nniiren ShTuhauien 
und audi in dem balle feiner Sterne, 
die von Nebeligkeit umhüllt sind wie 
z. B. Bamards feinem D< jppe istern ,wdd Ka- 
dern I rapez im Orion vurans<j:clii. Dieser 
Doppelstern ist nach Bumham einer 
der schwierigsten am ganzen Himmel, 
völlig ungleich irgend einem anderen 
und das schwierigste Probeobjekt für 
den greifen l.iek ■ Refraktor. Dieser 
Doppelstmi \>t rinn am Jf) Zoller wieder- 
holt photograp liiert worden, selbst bei 
minder guten Lnftvcrhäl missen , mit 



graph i sehen Met hodeangewendet worden 
uiui iiti: geradezu grossartigem Erfolge. 
Prof. Ritchey glebt eine solche Auf- 
nahme, die auf unserer Tafel IV reprodu- 
ziert ist. Sie stellt die höchst interessante 
Mondlandschaft Theophihis dar und 
wurde am 12. Oktober 1900 aufge- 
nommen. Die volle Öffnung des 
10 /oIükcii Objektives wurde verwendet 
und die Dauer der Exposition betrug 
weniger als eine halbe Sekunde. Die 
Vergrössernng gegen das Originalnegativ 
ist etwa sedufadi. Diese Photographie 
ist nun das Beste, Schönste und Detail- 
lierteste, was bis jetzt von Mondphoto- 
,grapliie:i überhaupt erhalten wurde. Sic 
ist für den Kenner des .Mondes frenuUvu 
enl/iiekerid. rine -uldie Schälle und 
eine solche Menge von kleinen Details 
ist bis jetzt noch niemals photographisch 
vom Monde erhalten worden. Selbst 
die mit Recht bewunderten Pariser 
Motidphotographien müssen dahinter 
zurücktreten. Nur wer den Mond und 
die hier dargestellte Landschaft des- 
selben aus eigenen Beobachtungen genau 
kennt, kann den ganzen Wert dieser 



Photographie gebüi 



i. Diese 



selben s, 



i Burnham 
die Distanz beträgt 1.3°. 

Auf den Negativen des Sternhaufens 
im Herkules M 13 ist auch das Cenrrum 
des Haufens völlig aufgelöst und unter 
den besten Verhaltnissen würden Stern« 
16. Grosse mit Distanzen von weniger 
als I 1 deutlich getrennt erhalten. Aul 
einer Fläche von 10 Bogenminuten im 
Quadrat (etwa dem 70. Tdl der Fläche, 
welche die Mondscheibe am Himmel 
bedeckt) erscheinen nicht weniger als 
3200 Sterne in diesem Haufen. Auch 
auf den Mond ist der 40 Zoller der 
Verkes-Stern warte mit der neuen photo- 



Photographie übertrifft - 
Male — auch bezüglich des feinen 
Details die Mädler'sche Mondkarte, ja 
sie zeigt kleine Krater die auch in der 
grossen Mondkarte von Schmidt nicht 
enthalten sind. Sie lehn aber auch, wie 
genau und /iiverkissis; Schmidt in Bezug 
auf die Wiedergabe des feinen Details 
:n Beobachter 



velche nicht 



ein glänzendes Zeug 
Tode. Für diejen 

auf dem Monde orientiert sind, sei Be- 
merkt, dass der grosse Krater rechts 
unterhalb (nurdrisllicti) von der Mitte, der 
13.8 deutsche Meilen im Durchmesser 
haltende Theophihis ist. Er ist wahr- 
scheinlich d,i^ tiefste Kin.u'k'ebir.iie mit dem 
Monde, denn seine Wälle überragen das 
Innere des Kraters um 4800 m und der 
Boden des letzteren liegt bis zu 3300 m 
tiefer als die grosse Fläche links (Im 
Westen), das Marc Neetaris. Rechts oben 
grenzt unmittelbar an den Theophilus 



die Wallebene Cyrillus, deren Nord- 1 
Westwall vom Walle des Theophilus 
zerstör i ist. Ar. Cvnlhia scfiliesst sich 
südwärts die Wallehene Catliarina an, in 
deren innerem nördlichen Teile sich ein 
luciiriffcr llergring zeigt. Der mehr als 
halb tieschattete grosse, längliche Krater 
links (westlich) von Calharina, von 
letzterer durch eine Reihe kleinerer Krater 
im wilden Berglande getrennt, ist das 
Ringi:diir^,' flcaumout, um dem ans 
nordwärts eine IJodeiianschwellung zum 
Westwälle des Theophilus ziehL Etwas 
nordwestlich von diesem, nahe der Licht- 
grenze, sieht man den im Innern völlig 
schaltencrfü Ilten Krater .Midier. Wenn 
man das zahlreiche und feine Detail, 
welches die Photographie im Hügel laude 
nördlich von Theophilus ;eii;l, betrachtet, 
so erkennt man unschwer, dass es ganz 
unmöglich ist, diese Bodengestaltung 
durch koncctitioilcllc Sein afiicrcng nach 
Art unserer geographischen Karten, im 
Detail genau darzustellen. Auf dem 
Standpunkle der selenographischen 
Technik zur Zeit von Mädlerund Schmidt 
blieb freilich kaum etwas anderes übrig, 
aber nunmehr ist dieser Standpunkt 
überwunden. Dank der Ausbildung der 
Photographie. 

Fragt man aber nach den ferneren 
Aussichten der letzteren, so gewähren 



die Erfolge am 40 Voller der Yerkes- 
Stem warte die schönsten Hoffnungen. 
Der Nutzen von Objektiven mit grossen 
Brennweiten behufs plmtc^iaplu^eiicr 
Aufnahmen der Himmelskörper nach 
grosser Skala und mit erheblichem 
Trenn ungsvemiögen ist so augenfällig, 
dassderen Anwendung immer unabweis- 
barer wird. In Bezug auf dichte Slcm- 
hauten, ü(jp|)el Sterne, Detail der l'lancteti- 
oherflächeri ;nid besonder- ilcr .W.iuc- 
oherfläche steht der Erfolg augenschein- 
lich im Verhältnis der Länge der 
Brennweite des Objektives. In Be- 
rti ek sieht igimg dieses Um stand es ist 
daher in der Instrumenten Werkstatt des 
Yerkes ■ Observatoriums der Bau eines 
photograpllisehcn Spiele! -Teteskopes 
von 2 Fuss Spiegeld urchmesser und 
2tm f ; uss Brennweite in Angriff ge- 
nommen und bereits weit gefördert 
wurden. Natürlich kann ein solches 
Instrument nicht parallaktisch beweg- 
bar aufgestellt werden, sondern wird 
als feststehendes Fernrohr montiert, wie 
das Instrument der Pariser Weifaus- 
Stellung. Man darf von seinen Leist- 
ungen, besonders nach den Erfahrungen, 
welche Keeler mit dem grossen Crossley- 
Reflektor gemacht hat, das Höchste er- 
warten. Dr. Klein. 



Neue Untersuchungen über den Durchmesser der Venus. 



Messungen, entsprechend dem unvoll- bessere Üheremstimimm,:. doch läast 

kommcucii Zustande der astronomischen auch diese noch viel /u wünschen iiln i;;. 

Messiust in meine, mir ungenau sein. So So bestimmte Kaiser in I eyden \ S72 den 

erhielten Short, Schröter und W.Her- Venusdurchtuesser mit dem Doppelbikt- 

sehel Werte zwischen li>.7 und 1SS' mikrometer zu UMÜ; Ambrom 1303 

für den scheinbaren fiiirehiiie^c; der am tnjttinger Heliometer denselben zu 
11", Bamard 1S95 zu 17.397", 



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Venus vor der Sonnenscheibe in den 
Jahren 1761 und 1769, als mittleren 
scheinbaren Durchmesser den Wert von 
In.'HS' Gleitete und Auwers aus den 
Durchgängen von 1874 und 1SS2 als 
cikh.iüiti;icn Wert 1(>.S20' fr.ml. Hei 
den Durchgängen der Venus durch die 
S. in tii_-i i st-tn^ibi.- Kk'iLjl lui? der Planet 
seine dunkle Nachtseite und ist also 
als schwarze scharfe Scheibe auf dem 
hellen Hintergrunde der Sonne sichtbar 
unddiese Scheibe erscheint danach durch 
Irrüdialinii uabrsch ein lieh im Durch- 
messer etwas kleiner als sie wirklich 
ist. Umgekehrt wird die helle Venus- 
scheihe auf dem durikk'ii Himnielsgruniie 
durch Irradi.iti. in iras vcr>:rÖs'c-t. Aber 
auch abgesehen hiervon ist die genaue 
Messung des scheinbaren Venusdurch- 
messers sehr schwierig, weil dann, wenn \ 
die Scheibe am ^rössten ist, sich der 
Planet als feine Sichel darstellt, während 
zu der Zeit, wo die Scheibe fast voll 
erleiielilet ist, sii.' auch nahezu am klcmMeri 
erscheint Ausserdem ist in grossen 
Refraktoren das Bild der Venus, wegen 
seiner flössen I li'liiykfir. stets von einem 



starken likuiviiiletiet:?cfhmmer umgeben, 
der bei unruhiger Luft die genaue Auf- 
fasf-img- der Rinder schwier:!» macht. 

Dr. J. j. See hat in den Monaten 
April bis August 10(10 Messungen des 
Veuusdiuc!)mes;iTS am 'itw. ilü^cn Re- 
fraktor ^u Washington ,in?s*c-führt. ') 
Der bhtuviolelle Saum um den Planeten 
wurde durch Vorsetzen eines durch- 
sickiigen, farbigen Scliiimes /um Ver- 
schwinden gebracht und Vergrösse- 
rungen von meist 400 bis 600 facti an- 
gewendet Wenn die Luft ruhig war, 
zeigte sich der Rand det Venusscheibe 
so scharf wieder Mundrtmd dem bl eisten 
Auge. Im Mittel aus T> Messuugs- 
reiheu cn;ari sieh der scheinbare Durch- 
messer der Venus zu 16.800" +0.022". 
Dies stimmt sehr giu mit dem von 
Auwels ^ijuridenen Werte iiiiereui und 
giellt inner Annahme der Snnticuparal- 
laxe zu 8.796" einen wahren Durch- 
messer der Venus von 12131.7 km 
+ 16 km. Hiernach ist also Venus im 
Durchmesser um etwas weniger als 
V, 0 kleiner als die Erde. 



Die grosse Feuerkugel vom 16. Dezember 1900. 

Von Torvald Kohl. 
(Mll Tutel V und VI.) 

nOm 16. Dezember 1900 um 4 Uhr 40 man einen Kometen gesehen zu haben, 

HU Minuten nachmittags wurde in und beim Verfasser dieser Zeilen wurde 

Norddeutschland und Dänemark eine angefragt, was für ein Komet es wohl 

ungewöhnlich schöne I viieiku.jel gc- sein könnte, der so plötzlich erschie- 
sehen. Viele Beobachter erhielten un- : neu sei? 

willkürlich den Eindruck, dass das Lieh! Von 70 Beobachtern in den beeret- 

Phänomen ganz nahe sei und mit fenden Cegenden liabe idi che:: ?o viele 

Frstaimeti werden sie erfahren, dass der Berichte ciu;:v-ammch. An allen Sta- 
Abstand sehr wohl 40 bis 50 Meilen ■ tionen in Dänemark und über Jemand 

betragen konnte. Ein Beobachter bei war der Himmel mit Wolken bedeckt 

Kopenhagen war der Heinum.', das- die sodass liiei die Hede mir von den 

Feuerkugel in einem Abstände von nur danischen Inseln sein kann. Dort wurde 

einer Meile von dieser Stadt gefallen die Erscheinung in südwestlicher 

wäre, und in Nippes bei Köln sah es Richtung gesehen, wo die S'.mne eben 

gleichfalls aus, als ob das Meteor sieti untergegangen war. Leider waren die 

unweit dieses Ortes befunden habe. Bei - 

Prästo auf der Insel Seeland glaubte ■> Astron. Nachr. No. 367b. 



Sterne noch nicht sichtbar geworden, I 



Nachdem ich aus den zuerst er- 
haltenen Berichten bald gesehen hatte, 

land zur Erde gefallen sein musste, er- 
hielt ich durch die Oüte des Herrn 
Dr. f It-rrcL. J. Kl an tin paar Berichte, die 
mir gute Dienste leisteten. Es ergab 
sich nämlich hieraus, dass die Feuer- 
kugel von Köln aus gegen Norden, 
aus Hude {Oldenburg) gegen Westen, 
aus Wilhelmshaven gegen Süden und 
aus Leer gegen Osten beobachte! wurde. 
I litrdnrdi wild v.-;ilsrsL-hL-iii I ich cin^Snilc 
in Oldenburg nicht weit wcslwiirif von 
der Stadt Oldenburg als der Ort be- 
zeichnet, über welchem das Meteor -kli 
in: l:\pln-ionsmomcntc befand. Dies 
stimmt auch mit allen übrigen mir zu- 
gänglichen Richturigsangaben übe rein, 
i. B. nordwestlich von Minden, westlich 
von Stade, Hamburg und Bremen. 

Die [k-ohräebtmigeiivoiideii dänischen 
Stationen re^tillinm in iolgHidru \X'ji 1 1;- 
nehmungen. 

Das Meteor ensclticn jiochani Himmel 
In f'i.rni einer StcriiBdinuppe. ward aller 
M'hnell ginsser und zog uls fcuerspriili- 
ende l.iditkugd mit einem Feurigen 
Schweif hinter sich am südwestlichen 
Himmel herab, in der Richtung wo die 
Sonne dien uiilergeg.uiget! war; vi. evpki- 
dierte, flammte in demselben Momente 
auf und erlosch. Kurz nachher w urde 
an dieser Stelle ein sehr heller Licht- 
streifen sichtbar; anfangs war er gerad- 
linig und ungefähr vertikal, aber er 
wurde bald zickzackförmig wie ein 
fixierter Blitzstrahl, zog sich in Sch langen - 
Windungen zusammen, verschob seine 
Form langsam vorwiegend mit horizon- 
talen A usci r a od erj errungen der S-Fnrtn. 
l).e grusste Höhe des darnpfahi:lirhcii 
Gebildes konnte, vor. Kopenhagen aus 
gesellen, auf W geichatzt weiden 
Einige Beobachter haben den wunder- 
ba-en Strcilen rmi emem Prupfzieher 



verglichen, andere wollen ei 
f ; rage zti dien gesellen haben. SehlicSi- 
lieh waren nur noch wolkenälmliche 
Streifen sichtbar. Die Dauer der ganzen 
Erscheinung wird meist auf 10, 15, 20 
Minuten geschätzt, in Hamburg sogar 
auf eine halbe Stunde. Die Farbe 
war anfangs rötlich, im Explosions- 
momeute bläulietnveiss; die öfters er- 
wähnte grüne Nüatlte der Feuerkugel 
rühr] wall rscliei Ii lieh von der rötlichen 
Beleuchtung des Himmels durch die 
untergebende Sonne her, indem Grün 
bekanoilich die Koiitnlvmcntäriarbe. zu 
Rot ist 

Nur ein einziger Beobachter in 
Dänemark, nämlich im südlichen See- 
land, berichtet von einem dumpfen 
Knall. Es kommt sonderbar vor, dass 
auch nur ein einziger Beoblditer in 
Deutschland, wie es scheint, ein Schall- 
phäuomen erkannt hat. Dieser Beo- 
bachter. Herr Ober- l'usl- Assistent l.eich 
ans Delmenhorst, hat hierüber Folgenden 
Bericht der Hamburger Sternwarte zu- 
gesandt. 

Hude, Iii. llLVeniher I0U0. Heute 
Nachmittag 4 Uhr 41 Minuten 30 Se- 
kunden wurde von mir in westlicher 
Richtung etwa 60" über dem Horizont 
ein prachtvolles Meteor beobachtet, 
iveklu> in scluäger Richtung zur Erde 
fiel und einen weiss leuchten den Streifen 
hmterliess. Dieser Streifen war anfangs 
geradlinig, breitete ■iieii später aus und 
nahm eine unrege! massige Form an. 
Der leuchtende Flieden war um 4 Uhr 
S2 Minuten mich zu srhen. Ili.nlei dem 
Streikn »aicn die roll cur! den den Abend, 
wölken suhtbar, also mochte der Weg. 
den das Meteor genommen haue, nicht 
seh: weit entfernt sein l.twa 13° über 
dem Horizont platzte diel iiierkugel die 
Detonation war um 4 Uhr 46 Minuten 



In dem Bericht von Wilhi 
hauen heisst es. itasa der glän 
Schweif, einrm flammenden Sc r 



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vergleichbar, die Stelle am Himmel habe ich nicht wahrgenommen, obschon 
markierte, an dn das Meteor nicdei-ge- ich 3 Mmf.cn mit Jt ; Selitmdcmihi 
gangen war. darauf wartete und auch spater bei Fort- 

Vun Li'tr ;nis erseliieii da-j Meteor ^tiini; in eitles W'esrcs 'loch Acht d:iiat:t 
am Östlichen Himmel Über Loga hin. gab. In der vom Meteor zurückgelegten 
Uasselhe bewegte sich i:isl senkrecht /in ISiiini hlieb ein leuchtender Streifen 
Erde und hinterließ einen gan?. schmalen sichtbar, welcher 2 bis :s Mimiteti seine 
Wolktnstrufer!. tief bis m einer tut- Oe-sr.il t ir.il eimc.cn Abänderungen ziem- 
ncbeiieren H.ilie hei immer -chwacher ■ lieh beibehielt, tkmn kleiner lind wie 
werdendem Lichte zu verfolgen war. j von starkem Winde gekräuselt wurde, 
Ans Ostcrholz-Tenever wird nil.i, ehe er noch völlig verschwand 
geschrieben: -Die Kugel bewegte sich etwa 10 Minuten nach Beginn der Er- 

' aufge- 



machte sie rasche Drehungen. Plötz- 
lich schoss sie rasch senkrecht nieder 
und /war nicht in hin- und heijrehemieii 
Bewegungen, s^n-Jern in gerader Linie. 



Teilen -lüheiid, zog sie einen nac 
hitileti divergierenden ienrigen Schwei 
hinter sich her. Sie machte beim Ei 
löschen den Eindruck, als 
einer Wolke 

Aus Minden 
Hand geschrieben: Anscheinend 15' 
westlich des Zenits beginnend sah ich 



gangenen Wolke bedeckt w 
I idiigiieit des Streifens rühr: wohl mir 
im ersten Augenblick noch von eigener 
Cilm und l.ciidi'krait.siüte: wohl dr.vnn 
her, dnss der kosmische Staub bei seiner 
grossen Höhe über der Erdoberfläche 



De: 



1 Hell 



3 bis 6 Bogen - Mim 
Länge des hellen Streifens etwa 20 bis 
10" im ersten Augenblick nach dem 
Ve,,chvwi:den: .iie Lange der iMH-vit 
Bahn des Meteors etwa 50 bis 55°, so 
weit ich beobachten konnte. Das Lieht 
des Meteors war gelblich bis intensiv 
bläulich, als sich die Teile abzulösen 



- bis 



bestehende Helligkeit 
des klaren Himmel: 
tageshell war. Hätti 



Sekunden laue, l.ie.lu-11 er 
sei. Etwa auf */„ der 
einige Teile de- Mctcur 
und zu zerplatzen. I 



:ii Jan no, 
T cri. Ahn 



I iif.e sandte, liefen einige Kinder 
' sdireckeii-bleich ins Hans und riefen: 
■ ' -Vader! Muddcr kamt doch mal Hink 
: rut! De Maan is eben van'n Himmel 
1 Fallti! Se hangt dar in Minnermanns 
: Boom!. Der helle Lichtschein ist hier 
:111t" drastische Weise illustriert. 

Eine so prächtige Erschein in ig wie 
die grosse Feuerkugel am 16. Dezember 
1900 gehört zu den Seltenheiten. In 
meinem General katalag über Meteore 
habe ich besonders eines gefunden, 
welches grosse Ähnlichkeit mit der er- 
wähnten Erscheinung darbietet Eine 
I Vergleichung der bildlichen Darslel- 



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luni;e;i wird diese Ähnlichkeit ;irn besten 

Über dieses interessante Phänomen 
hat der Beobachter F. Quittenbaum 
in Rostock mir folgenden Bericht zu- 
gesandt: 

• Es war im Monat Juni 1873, als 
an einem schonen, sonnigen Nachmittag 
zwischen 4 bis "j Uhr ich. auf meinem 
Hofe (Marlow in Mecklenburg) stehend, 
gegen NNW ein glänzendes Meteor 
langsam herabsinken sah, welches, hinter 
dem Dache des Viehhauses verschwin- 
dend, einen braunschwarz! i dien, breiten 
Streifen am Himmel zuriickliess. Von 
der andern Seite des Viehhauses konnlc 
man nicht sehen, dass der schwarze 
Sirdfen zur Erde herabreiche, und mirss 
angenommen werden, dass das Meteor 



; Splint 



explodier 



auch so, als wenn die Entfernung eine 
sehr grosse wäre. Das Interessanteste 
miil SiHuli'i-jvirsii' aber bei der ganzen 
h'rsdiciuimi; waren die I'hascn. weiche 
der dunkle Streifen durchmachte und 
dessen Spuren ii.idi eeee,, 0 Uhr hei 
Eintritt der Dunkelheit sichtbar waren. 
Ich habe mich bemüht, Ihnen unter 2 bis 5 
der Zeichnung (Tafel V) eine Vm-stcHunc: 
davon zu geben. Zuerst entstand aus 

Spirale, welche sich in der Breite aus- 

nadi oben gerichtete Kinnen i-r:ist:i iii1<-n . 
die sich mehr und mehr in horizontalen 
Streifen naeh den Seiten an-hreilekn, 
sodass ziild/i hmer Slridiui'ilkii.cn hi- 
zum Eintritt der Nacht sichtbar blichen. 
Jede dieser Phasen bedurfte etwa ';, 
bis 1 Stunde zu ihrer Ausbildung. 
Ue-onJer- praditvull war die T~r^ilK-i- 
nung, als die Ränder in mehr oder 
weniger starken', Abendrot erglänzten. 

Diesem Beispiel verdient als eine der 
srnii-pten Sdleiiheiti-ii iiiii^iyddnicl /t\ 
werden: ein Meteor, dessen Schweif 
stundenlang, ja sogar während 4 Stunden 
sichtbar bleibt! 



Einer Mitteilung des Herrn Dr. Felix 
Koerber- Berlin zufolge, scheint das 
Meteor vom Id. Dezember W nörd- 
lich von Haselünne bei Meppen in der 
Gegend der Kirchdörfer Wahn oder 
Sögel geplatzt zu sein. Über die That- 
sachc, ob itl jener Ge«cud Sliicke des 
Meteors zur Erde gefallen sind, ist jedoch 
bisher noch Fiichis bekannt geworden. 

Nachstehend folgt eine Übersicht der 
von 73 Orten eingesammelten Rendite 
tiher die Fcnci-kireyl v 10. De/emhc; 

1. Ncsived (Seeland). Sikll. Rich- 
tung. Kugel säilstchend. explodierend. 
Senkrechter Lichtelreifen, welcher drei 
Minuten später Sc Ii langenform zeigt; 
hält sich danach 6 Minuten. 

2. Ravnsnes (Seeland). Fiel senk- 
recht in genau SW von 8° bis 15" 
Höhe. Plötzliches Aufleuchten. Rot- 
grünweisse Farbe. Später senkrechter 

Streifen iilit/jll-lhl AVei beinahe 
horizontale Streifen. Dauer: 15 Min. 

3. Evcrdmp (Seeland). Blitzähn- 
licher Streifen, vielleicht ein Komet ("-), 

' ■ itl, Himmel 10 bis " 



Mol: 



i Horizont. Der 



ifen zieht sich z 
4. Nakskov (Lolland). Eine Stern- 
schnuppe kiiiiinil v (">., ir.iflriicillcild 

wie eine Feuerkugel, explodiert. Die 
Kugel hatte sehlangcnförmige Bewe- 
gungen. Die letzte Phase in WSW— W 
und 23" Hohe, zeigle einen Zickzack- 
förmigen Strei 



n 0 k 



v (i- 



Kl). bei, 



steigenden Bogen gegen Vi' hin. fallt 
abwärts. Streifen wie ein l'i'upi/ichcr . 
spater ein konkaver hori/imtaler Bogen 
und noch später zwei ■ Fragezeichen . 

6. Hamburg. Fiel jenseits der 
rihe. Der ghikcii.le Seiiweif liisle sieh 
im Laufe einer Minute auf und bildete 
nachher eine Propf zieher- Figur. Dauer: 
V, Stunde. 

7. I vn-.. bv (Seeland). Hi.he im 
SW. Ruhiges rötliches Licht Streifen 
in Form eines feststehenden Blitzes, 
blieb eine Minute unverändert, dann 
allmählich entschwindend. 



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Digimed 0» (Jooglc 



— 57 — 

8. Kopenhagen. Zuerst sichtbar 18. Helsiugör. Feuerkugel wie 
65" Höhe im WSW. Bahnlänge 30". eine elektrische Lampe. Schweif mit 
leuchteteaiif in Form einer Birne und ver- vielen 'Sternen' zuletzt einen Kranz 
schwand. Der iickzackförmige Schweif bildend. Daner: 6 Minuten. 

war 15" lang und sichtbar während 19. Gr.-Strümkendorff. In Form 

10 Min. eines feststehenden Blitzes erscheint am 

9. Borup (Seeland). Selion,- mehr- Südwest! . Himmel in 20bis35" Hohe 
farbige Fcucrkimel. verschwindet .im "er Schweif einer beucrkuircl. Von der 
Südhimmcl. Schweif von gekräuselter Mitte aus lief sie haarfein nach oben 
Form. Dauer einige Minuten. aus- I'ie schürfen Hckcn des Zickzacks 

10. Kopenhagen. Ein goldglän- nahmen allmählich rundere Formen an, 
«■■Ulis l.idil, an Form und (im^c dem llnil ^ Wiiitlnn-ron zr.;,™ sich nach 
Neumond ähnlich, sink; am westlichen der M'«e zusammen. Dauer- 6 bis 8 
Himmel. Esplosion. Zwei helle Licht- Minuten, bis vordrängende Wolken die 
streifen in horizontaler Ridilun.; hielten IScnbaditunj; binderten. 

sich sichtbar wahrend 15 Minuten, bis Hragür (Sedaud). S° Höhe 

sie sich hinter Wolken verhargen. SW. Im Doppel fern röhr gesehen 

11. Kalllndhorg. Prachtvoller w ' u ''^Schwaf einem Wimpel ähnlich, 
Mclcorrc-en im Vi', Schlnne.enfö.mic;cr auch oczuirlid, der bewein ltch. Dauer: 
Lichlstreifen sichtbar in d bis 7 Min., 10 M"»'ten. 

bis eine Wi.lkci'sdiidlt dielicnhaditum- :!L ""kerod (Seeland) hd von 

verhinderte. 30" Hohe senkrecht herab am sud- 

12. Karrebeksmmde (Seeland l £ 
fiel senket in M.dwcfl. Ri.-hnm« Streifen wurde "P ker «eki minut. Dane, 

, "f 

it. Fo^Tknwl 

25. diindli.se (Seeland), hd ver- 



13. Odense. Hoch am Himmel 
eilt ein Meteor von O— W mit hellem 
Schweif und erscheint am Horizont als 



SW. Explos 

Streifen z 



■ •:ii Ii mu ei iiui.i am i n ii i/i i in ;n> . , . .. , , . , ; 

rande Feuerkugel. SSS*TS» °«V"" 

"™ "« ~,l,e wcal. ilon - (M „ ai . „«. nl , lln , s 

/ü,U l-arb.: r..l-uvi..-„rmi. ^,u|...|i s,.,,^,!,,,. s,, lk . | m .lt .[,■!, ^IiiukI dm r 

!' "'S"'-"""; ■!">«* Minun n, 

b.ld ,,,1»,™™™!. m |mlm , Td , |u K , |5 . H5hc 

15. Kahl n d bort;. Feuerkugel am 1 j m 
Westhimmel. 25." Oundsömagle (Seeland). 

Ib. lionip Kote Feuerkugel sinkt Vom Zenil ,'U'cn WSW zieht dir Knad 
im SW Linter Wolken. Schweif wie attl Mil.Mliei herab m:d verschwindet in 
ein scnkrechteT Stab. sp.ili-r .-uk/ack- \v Hohe. Kurz nachher wurde in 
förmig, entschwand nach 10 Minuten. . e in wenig südl. Richtung eine Wolken- 
IT. Stege (Moeti). Sinkt von 35 i sänlc gesehen. Im Laufe von 5 Min. 
bis Hl " Höhe, genau i:n WSW. Schwur nahm diese Säule viele verschieden gc- 
siciit aufrecht in :> Mirmton. entschwand krümmte Formationen an. ^" Höhe, 
von unten nach oben, def obere Teil j 26. Oundsömagle (Seeland). Die 
Schlankem"' irm annehmend. spjiliT wie Kugel kam zum Vorschein nahe am 
die Ziffer 2 in liegeiukr Stelling, praclit- Zenit i:i sü.lwestl. Ridming Lind erlosch 
voll, wie an- Sternchen bestehend in nahe dem Hori'unt im WSW, 1 bis 4 
25 l)is 30" Höhe. Dauer: 8 bis 10 Minuten spänr -ah man einen Iciichtcn- 
Minuien. den sdilain'eniörimiKii Streiten empor- 

Sirins 1901. Heft 3. S 



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— 53 — 

steigen. Die nebetförmige üeslall eilt- Schlangciifiiriii.wimh-alltuiililich lirei:er 

schwand hinnen 5 bis 7 Minuten. und weniger scharf, bis er sich in einen 

27. Vordingborg. Grosse Feuer- langgezogenen Nebel auflöste, dessen 
kttgel Regen SW. Schweif in Norm schwacher, weisser Schimmer endlich 
t'iner Schlange war siehlhar 10 bis 15 ganz verschwand. 

Minuten. 36. Husum. Fiel abwärts von 

28. Prästö. Der Feuerstreifen in 60-3(1" Höhe in Südwest!. Richtung, 
westl. Richtung hielt sich in mehreren Implosion in prismatischen Farben. 
Minuten. 37. Kopenhagen. Der Schweif zeigte 

2'). Ny borg (hiincri). Das Meteor, zickzacktiirnüge Bewegungen unter dem 

cinerFeuerwerksbombeähnlich, bewegte Lauf von N- SW. Hier löste die 

sicti von '5(1" bis 20" Höhe, r.pinsimi. Kugel sich in Funken Lind fiel 

Farbe: gelb und blau. Ein gebogener herab. Die Funken waren an (iiössc 

Streifen war sichtbar wahrend 5 Minuten, verschieden, tili silberweisscr Streifen 

30. Masnedö (südl. von Seeland), wurde gesehen, später auch ein anderer 

Feuerkugel verschwand im magnetischen in südliche) Richtung. 
WSW. Schweif: oben einen Halbmond, 38. Hillcröd. Rote Feuerkugel im 

unten eine Spirale, spitzig abwärts. Dieser SW. Der Streifen wurde allmählich S- 

Seiiweif uar sichtbar im Laute S Min. inimig imil nach und nach zusammen- 

30 Sek, gedrückt; verschwand in 15" Hohe. 



SW. I-Iintertics in 3 bis -I Sekunden nach und nach im Zickzack verlor, ge- 

einen Streifen. sehen. Die Kugel zog in westlicher 

NB. Ist wahrscheinlich ein anderes Richtung senkrecht zur Erde, 
kleineres Meteor, welches um 4« 35'« ■-0. Hamburg (Grossborstcl). Da- 

erschien. Meteor, welches am Südwest). Himmel 

33. Stege. In schräger Riclituri>> uicderi'iug. lic-s liiriicr sich einen laugen 
vonSW— NW.ImLaufcvon20Miriuten gel hl ich -weissen Dam p [streifen, der 5 
sah man einen S-förmigen Streifen, der Min. lang sichtbar blieb, erst lang und 
nach und nach mehr zusammengedrückt gerade, dann verweht tunl S-förmig 
wurde. verbogen, bis mit dem Eintreten der 

34. Nestvcd. Fiel von 40" Höbe Dunkelheit alles verseil wand. Zunächst 
senkrecht nieder. Explosion. Schweif war nur das der Erde nächste Stück 
unter Umgestaltungen sichtbar 10 Iiis diese- Streifens siehlhar und erst nach 
15 Minuten. mehreren Sekunden zeigte sieh die 

35. Hamburg. Das glänzende Fortsetzung nach oben. 

Meteor bewegte siel; in ungefähr nord- II. Ka I u nd beug, (r.iue /ick/ack- 

•.'üdlielier ICeliliuig in biäiibeliem (ikui/. förmige Wnlke wiid gegen Süden, ein 

Nach Erlöschen blieb seine ISatin in wenig nach Westen hin gesehen, nl I- 

einei lauge leuchtenden Spur sichtbar, mählich immer schwächer werdend, 
einen Moment bestand diese in einer 42. Askö (bei Lolland). Meteor wie 

scharfen, schnurgeraden und schmalen, eine absteigende Rakete in 30" Höhe 

gelb leuchtenden Linie, die sich spater im SW. Der hinter lasse ne Streifen 

/u einem Rande verbreiterte, unri glich wurde allmählich Sfiitneg gektummi 

einer von der Sonne hestrahllcn Wolke, üreilcr.alxr schwacher leuihlei.d Dauer, 

lang-.nii an Helligkeit abnehmend 5 Minuten, 

Wahrend lOMin vcrwardelleder Streiten 41 Kopenhagen. Fiel in beinahe 

sich in eine irreguläre gekrümmte vertikaler Richtung bis ca. 10" Höhe 



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in ungefähr SW. Grünlich-gelbe Farbe. 
Nur 3—4° der Bahn wurden beob- 
achtet. 

44. Gaunö (bei Seeland). Die 
Kugel ging von NO nach SW, war 
rul, sendete Funken aus lief am Himmel 
und zersprang unter einem dumpfen 
Knall. Danach wurde etwas wie ein 
Blitz gesehen. Der Zickzackstreifen 
blieb cinii'f Minuten sichtbar. 

45. Bremen, [in Zimmer sitzend 
bemerkt der Beobachter einen hellen 
Schein, sodass die anwesenden Knaben 
ausriefen: 'Es blitzt!- Gleich darauf 
erschien im W. über den rötlichen 
Ahendwolken ein heller geschlä 
Lichtstreifen, der seine Figur allt 
änderte. Dauer: 10 Minuten. 

46. Bremen. Die Kugel erschien 
in 45» Höhe im SW., fiel dann 20» 
nieder hinter einer Wolke, aber der 
Schweif blieb in Zickzackform 12 Min. 
slehend. . 

47.0sterholz.Tenever(bei Bremen). 
Die Kugel bewegte sich anfangs so 
langsam, als ob sie kaum von der 
Stelle käme; in dieser Zeit machte die 
rotglühende Kugel rasche Drehungen. 
l'IC^lidi schnss sie rasch senkrecht in 
gerader Linie nieder. Dx Kugel zeigte 
an der Spitze einen schwarzen Fleck, 
erst in den hinteren Teilen glühend, 
zog sie einen nach hinten divergieren- 
den, feurigen Schweif 1 1 i nler sich her. 
Ein zickzackf finniges Nehelh.uid war 
noch 15 Min. sichtbar. Kein Geräusch. 

48. Achim (bei Bremen). Eine 
grosse Feuerkugel, die in allen Farben 
schillerte, zeigte sich plötzlich am Himmel 
und fiel in westlicher Richtung. Nach- 
dem sie verschwunden war, sah man 
eine schlaiigvniöimige Rauchsäule um 
graublauer Färbung. 

49. Apenrade. Am südl. Himmel 
wurde ein Meteor in langsamer Be- 
wegung und in einer gekrümmten Hahn 
gesehen. Die Erscheinung spielte in 
prismatischen Farben und war sichtbar 
als leuchtender Streifen in 8 Minuten. 

50. Köge. Feuerkugel im SW. 
Schweif sichtbar in mehr als 4. Min. 



dt 

"NB. Vielleicht wie No. 32 das 
kleine Meteor. 

53. Hilleröd. Heller Lichtschein 
im SSW, dann zwei l 1 /," lange Licht- 
streifen, der untere funkensprühend und 
in wallender Bewegung. 

54. Nippes (bei Köln), Ein präch- 
tige- Mefeur wurde in ni'irdl. Kiehliniy 
gesehen, eine kleine Rauchwolke hinter- 
lassend. 

55. Minden. Der Beobachter be- 
fand sich aufder hieiieii I .uisenslrassc, 
und ging nach Westen zu, ziemlich 
nahe an der Weser brücke, inid sah, ca. 
15" westl. des Zenits beginnend, ein 
helles Meteor, welches in westnord- 
westhdi bis westlicher Richtung zum 
Horizont hinabzog. In etwa 3 — 5 Sek. 

7.ont angekommen, wo es verschwand. 
Grössfe Helligkeit im zweiten Drittel 
der Bahn. Wäre die Erscheinung 
nachts eingetroffen, würde die ganze 
Gegend 3—5 Sek. lang taghell er. 
leuchtet gewesen sein. Nach etwa "i s 
der Bahn schienen einige äussere Teile 
des Meteors sich :ibzu!ü;cn und zu 
zerplatzen. Keine Detonation hörbar, 
obgleich in mehreren Minulet! darauf 
acht gegeben wurde. Der in der Bahn 
hinterlassene Streifen wurde nach 2—3 
.Min. gekräuselt, ehe er etwa S Min. 
spätci völlig hinter aufziehen den Wölken 
verschwand. Der scheinbare Durch- 
messer des Meieiii s mochte f i> bitgeu- 
minnten betragen, die Länge des hellen 
Streifens 20—30 die Länge der ganzen 
Hahn 50 55". Farbe gelblich bis in- 
tensiv bläulich, als sich die Teile ab- 
lösten. 

56. Geestemünde. Die Leucht- 
kugel senkte sich in schnellem Fluge 

[ zur Erde, einen glänzenden gelben 
, Schweif zurücklassend. Noch ehe sie 
die r.rdr erreichte, zerplatzte sie. während 



der feine, lange Schweif zunächst un- 
verändert am Himmel stehen blieb, 
wie ein Blitz, der sich langsam in 
Seil langen Windungen zusammenzog. 
Dauer: etwa 15 Minuten. 

57. Stade. In 35" Höhe sah man 
ein zickzackfärmiges Band, welches sich 
silliLTwcits ülSn/ciid vim dem Himmels- 
grund abhob, als ob durch den Riss 
e i n es Vo r h a n ges cl ektrisches Li ch t st rah I le. 
Der in'eiiMve. die I'iyiir drica limine- 
kehrten S bildende Streifen war etwa 
5° hoch und V breit Er verschob j 
seine Form langsam, vorwiegend mit 
horizontaler AuseiiianderzeiTung der S- . 
Form. Die Erscheinung verlängerte 
sich in schwächerer fadendiinner Linie 
mit deutlicher Bewegung nach oben ■ 
und unten, mit westlicher Tendenz, 
wobei das Ende des oberen Zweiges 
einen deutlichen Kopf von der Hellig- 
keit eines Sternes 5. Grösse erkennen 
lies?, üriissie Anrieh ilikii.' 30". [inner: 
15 Minuten. 

58. Wilhelmshaven. Am südlichen 
Himmel sah man ein hlit/ai'Sigcs Auf- 
leuchten. Uie Feuerkugel fuhr in senk- 
rechter Bifhiiiiiif scheinbar zur Erde 
nieder, liht hin /cnilcr Schwei! markierte, 
einem r lammenden St luven vergleichbar, 
die Stelle, an der das Meteor nieder- 
gegangen war. 

V). I ecr. Am östlichen Himmel über 
Loga wurde ein prachtvolles Meteor be- 
obachtet. Dasselbe ging fast senkrecht 
zur Erde. In einer geringen Höhe über 
dem Horizont wurde dasselbe, unter 
blitzartigem Aufleuchten, als feuriger 
Ball sichtbar und fiel als solcher nieder. 
Die Bahn wurde noch lange ,inLjc/cii;i 
durch scheinbar KlühcndclJ.mipic. welche 
wie ein ganz schmaler Wolkeu^treiien 
bis zu einer ungeheuren Höhe zu ver- 
folgen waren und sich erst allmählich 
auflosten. 

fiO. Vedbek (Seeland.) Fiel in schräger 
Richtung im WSW. Deulliclie I M il..si,m. 
Das Meteor schien nur eine halbe Meile 
entfernt zu sein. 

61.Rödvig(Seelarul).Ein Stern- gehl 
abwärts und sendet einen IJainplseliv. dl' 



spiralförmig empor mit einer halbmond- 
förmigen Figurobcn. Dauer: l5Minufen. 

62. Brokohl (Samsö). Meteor vom 
Zenit in südwestlicher Richtung. Die 
Kugel zerspringt in 30° Höhe. 

NB, Vielleicht wie No. 32 und No. 52 
das kleine Meteor. 

63. Hude. Prachtvolles Meteor in 60° 
Höhe um 41 41m 30> , zieht zur Erde 
in schräger RiditLiiij>-, einen weissl euch (en- 
den Schweif hinterlassend. Dieser war 
anfangs gerade, später von unregel- 
mässiger Form, noch sichtbar um 
4)1 52m. Hinter dem Schweife wurden 
die roten Abendwolken gesehen. Ex- 
plosion in 15° Höhe in bläu Meli weissem 
Licht Die Detonation, ein dumpfer 
doppelter Knall, wurde um 4h 46m 
2tis deutlich gehört. 

64. Kopenhagen. In 20-25" Höhe 
im SW wird eine leuchtende Nebel- 
masse in Schlange 11 form gesehen, etwa 
1 - in der Länge. In der Mitte ein heller 
Punkt Dauer: 10 Minuten. 

65. Bros kov (Seeland.) Aufleuchten- 
des Meteor zieht vom Norden nach 
Süden zu und verschwindet hinter einer 
Wolke. Später wurde sein Innrer Schweif 
sichtbar im SW. 

hb.Ulfsh.ilelMöcn.) Explodierendes 
Meteor. Danach zeigte sich ein langer, 
roter Streifen, welcher sich langsam zu- 
sammenzog in zwei Windungen mit 
zwei hellen Stellen. Dauer: 10 Minuten. 

07. Frederikssund. Ein Meteor wie 
einer der grösseren Planeten im SW 
bis W hinterliess einen senkrechten 
Feuerstreif en t welcher sich 1 -2 Minuten 
ziemlich unverändert hielt, worauf der 
untere Teil sich langsam nach oben 
bewegte, während der obere Teil seine 
Höhe behielt. Ein Teil des Streitens 
wurde anscheinend durch eine Wolke 

SeiX 6$. BorreSö (Möenk Meteor niedrig 
im SW. Schweif in Zickzackform wie 
ein Blitzstrahl, war etwa 20 Minuten 
sichtbar. 

69. Frederiksvaerk. DieBahnca.40" 
kille; Iii -iiilwcsllielleli I linnuel, beinahe 

senkrecht Zwei leuchtende Streifen, 



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zunächst Berat)-. spälrr krummlinig. 
Hauet 10 Minuten 

7U. OrehovedlLolland) I^Hrihc 
im SW. Senkrechter hell leiN-hicndcr 
Streiten von etwa 2 » Länge, etwas heller 
in <Ier Mitte, wiiii allmählich schwacher, 
wählend er in zwei -Halbmonden- /er 
sprang. Daun III Minuten 

71, Wismar. Eine gelb-hellblau-grüne 
birnförmige Feuerkugel erhob sich vom 
Horizont (?) bis 20° Höhe in lang- 
s;i-str«-ktcr Scilla ngciil in it\ wn die Im- 
plosion stattfand. Der Schweif wurde 
S-förmig und hielt sich. Die Feuerkugel 



erschien im Sternbild des Schützen. 
11) Minuten sichtbar. 

72 Amsterdam, t inMark lei:rhiendfs 
Mctco: geht in südöstlicher Richtung 
abwärts in gerader Linie, ein durch- 
sichtiges Licht hinterlassend, welrhes 
einen Augenblick nach dem Erlöschen 
der Kugel sichtbar «ar. 

71. LleUcn (Bremen), tm weisses 
ItanU in /ickrackiorm wird im SW ge- 
sehen, oben mit einer halbmondrormigcii 
Figur besetzt. Eine leuchtende Kugel 
war zuvor von einem anderen Beobachter 
gesehen, und auch der helle Schein 
wurde von mehreren Personen wahr- 



Provisorische Bezeichnung der neu entdeckten 
veränderlichen Sterne. 



Hnn den letzten Jahren sind, haupt- 
BB sächlich iniolgephotographiseher 
Aufnahmen des Himmels, zahlreiche 
veränderliche Sterne entdeckt worden. 
Die meisten derselben sind nur wenig 
ik-obnehtd, bei manchen mag der Licht- 
wechsel auch noch zweifelhaft sein. Es 
ist daher von Wichtigkeit, eine provi- 
sorische Bezeichnung dieser Objekte 
einzuführen um Überdieselbe eine sichere 
und lückenlose Liste führen zu können. 
In dieser Rezidninji; scireiht mm Herr 
Prof. H. Kreutz 1 ) folgendes: 

Die immer mehr zunehmenden Ent- 
deckungen von veränderlichen Sternen 
lassen es wünschenswert erscheinen, für 
dieselben, ähnlich wie bei Kometen und 
kleinen Planelen, eine unzweideutige 
und kurze provisorische Bezeichnung 



ZLlliill 



zufolge werden 
' liehen und ne 



Sterne tu der Rcihenfolgi 
Entdeckung zu meiner Kenntnis kommt, 
vom Jahresanfang an gerechnet, fort- 
laufend numeriert werden, und die 
in entstandene Nummer wird zugleich 
mit dem Sternhilde so lange zur An- 
wendung kommen, bis die Veränder- 
lichkeit genügend gesichert ist, und der 
Stern in der üblichen Weise seine defini- 
tive Bezeichnung erhalten kann. Gemäss 
diesem Prinzip, dem auch der Vorstand 
der Astronomischen Oesellschaft seine 
Zustimmung erteilt hat, hat die folgende 
Numerierung der im Jahre 1900 bisher . 



5.1400 Cassiopeiae 
6 . 1900 Tauri . . 
7.1900 Virginia . 
8. 1900 Atirigae . . 



Williams A. N. 3629 
Anderson A. N. 3632 
Anderson A. N. 3634 
Anderson A. N. 3634 
Ceruld A. N. 3635 
: Schwassmann A. N. K 
Arnkr*™ A. N. 
Ceraski A. N. 3644 



L Nachr. No. 3675. 



10.1900 Herailis .... 18 30 55 -+-25 55.8 Ceraski A. N. 3650 

11 . 1900 Aquilae .... 10 12 57 - 0 24.0 Nova von 1S99, Fleming 
A. N. m. 51. 51 

12. 1100 1)186 . . 15" 32 51 1-4J Wo Wilhams A. N H.70 

13 . 1900 Cygni . . II 42 2 , «8 428 lli-ee.iA S.30tM 
I1.19O0 ('(gast 22 4 30 -IJ J8 AnderKJn A. N 3670 
15 KXW Lvrac . . .1*54 0 -H34 45.5 Williams A N 3671 
l(- IWOCygni . 20 2S34 :.4h 42 «»hl A N 31.71 

17 . 1000 Aiu.lat W O 48 . 0 35 4 Andrraun A V JnTI 

21 6 :■> -1 12 12^ Andprfcon A N 1073 

19.1900 Puppis 7 26 7 —20 20.3 Inn es A. J. 485 

Dieser Liste sind seitdem noch beizufügen: 



22.1900 Cygni . 
23.1900 Andrem 
24 . 1900 Aral 
25.1900 Oktantis 



20 59 50 ■ 
6 48 49 - 
20 54 46 - 



13 ', 



Zu den vorstehend aufgeführten neu 
(.'iitikvklcii Yeiiiuili'rlidien sind tollende 
rrifiiitLTiniLH'ii luti Interesse, 

2.1900 Cygni. Nach E. Hartwig 
ueliäyi die l'i.rnuiL' des Licltlwccfisds 
15.2 Tage, die Lichtzunahme ist ausser- 
ordentlich rasch. Im Maximum scheint 
der Stem 7. Grösse zu sein, im Mini- 
mum 8.5 Orösse. 

10.1900 Herculis. Im Maximum 
ist der Stern nahezu 9. Gr. im Mini- 
mum 12. Gross 



n Mdin. 



Als 



Photograph 
C Piclrering fehlt der Stern auf 96 plat- 
ten, die zwischen August 21. 1886 und 
Novbr. I. 169S aufgenommen wurden, 
obgleich diese Sterne 13. Grösse ent- 
halten. Er findet sii'll d,l|;ee;vn ;mt 
IS Platten zwischen April 21. 1899 und 
Oktober 27. 1899. Am 21. April war 
der Stern 7. Gr, am 27. Okt. ' 



InL'rapIli 



i 7. 



Juli 1900 zeigen den Stern photo- 
grapliisch vun 11,5 Grösse. Auf einer 
Pil.O^iaphii- vi»,, .i. Juli IS0O eisi-hdni 
rein Spektrum Jlinlieli dernj,-in;><_ii der 
früheren neuen Sterne, wahrend eine 
Photographie vom 27. Oktober 1899 



zeigt, dass das Spektrum demjenigen 
der Gasnebel gleicht 1 ) 

13. 1900 Cygni. Dieser von P.Jos. 
Hisgen S J auf der Sternwarte Valken- 
hurg entdeckte Veränderliche schwankt 
zwischen 9. und 13. Grösse. Seine 
i'eriiiLLf si'ln inl iinrtimernii JiO Tage zu 

15.1900 Lyme. Die bis jetzt be- 
[iIiiiL'htcte I lelligkeit dieses Siemes 
schwankt zwischen 9.3 und I 1 . Grösse. 

19. 1900 Puppis. Dieser Veränder- 
liche ist, wie E. Hartwig 2 ) aus- 
iiihrl, identi-ch mit dem Veriirideilielieu 
Z Puppis. Der Stern sdicinteinc Periode 
vun IT 1 . Monaten zu haben. 

21 .1900Monocerotisvon Madame 
L. Ceraski in Moskau entdeckt auf 
Photographien, welche M. S. Blajko 
aufgenommen haf. Der Ort des Sternes 
für 1900.0 ist: 

<i = 6h51in 19.24s r} = + 11 °22'21.6" 
Gemäss den Aufnahmen war der Stern 
im März 1399 etwa 11.5 Grösse und 
nahm noch an Helligkeit ab, im Mär/ 
1900 war er dagegen fast 9. Grösse 
und zunehmend. Nach den Beobach- 

') Astron. Nachr. No. 3653. 



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lungen von Blajko muss das Maximum 
der Helligkeit etwa in der zweiten 
Hälfte des Oktober 1500 eingetreten 
und der Stern damals 8.8 Grösse oder 



Williams, auf Wolf 'sehen Photographien 
als veränderlich erkannt. Der Ort des 
Sternes ist (für 1855): 

„ 20h 54m 45.9> J +420 2 .V 
Es ist der Slern + 42« 3935 der Bonner 
Durchmusterung und dort als 9,4 Gr. 
angegeben. Nach SL Williams war der 
Stern 1900 Februar 5. im Maximum 
und (Iii; PeriodeiHlsiitr ist 13.315 Tage 
Die Heiligkeilsänderungen schwanken 
zwischen 9.5 und 11. Grösse und die 
l.ichi -.imaliim- um Minimum zum 



Maximum ist sehr rasch. Ein Liclif- 
maximum trat ein am 30. Januar 1901. 

23. 1900 Andromedae. Von Thomas 
D. Anderson als veränderlich erkannt 
Der Ort des Sternes ist (für 18S5.0) 

Q = in 3im 7.9' ä-4-38" 363' 
Am 31. Oktober 1900 fand Anderson 
den Stern 9.8 Grösse, am 15. Dohr, 
war er dagegen kleiner als 10.7 Gr. 
Über die Dauer und den Umfang des 
Li eh (Wechsels lässt sich noch nichts 

24. Der Stern hat die bemerkenswert 

kurze Periode von 0.31 1 4 Tag = 7 h 28 m 
34>; seine Lichtkurve gleicht der der 
Nnispcriodisclicn Shtih'. Cuiisso S.9 
9.75. 

25. Grosse schwankend zwischen 



Die alte Pekinger Sternwart 



und eine neuere I.lir .in.; dur -M^n.mikri- meisten hiiwimderl ■.'.■ordt'ii sein, imd 
zeit stammenden, älteren Instrumente ich bezweifle, ob ihui-n, als Kiniswerk 



Ende des 17. Jahrhunderts von ihrem die Seite «cstcllt werden könnte In 
ursprünglichen Standorte auf der Stadl- unmittelbarer Nähe der Instrumente, 
mauer entfernt und befanden sich in i in einem der den Hof umgdmult-n 



Tempel, befinde! sich 
Klepsydra oder Wasseruhr, die bei 
Sonnen- und Mund [in slernissen zur Zeit- 
messung diente. Auch Tycho 



bediente sich noch derartiger Apparate, 
ersetzte jedoch dabei das Wasser durch 
Quecksilber. 



die an Stelle der unter Kublai benutzten 
in Gebrauch waren, standen auf einem, 
die Stadtmauer etwas überragenden An- 



gelangt, nachdem man den erwähnten 
Huf seitwärts verbsscu li.lt. Sil; wurden 
nach Angabe des herühmten Jesuiten 
Verbiest ungefähr im Jahre 1675 in 
Clihui ancetertigt und zeigen grosse 
Ähnlichkeit sowohl in Form als An- 
ordnung mit den von Tycho Brahe 
benutzten Instrumenten. Sie sind weit 
zahlreicher als die im Hofe unten stehen- 
den und ebenfalls im chinesischen Stil, 
zum Teil sehr reich, verziert. Wenn 
sie sich auch in künstlerischer Hinsicht 
kaum mit den ältem Instrumenten messen 



ein riesiger Himmelsglobus. Ein sehr 
grosses Höhen- und Azimut-Instrument 
unterscheidet sich von den andern ln> 



ll Md: 



n Gebiete geschaffen ist. Der as 
;n in die Augen fallende Teil i 



nung nicht c 
[jäisch ist. Dieses Instrument soll an- 
geblich ein Geschenk König LudwigXIV. 
von Frankreich an den Kaiser von 
China sein. Die Ornamente sind im 
Renaissancestil gehallen und die Aus- 
führung ist in den Einzelheiten zum 
Teil sehr geschmackvoll. Aber im grossen 
und ganzen sieht alles etwas steif und 
gezwungen aus und verträgt nicht den 
Vergleich mit den chinesischen Erzeug- 
nissen der damaligen Zeit. Die übrigen 
Instrumente vertreten den Typus der zu 
Tycho Brahes Zeilen im 16. Jahrhundert 
in hnropn gebrauch] icheii Apiwralc. 
Obgleich sämilidic Instrumente von du! 
Chinesen so gut wie gar nichl mehr 
benutzt wurden und ein mit modernen 
Hülfsmitteln ausgerüstetes Observato- 
rium, unter europäischer Leitung, scliim 
seit Jahren in der Hauptstadt bestellt, 
] so wäre es dennoch zu wünschen, dass 
j diese ehrwürdigen Denkmäler chine- 
sischer Wissensduiit und Kunst erhalten 
i bleiben. 



Die totale Sonnenfinsternis 1901 Mai 17. 

fliese Finsternis wird nichl bei sehen sein. Es mögen daher die folgen- 
uns, sondern nur in der östlichen den Angaben über dieselben gemäss 
iälfte Südafrikas, in Vorder- und Hinter- dem Berliner astronomischen Jahrbuch 
i, auf den ostindischen Inseln, in | genügen. 




Ende der 

Ende der totalen Firn 
Ende der ~ ' 



Vermischte Nachrichten. 

Versuche, die Sonnenkorona Des!aiulrcse;cin;idn wurden, jcuVidi ohne 

ausserhalb totaler SonnenflnSter- Erfolg. Letzterer hat indessen seine 
nlsse nachzuweisen, sind wiederholt Bemühungen furtgeselzl und ist dabei 
von Huggins, Haie und Ricco, auch von von dem Gesichtspunkte ausgegangen, 



die infraroten Sirahlen (statt wie Haie ; 
und Ricco die ultravioletten) zu benützen, i 
Verbuche während der totalen Souiien- 
iinilLTiiij. in Spinnen (l"(t(l) lehrten ilm, 
dass die infraroten Strahlen noch von j 
der Wellenlänge 1 = 13 sich gut wahr- i 
tiehmhar machten und ihre Menge etwa ! 
0.3 bis 0.5 derjenigen betrug, welche 
dieselben Punkte des Himmels nach 
Vor Übergang der Sonnenfinsternis 
lieferten. Mit verbesserten Apparaten 
hat nun Dcslaiidres diese Versuche in 
Meudon bei Paris fortgesetzt. Erfand,') 
dass zu aller Tagesstunden die Ab- 
lenkungen iliSt Llleriu. neeleis e: lichliclici 

waren am Sonneniiquator als an den 
Sonnen poien und schreibt dies der 
Wirkung der Koott,; /u. welche gegen- 
wärtig am Äquator dci Sonne Ik'ihcr -ein 
iiiiiss als :m den l'uk'ii, da die Sonne 
siel! in der Periode de- kleckenmimiiiuiu-, 
befindet und nach den Beobachtungen 
bei totalen Sonnenfinsternissen alsdann 
die Korona über dem Sonnenäquator 
erheblich liiilier ersdieiut. Ob dieser 
Sellins* von Deslandres zutreffend ist, 
muss dahin Bestellt bleiben: uns scheint 
er sehr fraglich. 

Detaillierte Mondaufnahmen. In 
der ] 1 . Session der British astronomie.il 
Association verbreitete sich Herr S. A. 
Saunder über das Hedürulis g en, liiere r 
Darstellungen der Mondoberliäche als 
wir gegeuw änig besitzen, kr wie:, daran!' 
hin, dass die ausgezeichneten Photo- 
graphien des Mondes, welche von der 
Pariser Sternwarte unter Leitung der 
Herren Loewy und Puiseux veröffentlicht 
werden, eine gute Grundlage für solche 
genaue Karten bieten. In Bezug auf 
letztere schlagt Herr Saunder vor, eine 



') Compt rend. 1900 T. CXXXl p. 65 



Beobachtet solle sich einen besonderen 
Teil der Mondoher lache auswählen, 
den er aiisn'hlie.jjiich zun: liegen stand 
seiner Untersuchungen mache. Diese 
Vorschläge des Herrn Saunder sind 
gut gemeint, aber leider beweisen sie 
auch tinecmigcntlc Kenntnis der Sach- 
lage. Es wäre völlig thörichl, alle 
Regionen der Mondscheibe in dem 
gleiche:! Massslabc darzustellen, denn 
die Ic.ur.lgegendcii komme« uns nicht 
so gut zu Gesicht, dass es sich ver- 
lohnen sollte, sie in demselben (irüssen- 
eerhältnisse aufzunehmen, wie die Legio- 
nen 1','llie der .Mine der Mondscheibe. 
Au eil eine Verkeilung ecrciri/clllc:! Atoml- 

region unter eine Genossenschaft von 
Beobachtern zum Zwecke der genauen 
Aufnahmen, auf welche Herr Saunder 
und ein zweiter Redner Herr Walter 
iioodacre liinwic-eü, h:d ihre Schatten- 
seite. Was hat denn das früher von 
H:r! zusammengebrachte kuiur-komiie 
oder die spätere Selunugraphical Society 
krheblichcs geleistet? Was haben die 
sogenannten iMo!id-Sektk>ne:i zu -laude 
gci'raclU? Nichts, was auch imrcriisdiclier 
Erwähnung wert wäre. Was bezüglich 
der Moudobeikrichc ern eigen wurden 
ist, verdanken wir lediglich dem |-lci.;-c 
Einzelner, einem Schröter, Lohrmann, 
Mädler, Schmidt. Heute liegt die Sache 
allerdings »n, d;,-s die photogi apliischen 
Aufnahmen des Mondes das Skelett für 
jede Detailforschung abgeben können 



inen und nichtig gefördert wurden 
von Herrn j. N. Krieger, von dessen 
ud - Ad.i-.i Kaiid I. längst publiziert 
und weitere Hände in Vorbereitung 
i. Sobald diese neuen Karten Kriegers 
.!!;■ Ortcnllichkeit kimimen. wird jedet 
nur /n der t.'hcrzciieiiug gelangen, 
s daneben die andern Iiis jetzt ver- 
eutli eh (en Detail zeichnen gen gcrade/i: 
Dr. Klein. 



26 zolligen Refraktor der Sternwarte zu 
Washington liat Dr. See eine Reihe von 
Messungen des Ju[hlcr imil seiner Winde 
angestellt, ilie iiui zu folgenden Resultate!-: 
führte: 

Äquatorialdurchmesser 38.0- + 0.038" 
[M:auhuclmU'S?u i:.<^i 
Abplattung 1:1553 +0.21 

Unter Annahme der Sonncnparallaxe 
zu 0.7% 1 und lies äquatorialen Radius 
Ller Erde tu t>37Rl'll} m ergehen sich 
daraus folgende wahren Wirk' für die 

Äquatorialdurchmesser 144797 + 143 km 
Pulardiirdimesscr 135445 + 189 • 
Für die scheinbaren Durchmesser der 
vier Hauplsatclliten des Jupiter findet 
Dr. See: 

■ I. Mond 0.6T2" + 0.09S' 
II. . 0.624 +0.078 
1J53 +0.103 



IV. 



IV. 



1.277 ±0.083 



5132 + 



+ 113 



Hiernach übertreffender lll.und IV.Mond 
des Jupiter den Erdmond erheblich an 
tm^sc, da dessen n^iichinesäer 34B2 km 
beträgt; Ja der dritte Jupitermond ist 
grösser als Merkur. 

Der Komet 19O0o. Nach der Be- 



wert ist die Ähnlichkeit seiner Bahn mit 
der des Wulf 'sehen Kometen HPS4 III) 
sowie mil dem Komttei; ISb'i IV. dessen 
Umlauf-daucr allerdings nach ilcti licch- 
nungen von A. Möller 234.7 Jahre be- 
higt. Der Komet ist übrigens ausscr- 



Nestard, Verdingberg, Nyberg, Bremen. 
41' 42m pm. Die grosse Feuerkugel, 
beobachtet von Helsingör und Kopen- 
hagen durch die Elbhcrzoglümer und das 
nordwestliche Deutschland bis Kiiln und 
Amsterdam in mehr als 400 km Ent- 
fernung. Die Orte, in denen sich nach 
dem Zerplatzen der Feuerkugel ein 
»rollende; Dnnrn-r- bcuicikhar [iiaditr, 
lie'.-en iimcnhaib der Peripherie eines 
Kreises, dessen Mittelpunkt die Südspitze 
lies Satcrlandes bei Neu-Seharrel hildet. 
8'' 50" pm. Helles Meteor, gesehen 
in W'e-t.liniidesfehn. Qh 13m pm . Ex- 
plodierende Feuerkugel von NO bis 
SW. Ii- wurde nachher ein schwacher 
Knall gehört T. Köhl. 

Feuerkugel. Man sehreibt uns aus 
Pc-cn: ( ieslaitcti Sie, dass wir ihnen eine 
hellte von uns (reinachte Beobachtung 
mitteilen. Wh sahen am 12. Febr. um 
rjti (jro nachmittags eine Feuerkugel, 
deren Helligkeit wir wie die der Venus 
in grösstem Glänze schätzten. Ihr Aus- 
gangspunkt lag zwischen ß ursae majoris 
imil u draeonis: sie bewegte sieh in 
ungefähr 4 Sekunden bis r draconis, 
nachdem sie sich kurz vor ihrem Er- 
löschen in zwei Kugeln gespalten halte, 
welche die Richtung der Flughahn bei- 
behielten. Hie Ho he war Maul ieli-weiss. 
.Sicliiti'.crlicsscuicu kurz nachleuchtenden 

O. Hepner und R. Rummelspacker. 

Die Eigenhewegung von Sternen 
dessüdliehen Himmels in der Richtung 
der Gesichtslinie zur Erde, ist bis jetzt 
aus nahe liegenden Gründen noch nicht 
untersucht worden. Indessen sind solche 
Untersuch urteil von grusscr Wichtigkeit, 
vor allem behufs. Feststellung der Richtung 
und Grosse der Eigenbewegung der 



Ein FeuerkugelUg". Als solcher Herr D. O. Mills in New -York in 

werden. Durch die zahlreichen, mir 25000 Dollars gespendet, um die Lick- 

zugegangenenMittcilimgcn ist eszweifei- Sternwarte in den Hand zu sctJUi, eine 

lus.itassmtudc-sk'iisi'iirri.'10-.-ereMeteiue aslrum nuiselie lApeiülii m nach der s.üd- 

sieli in unseren Gegenden von 4 — 9 Uhr liehen Enthüllte *n senden, welche dort 

gezeigt haben. 4k 37™ pm. Eine grosse lediglich spekttoskopische Untersuch- 

Sternschnuppe, gesehen in Kopenhagen, ungen über die Eigenbewegungen der 



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iikllictiL'ii Fixsterne anstellen solf. Dass 
ilatvi audi eint' Anzahl sjii'U: oslfnpisdiur 
Doppelsteme entdeckt wird, durfte 
zweifellos sein. 

Neuer Stern Im Perseus. Im 

Slernbildu des Perscus hat I >r. Thomas 
Anderson einen neuen Stern 2. Grosse 
entdeckt, am 21. Februar nachts. Der 
Stern sieht etwa 6" südlich von <i Persei 
innl srläK/if in hläulii-l'wi'i^-.i'm Udlt 
Am Orte desselben ist in der Bonner 
Durchmusterung kein Stern bis 0. Grösse 
verzeichnet 

Neubau der Sternwarte zu Ham- 
burg. Eine neue, den modernen An- 
forderungen entsprechende Sternwarte 
IjL'absidrtigi der Hrinihur;;i;.die Klaal zu 
erbauen. Die jetzige stammt aus dem 
Jahre 1824 und hatte neben den damals 

mvurbiTiCr: Inst! tllin-lli-. nl ;ui Neuan- 
schaffungen nur im Jahre 1867 ein 
Äquatorial von neun Fuss Brennweite 
erhalten, sodass das Institut reichlich 
veraltet ist. Niurzu kommt diu ungünstige 
Lage der Sternwarte dicht bei St Pauli 
im Bereich des Qualmes der Dampfer 
und der Elbnebel. Die neue Sternwarte 
soll etwa 25 km oberhalb 



da zwischen diesen beiden Anstalten 
wiederhol! wtsSL'ilsdt.-ifll idti'r Mciiiuitgs- 
.mstnu-di s:attLn:iuiu!i. , ii habe. Von dieser 
Bedingung ausgehend, wird der Staats- 
beitrng min (iehalt des Astronomen in 
Höhe von 2400.« bereitgestellt Eine 
merkwürdige Motivierung! 

Professor W. W. Campbell ist an 
Stelle des verstorbenen Prof. Keeler zum 
Direktor der Lick -Sternwarte ernannt 

Anzahl und Gehaltsverhältnisse 
des wi ssen sc haftl i c h en Pe rsonals der 
Sternwarten Greenwich, Cambridge 
(Harvard-College) und Washington. 

fie/iiL'lids dn:s-.T drei j'iosser: Observa- 
torien wird im letzten Jahresbericht des 
U. St. Naval-Obscrvatori ums zu Washing- 
ton eine authentisdii: /usaiuineiisidbu^ 
dir Zahl der wissensdiafllidi lliatiijeu 
(idduten und der < ieiiallsverliältmssc 
derselben (Irl Dollars) gegeben, der die 
folgenden Angaben t 
a) Sternwarte zu ~ 



KecllUf: 



[Ml 

305 



sr Sternwarte. Aus Astrom 



Ii) Sternwarte ile- I farv;u\l-Cr>Mi-ge. 
Direktor .... 1 5000 5 
A.tn.ii..:n,-i . . n 12' 

lliiiVA-ur KU Iii 1" 

.... 18 WO 10 

luiammen 38-34 
Observatorium in Washingt, 



ahnliihesstaatlich-,-.[r>' 'u'. mi'cvd in ,, „ , . 
»erde. Es ward dem Wonschi- Aus- 

druck verliehen, das» die Sternwarte der |> h ,;i ng , ai)h 
HerlinerStcrnwarleangeschlosseii werde. JO sī 



2KV 



n Stockholm sendet . . 



s jah 



fljah 



i Ableben 
Astronomen aller Länder und Zeiten, 
Tycho Brahes. In dankbarer Er- 
innerung der unsterblichen wisscnschafi- 
lidieii Leistungen des grossen Dänen 
und mit Rücksicht auf den Umstand, 



eine be-nnders eilluv- rt/le Komiiiissiiüi 
beauftragt die zu diesem Zweck nötigen 
Aiu>n1iiiiii]^'ii/-.itii.Tk'ii. l.Vi'lvini[iii..inji 
er-ilidni es inri-'-J:. 1 !! wüsischeiiiwtrl - - 
und ohne Zweifel werden die Fach- 
i;et],.i«eii dieser -MvIihiil-- beipflidilee 
v.-i-i:n tu-i tliiViT ddeyenlidt dun ijrdsse-ii 
Meisler der praktischen Astronomie ein 
dauerhafteres Denkmal ircsetzt werden 
könnte. Als solches hat man sich eine 
E-'ncsimile- Aussähe der Edilio priiu-ipes 
seiner berühmten Astronom ic instan - 
raiae mech.iiiie;; i;ed:idit. vor. v.-ddicm 
äüs^t-r»! seltenen Werke die Tühliolhrk 
der Akademie ei" L semplar besitz!. Ts 
ist bekannt, dass Tycho während seines 



prachtvoller Ausslatluri!,- heritclien lies-, 
um in der Weise den hervorragendsten 
wissenschaftlichen Zeitgenossen und 
sonstigen massgebenden Persönlich- 
keiten, von den grossartigen Einrich- 
tu Ilgen seiner SleniwarU' eine dentlielie 
Vorsiellmig zu geben. Die Auflage 
scheint indessen klein gewesen zu sein, 
da nach Dreyer bisher nur vier Exem- 
plare auiiiefiiiuk'ii uiHxk'tt sind, nämlich 
zwei in Kopenhagen, eine im British 
.Museum und eins in der Strahofcr Kibtio- 



Handbuchdcrallgcnieitmillimmels- l'nt niin-eitr-. ,i. i A.iu.-m.iiii: überhaupt gelegl 

h«.'lll,ihlin f ];;,dl .(ein jnilljpililkte '■"'■'■■I. :■'■.!. l.li.f. «Slir^u! e.ol l.-l/lfi: 1 511 

der Imri m Vi - l.,.-, ;m | d^SnomÄ* l"tra! 



Mann J. Klein, 
ngen und Tal 
!; ii:;il Veil.'.e Vi 



ichen Ab- ; 
Ii Vicue« i 



s-S.'iEJ^i» L '. niiMl«if.linl!i-.i Mi '-Ii Till 1 I > = i i.i'-i:; k,\:i:".i- !,|.;: iijn; Ii dl .'II \Vt[k t - illitr ■ 

iIltI :-;! !!:^,' !.[■=. in [■.i.iMi.,l,-W - pn- In. Ii,:.. .Ii,- ,Mi!i"iMiin,iiWf -i- u;ul liar- 

schatt Esgcnwirtlg , * m Schlüsse des Jalir- stellungsweise tsl eigenartig, sodass das Buch 

I, I^'", .'iii.,|i„c:.-,Ti ii.il. :>!■■ k :r.:: .je li::^ ;;:![" j-e... ,i:.L-; .■ S:i!luil;. L'intlilllllll , in 

ti-.l.TmK-li 1:il:=l:,:. N i:ijr!n-!..r.iiiil!<... lüi- wI.Im 

li.;;,i',.:ill .r.i!/ lli 'i'M. liuV. /.llki 

tkuIilIclii C'.|KTr-.:rii.. Nil Ji" 



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Astronomischer Kalender für den Monat 
Mai 1901. 



Wahrer Berliner Mittag. 



lerer Berliner Mittag. 

Mond Im 



11 il 47'M 9 1G-7 
U B5 40-U 10 1-B 
■17 33 39 3 10 4d'i 



Plaiietenkonstdlationeii 1901. 



Virxmis in Kimij. 111 fcktiisi'. 1 a l 1 f ,kin Munde. Bedeckung. 
Mars 111 Ki. iij. 111 lickr;i,i:. mit ™ I t-iini,. Mars 1» 38' nörefi. 
-.(n |i i 111 Ki nj. in :,\ki:i.i-. 'im ,k']ii Munde. Bedeckung. 



I&tum in Konflikt 

Merkur in oberer \ 
Sonnenfinsternis. 



Ii-: im iiiM, 

s in Konjuni 

Merkur in gross! 



.iL Munde. Merkur 1°< 
iiasL-eniiim mit dem Monde. 

in lioknisi:. mit dem Monde. Bedeckung. 



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Milllcrcr Berliner Milua 



Jupiter. 

ai 6 18 66 3273 -22 3B3D'0; : 

Iii 1H Iii lä'51 22«26-6i : 

m ;>? ia-'.r, :-sa4eoa-B! : 



il si c 18 33'U ;+i 

II S 49 S2'32 j ! 
2äJ 5 61 1B-82 |+! 



Neptun. 

-r-saiüö6-7 



Vollmond 
Letztes Viertel. 
Neumond. 
Erstes Vierlei. 

Mond in Erdnahe. 
\!<>i;lI in Krdfeme. 
Mond in Erdnähe. 



Sternbedeckungen durcli den Mond lür Berlin 1001. 



Lage und Grösse des Saturn ri nüts (nach Bessel). 
2s. Orosse Achse der EJi nj;L-ILi[>~.u ; +n-au"; kleine Achse: II 
Erhöhung; winkd der f-lrde iiher der Ringebene: 24° i 
. Mittlere Schiefe der Ekliptik W 2T 7'G.V 

Scheinbare ... 23» 37' 203" 

Halbmesser der Sonne 16' SM" 



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F. r iirld mir [iifjfni^tn lii/.thfim^Lüni .it; j tL-iTlMlnk' iuiiiii-iiihil, wtK'llt ik'h erni^nirri 
lu-mi Jnpili-r /!i Ci [<■,■ Ii wiilil über miii ili.- >n!iin- iiiiIit ik-'i:i HiMiA'im- Hellt. Um die 
Moniculi; clcci^r hr;-clii;iiu]]:i.'t]i n.i.li mittcki-nifviSLlKT Zdt m iiuikii. :mji: ;mr 

nötig, 1 " zu den angegebenen Zeitpunkten 711 addieren. 

Mal. 1. II. Tr. ]. !!>> 2S">. II. Sh. E. 12" 08". II. Tr. E 16» 17». Mal 3. III. 
El D. iah ES" 20<. Mai 5. I. Ec D. ig* 14» n: Maie. I. Sh. I. iah 23-. 1, Tr. 

I. 14"29". I. Sh. E. 15* aO". Mal 7. I. Oc. R. 14* 4™. Mal 8. 11. Sh. I. 12 h 40". 

II. Tt. i. 14" 65«>. 11. Sh. E. 15» Ul». Mal 8. IV. Tr. I. 13* 3°'. IV. Tr. E. 14* 
50-. Hai 10. II. Ot R. 121-O". Mai 13. I. Sh. I. IS» !«"■. Hai 14. IM. Tr. I. 
II» SB". I. Ec. D. 12 h 37" 0*. III. Tr. E. 14" 34». i. Oc. R. 1«» BS". Mal IB. 1. 
Sh. E. 12* 1". 1. Tr. E. 13" 0». II. Sh. 1. 15" 35». Mal 17. IV. Ec. D. 13" 5S» 
53>. IV. Ec. R. iH lfi» 18*. 11. Oc. R. 14h 23». Hai 21. [II. Sh. 1. 11* 11*. III. 
Sh. E. 14» 20". I, Ec. D. II» 30» 63-, III. Tr. I, IS» 1». Mal 22. 1. Sh. I. 11» 
38» I. Tr. 1. 12" 30». 1. Sh. E. 13" sr,». I. Tr. E. 14" 47». Mal 23. fc Oc. R. 
12" 5». Mai 24. IL Et D. 13" 16» 3t.. Hai 26. II. Tr. E. 11" 41*». Mal £8. 

III. Sh. I. 10" 29». M:ü 29. I. Sh. i. la" »l«. I. Tr. 1. u" 16». I. Sh. E. II," 
48», Hai 30. I. Et D. 10" sa» 22-. 1. Oc. R. 13" BW Mal 81. L Tr. E. 

50". II. Ec. D. 14h 52- 31'. 



Stellungren der Saturnmonde. (Erklärung S. 2 

Tiithys. Ml) X. 4'8"; Mai 4. 21>; Mai 6. 3S-V-, Mai 7. 
180"; Mai 11. 16-3»; Mai 13. 12-flfc; Mai 15. KU*; Mai 17. Tt 
Mai 21. 1-7"; Mai 22, 23-n"; Mai 24. 20-a»; Mai 2G. 17-G>>; 
Mai 30. 12'2", 

Diene. Mai 3. IS-cd; Mais. 8-1"; Mai 
14-lh; Mai i7. 7-a"; Mai 20. 1-4»; Mai 23 
fl-4"; Mai 31. 01". 

Rhen, Mail. 21-7*; Mai fl. 101"; Mai 10. 32'4h; Mails. 10'Bh; Mails 
23*1"; Mai 21. 11-6"; Mai 28. 23-s". 

Titan. Mai 2. 4-0 » (.; Mai fl. 5'ihW.- Mai m. s-sth S.; Mai u. 0'9 h E. 
Mails. J1H.j Mai 22. 3-2" W.; Mai 26. 0-9 n S.; Mai 2'J. 22-71E. 



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SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Centralorgan fUr alle Freunde und Förderer der Himmelskunde. 

Herausgegeben 



lein In Köln a. 

April 1901. 

Jeden Mona! 1 Heft — Jahrlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 



fünfiiir latirc der lliiiiiiicisiorsciliing. Vitt A. S. 

M>:l<n:n KlI.TIiliT. S. 'I'J. — Sl.'lli::i[."n lunürrnnHiJ.. :i IHM 

Ersctieinnnj'en der jupllermiiride. S. Od. — Strllunj«« 'ler Satumnlinule. S. <*i. 



Die Nova im Perseus. 

(Mit Abbildung im Text.) 
6ftl' e Ehre der ersten hntdeekiuij; I auf der Platte am Ort der Nova kein 
SSä dieses neuen Sterns sdieiut Dr. Stern, obujeieh die Sterne Iris zur 1 1. Gr. 
T. D. Anderson in Edmburg zu ver- , wiedergegeben sind. Februar 11. sah 
bleiben, dessen früheste Beobachtung man in Cambridge die Nova dagegen 
desselben Februar 2 1 . 14h 40'" mitllvre ■ als Stern 1. OröBse. Der scheinbare 
Zeit von (Ireemvicli stattfand. Arn ( trt der Nova ist weil de» liesriin- 
folgenden Abende wurde die Nova von mungen von Dr. E. Hartwig durch An- 
vielen Personen wahrie/cnon-mten, ehe selilusi an zwei Sterne der Bonner 
nueb die Entdeckung in udieien Kreisen Durchmiislening: 
bekannt geworden war. Am Abend n 3b 24™ 30* r) +43° 34' 4". 
des 21. Februar kann der Mern r.uJi Die rriiiieste A iiya.be: Über die Hdlig- 
nicht die 3. Grösse exliabl haben, denn keil des neuen Sinns van Dr. Anderson, 
Dr. L. I tarbdg Ix-obaeiilde 1 1 ',, n mini, hereiehiiei diesen als 2.1 Grosse. Am 
Zeit von Bamberg de» Liclitwedisel Abend des 22. Februar war die Nova 
des l:ros und hätte einen Stern i. Vir. indessen seluni heller als Aldehaian 
über Algol gewiss sofort erkannt. Auf und R. Co[ielaud <,dr. : iWe 11)"' muH. 
der Harvard-Sternwarte war am 19. Febr. Zeit von Ediiihiirg ihre Helligkeit gleich 
die Gegend des Perseus photographisch der den Procyon. Dr. E. Hartwig fand 
aufgenommen worden, doch zeigt sich 1 den Stern Februar 22. 10h 39'» mittl. 

Sirius 1901. fielt 1 . 10 



Zeit von Hamberg 0.3 ürössenk lasse Himmel lies* mirli m der Gegend des 

heller als n Gcminorum. bis 13':,'' l'erseus fast zwischen den Siemen 

aber liess sich eine weiten: Helligkeit*- n und /(, etwas nach Osten verschoben 

mnahir.e nicht eikenncn In de» folgen- - einen hellen Stern «kennen. Es 

den Nacht, lehruar 23., war dagegen waj zweifellos die Nova. Her ganze 

die Nova heller «ewonJen und sie er- gewohme Anblick des Himmels in dieser 

schien in Bamberg gleich heil mit Oegend wa» verändert. Die Hethgkcil 

Capeila. Februar 24. 6*', 11 sah Prof. der Nova schätzte ich an diesem Tage 

Kren!/ in KM den neuen Stern nur im eine Stufe wei:ii;er lidl als Cipdfa. 

noch ilt der Helligkeit der Capclla und Eintretende Bewölkung verhinderte mich, 

Februar 26. 8h mittlere Zeit von Kiel am selben Tage weiter zu beobachten, 
konnte dort eine weitere Lichtabnahme . Am Tage darauf (Februar 26.) machte 




:r Hell 



■ Helligkei 
um die Zeit dei .Micuiurb.- 
zum 24. Februar diiyelrel 
Herr K. Satori sdirdbl m-s: 
Mal sah ich die Nova Febi 
y.wat dilrd) eine ZutiiiiijsRi 



jegend und zwar eine punkt- 
: und eine strichförmige. Zur 
eretenAufnahmeOWl.Febr^. 
Hera Zeit) war die Nova merklich 
. Febr. 27. 



e Nov 



e Zeit 

Verden. Ihre Helligkeit war 
L-^Mimjrm, U1 ,d ungefähr 
/wi-dieii Capclla und dem 
und merklich grösser als 



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Auf dem Observatorium zu F'diuburg Wert für öc üeschwiiuligkeit des Siems 

[and man Fchniar 23. das Spektrum in der Gesichts Ii nie relativ zur Sonne: 

volli.tr kontinuierlich, doch bei genauer -f- IS km. Alte übrigen Linien Sind 

Prüfung zeigten sich mehrere sehr äesiemr.lenilich hreit und verwaschen, 

schwache Fiaiiiihofcr'sdic Linien, so- sodass ihre Messung schwierig ist Unter 

dass es im ganzen einem schwach cm- diesen Linien tritt die ganze Serie der 

wickelten Sonnenspektrum glich. l"ei:r. \Vassersloitliuieii von LI li bis H» auf; 

22. fand man auf der Harvard -Stern- ferner sdteinen die Magncsümiünic 

warte das Sitektrmti kontinuierlich mii l 1 und die beiden Siliciumlinicn 



helle Linie. Am 25. Februar abends Spektrum 

il.nncae.il telegraphiert l'rof. I'ickcring mit dem Spektrum von Orion is. 
an die astronomische Central stelle in Alle verwaschenen Linien besitzen 

Kiel, das Spektrum habe sein Aussehen eine Verschiebung nach der Seite der 

stark Rindert und gleiche [liimncbr dem kürzeren Weüenlängeii hin, die einer 

Spektrum, welches einst die Nova im Geschwili diakeil (rc[. zur Sonne) von 
Fuhrmann gezeigt haL 717 hm entsprechen würde. 

Auf dem astrophysikalischen Obser- 1 Ferner hat Dr. Ludcndorit mit ilcm 

vatorium zu Potsdam wurde der neue Speklrographen IV (starke Zerstreuung) 

Stern zuerst um Tl. Februar spektral- in Verbindung mit dein pliolographi- 

aualytisdi iinlrtsiichl in:d<"k-li..l"<ai Vogel seilen Refraktor von 32 cm Öffnung 

schrcibi darüber : ■) Die N'uva wurde vier Aufnahmen gemacht. Ausdcliuuny 

von mir und Prof. Lohse am Schröder- des Spektrunis von /. -lü-tü bis / 

sehen Refraktor von Iii cm Öffnung Auf zwei, etwas kralliger eiponii-rli-ii 

und von Dr I kirtmami .im I .citi'cimohr Inaiu-n i,t nichts afs vir; kontinuierliches 

des s rossen Refraktors beobachtet. Sie Spektrum zu erkennen mit auffüllend 

erschien etwas heller als Capclla und grosser Intensität im violetten Teil; die 

zeigte ein kontinuierliche- Spektrum zwei anderen zeigen einige äusserst 

Klasse I, Blau und Violelt auffallend schwache, sehr verwaschene breite Ab- 

liell. .Mit i )k vi la tspefctroskorjen war sorntionsliänder. Es isi mir mit grosser 

keine Spur von Linien, weder von hellen Anstrengung gelungen, die Lage dieser 

noch dunklen, zu erkennen. matten, breiten Bänder im Spektrum 



Spckirogvaph I (schwache Dispersion) Die Resullate der Beobachtungen 

angefertigt, auf denen eine Reihe von sind folgende: 
matten breiten Absorptionshäiidcm zu ] ; 4092.5 ? Hi 

erkennen ist, und ausserdem zwei ganz 2 1 4122: ? Si 

scharfe schmale Linien anfueteii. Das j. ; 42II2.S 

Spektrum erstreckt sich von /. 3740 bis 4. i 4229:; ? Ca 

5800 und enthalt auf dieser Strecke 5- ■■ 4331.0 ? H, 

keine Emissions! inien. Nach Dr. Hart- 6. « 4473; ? Clev., ? M B 

icarms Messungen sind die Wellen- Nim 

längen der beiden scharfen Ahsorpliotis- dass es 

Unten 3034 und 3960; sie sind ohne liuien seien, 50 resultiert aus der Wellen- 
Zweifel identisch mit den bekam neu längend i Fi 1 tcik eine i'ieseiiwindigkeii 
Calciumlinien H und K. Aus der Lage des Wasserstoffgases relativ zur Erde 
dieser Linien ergicht sieb als vorläufiger von tt05 lim resp. (Hi-I /://) (relativ 

■j Astron. Nadir. No. 3693. i Linie 6 mit der Cleveitgasliuie ; ■MVl.ti 



nr;;f;illii;u Prüfim : ■ri:a\\ i-w 



identifiziert, würde uirn.- ( ieHchwindi.e.keit 
von + 43 km relativ zur Erde oder 

16 km relativ zur Sonne ergeben. 
! [identifiziert man diese Linie dagegen 
mit der Magiiesinnilinie /. 4481.4, so 4862an 
LT;;:fhi sich rund: — MO km relativ länge Iii 
zur Sonne.« Die Lini 

Genauere Mitteilungen über die Seite hii 
bisherigen Reobachttmyen der Nova eine hei 
macht Prof.PickcrirtK im (Zirkular No. 56. 4661). 
Das Telegramm über dm neuen Stern Am ; 
traf in Cambridge (N. A.) am 22. Febr. so dicht, 
abends ein. Ofri herrschte Schneefall, ]:eliiui;ei: 
doch gelange« wn Zl-E: ku Zeil zwischen : als a Au 
den Schneewolken den Stern zu sehen. : graphiert 
Er war etwa so hell als h Orionis. wurde, z 
Mittlerweile wurde such das pliotu- ilass die 
graphische Material, welches auf dem Abend f 
Observatorium aufbewahrt wird, von als H? i 
Md. Fleming durclmiusii/if, um: es er- der I lim 
jpib sich, das:; die (iegemi lies llimruck Nova w: 
in der die Nova sieht, am 1*J. Februar im 2zolli 
von II 11 18"' Greenwicher Zeit ab mit schein sf. 
66m Exposition aufgenommen war. tographh 
Diese Aufnahme giehl die friiisn-ii Sterne wie -< . 
der Iii Miiic-j- Durchmusterung und selbst Meridian 
solche 11. Grösse, aber keine Spur der licht als 
Nova isf auf ihr zu sehen. Ebensowenig zeigte m 
[and sich solche mit Hutten, die am 2., war von 
6., 8. und 18. Februar erhalten waren, 
noch auf solchen aus dem Jahre 1894, 
welche Sterne 12. 5 Gr. enthalten. 

Während der Nacht des 22. Febr. 
wurden mit verschiedenen Instrumenten 
18 Photographien der Nova auf der 
Harvard- Stent warte aufgenommen. Sie 
ergaben, dass pholographisch der Stern 
(1.3 Klasse schwacher war als <\ Attrigae. 
Das allgemeine Aussehen seines Spek- 
trums ähnelt dem der Sterne des Orion- 
typusundwarvölligun.iluilieh denjenigen 
der iiiilieieii neuen Sterne, in welchen die 
hellen Spektral Milien vorwiegen. Die 
Nova im Persetis zeigte nur ein con- 
ti nuierlicltes Spektrum, um 33 dunklen 
Linien durchzogen, deren Wellenlängen 
wie folgt bestimmt wurden: :SS'i4, (<)70 
(Hir), 4026, 4077, 4102 (HA). 4126, 
4151, 4266, 4341 (Hr), 4366, 4388, 
44!5, 4435, 4470, 4481, 4510, 4530, 
4552, 4572, 4616, 4613, 4065,4714. 24. Februar verschieden: die Linien 



, dunkler 
, ähnlich 



durchgezogen. Diesen letzteren und 
eine Linie von etwas kürzerer Wellen- 
länge als h/1 waren die einzigen scharfen 
Linien im Spektrum, afle übrigen breil 



e. nach 
Grösse. 



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umgekehrt nächsten 24 Stunden fand eine ausser- 
r mehreren j>c.u.vhn:i. he Änderung Ht-;wlhen stall, 
judass es vcm 24 Februar ab dem dei 
n Nova glich. Es war von 



13, nach rihnt 
iigen 1.4«) (itösf 
:i Spektrum wan 



Pickering: Die Nova war vor dein 10. Zerstreuung untersucht, zeigte sich im 
Februar tmsiehlbar oder wenigstens ^ :ir; iri-n mit dem vnii T Aurigae über- 
scliwächer als 1 i. Grösse. Februar 2!. einstimmend, d. h. die Wasserstufflinien 
war sie 2.7 Grösse (nach Andere u ). ■ C tnul I" bestanden aus einer dunklen 
Februar22.0.5ürösse,Febr.23. vielleicht und einer nach der roten Seite davor 
etwas weniger hell, dann abnehmend, liegenden hellen Linie, Auel) im Grün 
sodass sie Febr. 25. als 1.1 Grösse er- wurden helfe und ausserdem mehrere 
schien. Ihr Spektrum waram Februar 22. dunkle Linien gesehen. Die D-Linie 
und 215. min Typus der Orionslerne, war sichtbar, . >b aber hell war, konnte 
Sa.ii kontinuierlich, von sdnn-deu dunklen Pr.ji. Duner mit iielu-rheil nicht sehen. 
Linien durchzogen. Während der • 



Die Bewegung von a in Persei in der Gesichtslinie. 



Infolgedessen hat Geh. Rat Vogel 
astropbvsikaliäclicu < Ibscrvatorium 

Potsdam den Stern « Persei spektro- 
gra[ihiseh aufnehmen lassen und die 
Svektro^raiiinie vermessen. In seinem 
Bericht in derKgt. Akademie der Wissen - 



gftS}Jach einer Mitteilung von Newall in 

dein Monatsberichte der bausehen : 

astronomischen Gesellschaft, '| hat der ; 

gerannte livobachter gefunden, das- nach i 

Seinen Henbaditungeii an elf Abenden : 

im September und Oktober 1900 und ) 
au drei Abenden im Oktober 1809 j^- 
in die Gcsich-Iinie iahende Richtung .. n . tV . a tl „ e Anderun ■ 

der liewegung von ,, IVrsei von l kn: ^ ^xv.nl \xr Nova Uhrlnn.i, nie 

bis +S km variiert, und er vermutet } Februai 23. und 24. stattfand, sh 

ileshalb eine periodi-che Ändemng in nluy - t . s „u-ines Lr;itlneiLS cahinee.-tclit 

4.2 oder 16.8 Tsi^ n. Da die Wdtcmngs. Weihen, nh dieselbe eine IuvimuLltp lügen- 

Verhältnisse in Cambridge im Winter unr.lichieu dieser Nuva im nJti nielii 

aber ionhiitcnde lieohachlimgen nicht vMau'hr. \\h- ieh id.inbe. bei allen aeneii 

zulassen, forderte Newall auf, anderwärts Siemen siatthnd 
Beobachtungen über die Bewegung von , Persel ist nain 

'< Persei in der Gesichtslinie aii52iifuhre] """" 
Seine Beobachtungen wurden mit einer 

neuen, stark zerstreuenden Spektro- j mumv 

grapheu mit vier Pris-ncn in \ : ei hindung V,;Vh\!\,'l-.'Vh"u"-h: i'i-i' .Vi'-'i'ieh'nien w 

-it seinem grossen Eieirakmr vir: Hl 11:1 j-^er Abnahme aber kiv.it bei der Nova 



Phase j 



Off nim« angestellt. 



[>,-l-ei iliv \' l -r;iml..-il;iii: des Wknnins .(.in. 

Dr. Klein, 
i) Astrcra. Nachr. No. 36%. 



würden, habe ich 
zeich n den photoer; 
von 32 cm Öffnun 



sttiekes betraf 20 In der Mille (k . r m j,.„ ,,:,,,!,,.,„ ^-^krr.ri irr- 

Jtssdheii (/ 4i;> ."") ei^priehl eine , r |j dli . 11i;l1 Llmvll „ rl;tTt ;1V i*dlen l-i 
lineare Versehielvm-vem O.J-i ,« einer 

lieAvcyuiij. von 2dl *y« ; bei M et; 4 , i ! / -./| lk .,; liuK.,,;,,-,,,,™, ;L , ^hfvn 

:r.l-pridil iliopi. , Hn.'\ , !'i-i-liidniii!;il;ij;i i j;i , ii j.,, l | t . |1tl LS « ■. ^ I ■ i "= i "1 slre'i" "enmnmen 



leitet dei Aji|i:iMl mir ,-u,;l = von „.„.(, ,[.,_ 7 _ w j s d,cii den 

dem des NewaH'scheii In-Inmienles. Wdienhre'en 41!') mi und 4415 au 

Der Spektro^rapli ist mit einem Kasten ; 14U ,, is ' ,50 | inlV[1 ' ; ; l[f den hesseren 

umgeben, der m.i Vorrichtungen ver- : Au f nanmen zu zählen, und zwar sind 

sehen ist, die eine Konstanz der Luft- dK mciE(l ,„ y inii ,„ v „„ ausserordentlicher 

MU^ratuni;ilT|-..:ieii,:eli;i^e mnerinl h t dKjr:i , ,|, llK . ^.v.iltv.dte hei den Auf- 

0.1" C. erreichen lassen. nahmen von « Persei nur 0.015 mm 

Mit diesem Apparate waren im seehs befragen hat. Infolgedessen lassen 

Tagen (1900 November 3, 5, 6, 8, 9 ' die Spektra eine bei weitem genauere 

und 15) Aufnahmen des Spektrums vor. Bearbeitung zu, als ich sie hier zunächst 

a Persei von Dr. rbeili.ml -eina-k; vorgenommen habe. Die Endresultate 

worden, von denen ich vier (November I können daher noch kleine Änderungen 

). Li. () und <J) angemessen habe, um erfahre», die midi allein schon dureli 

die Brauchbarkeit und Leistungsfähigkeit die Messung der Verschiebung derselben 

lies Ap|ianitcs. der bi-eni- w. -i ri-lii Ii 1 iui.ii !:e;;en das Verglcichsspcktriim 

nur im I aboraturiimi uiiicrsudit wurden nur bei auderrr I.a^e der Spelilrogramnie 



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unter dem Mikroskop eintreten werden. 
Diese Änderungen haben aller für den 
Nachweis des etwaigen Vorhandensein? 
einer veränderlichen Bewegung von der 
eingangs anziehen™ (misse keine Be- 
deutung, imii die Beobachtungen sind 
daher nur in Bezug auf den absoluten 
Betrag der Geschwindigkeit der Slern- 
bewegung im Visionsradius als vorläufige 
anzusehen. 

Beobach 



Die Spektrogramme sind fasi durch- 
weg als sehr gut zu bezeichnen. 

Aus den vorstehenden Beobachtungen 
gehl nun keine Bestäti'-unf; der 1k- 
oiKiehlmijieii Newels, lu-ivui , d:l die 
sirtiifli'ii Aliueidi^tiL'i/n dir m den ein- 
zelnen Abenden erhaltene!] Wer-e vom 
Ahm und +1.7 km 




Abw< 



jngen, ■ 



ist aber jedenfalls beachtenswert und 
dürfte utiIi! imcli f-ir die Ur.vcnindev- 
lielikeil der Bewegung des Sternes inner- 
halb sehr geringer Grenzen sprechen.« 



Der Doppelstern C im Hercules. 

hierzu Tafel VII). 

ieser Doppelslcm gehört in mehr- hellen Siemen zusammensetztet iruriiv, 
facher Beziehitni; zu den inter- der hellere weiss, der andere aschfarbig, 
essantesten seiner Art, er war auch der- Seit 1802 konnte der Begleiter nicht 
jenige, bei welchem W, ricrsclu l zum gesellen werden, weil er dem Haupt- 
crficii Male die Bedeelaiiit eine- fix- Sterne n: nahe war, weder die beiden 
Sternes durch einen anderen konstatierte. Herschel noch South vermochten diesen 
im Jahre 1803 bemerkte dieser :iü--r Dupjx-Isti.'rn ,'ü Ireimen. Erst im Jahre 
Beobachter: Meine BenbaeiiliLiieen 1S27 sah Slrnve den sei heu wieder, nach- 
dicses Steins ^cw-aliren eine fcrschci- dem der <j/ulti«i: Ntitükliir in Dijrtial 
nung, die in der Agronomie neu ist, atiigestelll war. In den Jahren 1828 bis 
nämlich die Bedeckung eine- Fixsterns 1831 war er aber auch für dieses In- 
durch einen anderen . hntdeekt wurde strumenl zu schwierig, sichere Messungen 
der Begleiter lies Sterns am IS. Juli 17S15 beginnen cr-t wieder ISi-l. Im ganzen 
von W. Herscbel, und er beschrieb ihn ! hat der Begleiter seit der ersten Ent- 
damals als eine schöne aus zwei ungleich [ deckung mehr als drei Umläufe um 



seinen Centralslern ausgeführt und seine 
Umtaiifsdauer ist demnach ziemlich 
genau bekannt Gegenwärtig;, wo der 
Begleiter dem Haussiert) wieder sehr 
nahe ist, bildet er ein schwieriges Objekt, 
die Distanz beträgt (1900.6) etwa 0.8", 
der Pos ili oni winkel 239* tme ein- 
gehende Untersuchung alles über diesen 
Doppelstern vorhandenen llcobaehlungS' 
matctials hat unlängst T. Lewis ausge- 
loht! ') Der Ort des Hauptslerr.s ist 
(liir 19C0) fieklascensiiin 16" 37m 3M 
Deklination 31 "46- 59". seine sc hcinbarv 
Helligkeit 3.0 Grösse und gelb, der 
Begleiter 6.5 OiüSse und bläulichgrün. 
DieUnltrsuchungenvonl ewisetstivf kfii 
sich auf eine Diskussion der Mikro- 
ineterniessiingen, welche über das Stem- 
]>aar vorliegen, sowie der Meridian- 
beobachtungen und deren Kombination 
mit den mikrometrischen Messungen, 
dann auf Ableitung der daraus folgenden 
Ergebnisse und Bemerkungen über 
Helligkeit, Farbe und Eigen bewegung 
des Doppelstems. 

Die Mikrometermessimgi.il Irinnen 
mit den Messungen Struves 1826.6 und 
schliessen mit 1900.6, umfassen also 
einen Zeitraum von 74 Jahren, ent- 
sprechend mehr »Iii üwei Umläufen des 
Begleiters. Iic-gdi!i,issi«i; Meriiiianhenb- 
achtungen des Hauptsterns liegen seit 
1850 nur von der Greenwichcr Stern- 
warte vor, doch schien es wünschens- 
wert, auch frühere, wenn auch vereinzelte 
Meridianbeiihaditiingcu als Vergleich 
benutzen zu können und Lewis hat 
diese, soweit als erreichbar, gesammelt 

Überblick über die Messungsergeb nisse j 
in Bezug auf die Stellung des Liedeiter; 
zu dem Hauptstern zu gewinnen, hat ■ 
Lewis alle Beobachtungen der Distanzen ' 
und Posilinnswinkcl nach Jahren ge- i . 
ordnet und in einer Figur zusammen- 
gestellt. Diese ist Tafel VII, Fig. 1 j 
reproduziert. Es bezeichnet in derselben ; 
A den Ort des Mauptsterns, tmteii ist N 
oben S, rechts O und links W. Die Posi- j 



tionswinkel sind mif Bezug auf diese 
Richtungen eingetragen und ebenso die 
Distanzen von A, gemäss der beigefügten 
Skala. Die kleinen Kreise und Kreuze 
bezeichnen die Siellungen des Begleiters 
gegen A in den beigefügten Jahren. 
Die HerscheJ'sche vereinzelte Beobach- 
tung von 1782 Ist auch eingetragen, 
ebenso die Richtung (Posinonswmkel) 
in welcher der Begleiter 1803 stand. 
Zuverlässige Beobachtungen beginnen 
mit 1827 und die Onei des Begleiters 
seil diesem Jahre, gemäss den Beobach- 
tungen, sind durch eine punktierte Linie 
miteinander verbunden. Man sieht so- 
gleich, dass der Begleiter bis 1900 mehr 
als zwei volle Umläufe um den Haupt- 
stern A gemacht hat, aber auch zeigt 
sich, dass sämtliche Beobachtungen 
nicht durch eine und dieselbe LHir-sc- dar- 
gestellt werden könne«. Die l'o.-inoiieii 
vonlS32bis 1B60 liegen innerhalb der 
krummen Linie, welche die Positionen 
von 1867 bis 1895 darstellt. Infolgedessen 
hat Lewis jede dieser beiden Positionen 
iueht und dar- 



gestell 



:a K \ die 



1832 bis 1863 in Gestalt einer punk- 
tierten Linie, während die stärkere, aus- 
gezogene Ellipse diejenige Kurve 
darstellt, welche sich diesen einzelnen 
Positionen durchschnittlich am besten 
anschmiegt. In ähnlicher Weise zeigt 
Fig. 3 die Positionen von 1867 bis 1S99 
uii! diejenige Ellipse, welche ihr am 
besten entspricht Beide Ellipsen stellen 
demnach die scheinbare Bahn dar, 
welche während der betreffenden Periode 
der Begleiter am Himmel um seinen 
Hauptstern beschrieben hat. Aus diesen 
scheinbaren hat dann Lewis die wahren 
Bahnen durch Rechnung abgeleitet und 



Vol. 



2, p. 74. 



s Royal A 



: Soc I 



■.«i'ülrml.il e - . . 0.5Ü4 0.560 

(iiolsn £1 25= »■ 40'W 

\'ei;ii:.ii: der Balm , . 46* 42' 50° IS 

und l'cn^lnim i . 254° 36' 25S° 48' 



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Bei diesen Berechnungen sind die 
Beobachtungen von 1782. 1803, 1826 
und 1629. will vereinzelt nicht berück- 
sichtigt worden. Dagegen lla ' 'ruhe 
((MJ.'l Madler eine Bahnhe.-echnung 
dieses Doppeltem; ausgciuhrl. hei 
welcher die hier ausgeschlossenen Beob- 
achtungen naturgemass eine grosse 
Kollc spielen Stell! man diese Kech- 
nung Mäklers mil den obigen neiden 
Bahnbert-chnungen in ch:on:'k)gis;lier 
Ordnung zusammen, so erhalt man für 
die Bahn demente tief Begleiters tnlgcnJc 
Obersifhl: 



AbStandes des sichtbaren Begleiters ver- 

dle Umtaufsdauer des i:michibaren He- 
gleiters etwa zwölf Jahre betragen und 
die halbe grosse Achse seiner Bahn 
025". Ob es möglich wird, falls dieser 
Begleiter nicht allzu hchtschwach ist, 
denselben untvr günstigen Verhältnissen 
.in der; grossen leU-kopen zu 
inuss dahin gestellt bleiben. 

Wa, die Farbe des HaupHterns an- 
belangt, so wird sie über einstimmend 
au Kv v- i, i ! isHril ;.,en sh liKimw 
angegeben. Bejüglirh des Begleiters 
sind die Angaben dagegen nicht in 



Vergleich! man diese Bahnelcmente 
miteinander, so erkennt man in P, a 
und e eine leidliche Zunahme; ferner 
ergiebt sich die Umlauf sdaucr (P) aus 
der Bewegung in jeder der drei lillriscii 
ahsjelere;, wesentlich verschieden von 
derjenigen, welche man erhält, wenn 
man die Zeilen des Pcriastrums (T) mit- 
einander vergleicht, und woraus sich im 
Mittel die Umlaufsdauer zu 34.3 Jahren 
ergiebL Die Knotenlinie und die Nei- 
gung der Bahn sind dagegen augen- 
scheinlich ziemlich unverändert geblie- 
ben. Die Figuren 2 und 3 zeigen, das; 
die gemessenen Distanzen des Begleiters 
vom Hauptstern periodisch grösser und 
kleiner sind, als die mittlere Bahn ; dies 
deutet darauf, dass noch ein driller 
Körper in dem System vorhanden, also 

*- ''.r Be- 1 



mit dem unsichtbaren Begleiter um den 
gemeinsamen Schwerpunkt bewegt 

Dem Berechner Lewis sdiien esgemäss 
den Mikrometermessuugen am wahr- 
scheinlichsten, dass der Begleiter doppelt 
ist; aber eine Untersuchung der sehr 
genauen O reen w i eh er Meridian beobach- i 
hingen hat dann ergeben, dass wahr- 
scheinlich der Hauplstcru des Systems i 
für sich doppelt ist und die Bewegung ; 
um den Schwerpunkt beider die perio- 1 i 
dischen Änderungen des scheinbaren 

Sirius 1901. Heft 4. 



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können. Der Hauptstern von £ Herculis j 
ist auch spektroskopisch auf seine Be- | 
wegung in der Gcsichtslinie zur Erde I 



pnlsky. Campbell und N'ewall. Indem 1 
Lewis diese Messungen zu Mittelwerten 
wivir.i;«, fir:ik'l i-i- lVilj;ir:ii!f < k^clr.v in- 
digkeiten in Kilometern pro Sekunde; 



mi.9 —«.9 

139S.7 —71.6 

Diese Daten zusammen mit den 
rialiiiher-jetimininrii lki;kivis w'/.'n 
in den Stand, nie Parallaxe lies Sy^ins 
zu tiLTt-cJiticn und Lewis findet dafür 
die Werte 0.157' und 0.134" und 
nimmt dieselbe im Mittel zu 0.14" an. 
Daraus folgt dann weiter. 
Gesamtmasse des 



31 J3 



Die Werte für die Parallaxe und 
daher auch die angegebenen absoluten 
Werte für die Dimensionen des Stem- 
paares sind indessen noch sehr im sicher, 
weil im vorliegendem falle ein Fehler von 
nur 1 km in der sjxAlros k« pisclii'n 
Bestimmung der Bewegungsgeschwin- 
il=;i ticit in (kr < kiidi inline -dum drei: 



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Miiteilung über Hchigkciisschwan- Obcrtkichc zurückzuführen sind. Dic- 
kungen des Eros«: selben können nur darin ihren Grund 
■Seit 20. Dezember 10(1(1 verfolg hahcii. duss (kr Korper des Planetoiden 
ich die Helligkeit de? sdiim iJ Lire h seine ah norm von einer Ktigdflächc abweicht 
Ihhu demente iuerk\eiu-dit!en Planetoiden Solche Abweichungen cr/cuecFi auch 
Eros mittels eines /öl hier' sehen Photo- im Momente der Opposition Licht- 



helle Vcr.e;!eichss1ernc hiervon nichts 
zeigten, ein paralleler Gang zwischen 

;;ie:ell/eilij;- yviliaelllell Shliclisdläi/Iiu- 
e.en um: davon iniabliariiiiiien philo- 
metrischen Messungen schienen genug 
verdächtige Imstande zu sein, um die 
l.ichivvräiidcruiujeu als reell anzusehen. 
Zur üewissheit brachte mich eine Be- 
obachtung am 8. Februar I. J., die eine 
Lichtveräuderung von etwa 1.5 Grössen- 
klassen gegen einen unmittelbar benach- 
barten Stern innerhalb einer Stunde 
ergab. Zum grossen Teil ist dieselbe 
der veränderten Luftbeschaffenheit zu- 
zuschreiben, aber unmöglich ganz, weil 
ein mit Eros anlänglich nahe gleich 
heller, setnvadier Stern seine Helligkeit 
gegen die anderen Sterne nicht merk- 
lich ßcändert hat, Ems liin!,ree:cn belle: als 
de:- im Gesichtsfelde stehende, vcrhältnis- 
m:is,!i. helle Stern wurde. Dies ver- 
anlasste mich, die Hei Ii gkeilssch Wan- 
kum; öffentlich diirej] die Lengde in 
Kiel bekanntgeben zu lassen. Die ein- 
gelaufenen Beobachtungen .bestätigen 
die innerhalb weniger Stunden vorsieh 
geltende Sctm-aukuive; und durch den 
parallelen Gang der l.ichtkurve in Pola 
m:d Heidelberg ist die kcalital der Er- 
scheinung für jedermann über allen 
Zweite] erliabeu. An die-e ] T imleckum; 

L Da die HcMigkeitsschwankungen 
Qber 0.5 G rossen klasseti betrugen, die- 
selben also einer solchen von 60% 
äquivalent sind, so ist es ausgeschlossen, 
dass dieselben um" verschiedene.- ditluscs 
Rel'li'>iii[)svei-iiiiii;e[1 eiecrki;<.;cl:"ormie.eii 



2. Die Rotationszeil dürfte Bruch- 
teile des Tages befragen, und man darf 
nicht vergessen, dass bei abnormen 
Oberflächen iiiel [elliykeitsknrve mehrere 
Maxima und Minima aufweisen kann, 
sodass die Wiederkehr derselben 1 lelliy- 
keit keinen Wert für die Rotationsdauer 
liefern wird. Ich vermute, dass die 
I lelliykcilskurvc dem Al-i ,1'sdien Typus 
entsprechend verläuft. Die verhältnis- 
mässig rasche Rotation und geringe 
■Masse lies Planetoiden ruh starke Ab- 
hängijfkeit der Schwere von dem Orte 
auf der Oberfläche hervor, und dieser 
Umstand hängt innig mit der abnormen 
Form des Körpers zusammen. 

Es ist Idar, das; sich ähnliche Itctht 1 - 
j nku i •■ n hei mehreren Plane- 
toiden finden werden, die dann ein 
reiches statistisches Material über den 
^iisariunciihaii.a; der knhlionsdaucr und 
der Grösse, vielleicht auch der Bahn- 
elemente und auch sicherere Anhalts- 
punkte über den Ursprung der Aste- 
roiden liefern werden. 

Nun liegt wieder ein Arbeitsleld für 
die Himmelsphotographie vor, wo die- 
selbe auch das beste Hilfsmittel sein 
wird, indem hier hintereinander ge- 
machte Aufnahmen eines Planetoiden 
auf einer Platte, die Helligkeitsschwan- 

Schwärzungsgesetz, ja auch von Un- 
gleich massig keile n der Platte inlcrpola- 
torisch durch Bei zieh ung passender 
Ver.eleidissterne in photo metrisches Mas-, 
uifi^trerhiiet Meiden können. 



Die spektroskopische Bestimmung der Rotation des 
Saturnringes. 



.mg der HdtationfilaiiLT einen |iistlid-.c:i] Seile des If rni^L-- Li 



der Spek-ndpkirl'.iLTiiphic bis jetzt aus 
üeiülut wurden sind, und sie ist nocl 
deshalb v<m besonderer \X'idi1:»kei1 
weil sii' Autselilüsse über diu Natur um 
Beschat ten hei; dieses Ringsvstems ec 
stallet, die siiiist direki nicht /» etluiUei 
sind. 

Von verschiedene» Seiten ist dei 
Wunsch geäussert worden, das Prinzip 
auf dem diese Bestimmungen 
welche der verstorbene Pro 
zuerst im Frühjahr 1805 erhalten hat, 
möge an dieser Stelle kurz dargestellt 

Wenn der Ring des Saturn als ein 
^s^mmcnha'ugendes ümi?es. um seine!) 
Central körper rotiert, so ist klar, dass 
die Teile des innersten Randes sich in 
der gleichen Zeit um Saturn drehen, 
wie diejenigen des äusseren Randes. 



den Beobachter hin 
' Schiebung nach der 
1 Spektrums, und bei 



:lchc sich gegen 
icwegt, eine Ver- 
hielten Seite des 



Keele; 



Schiebung gegen tlas rote Ende des 
Spektrums hin. Das sind die Gesichts- 
punkte, von denen aus Prof. Keeler seine 
l.'utersudiuug über die Bewegung im 
Satliniringe unternahm. Er benutzte dazu 
das grosse Spektroskop des Alk'gheny- 
( Iiisei vatn rin :ns und phiiti'ign!|>hiei'1e 
das Spektrum des Saturn und seines 
Ringes auf urtlnidirunuitiselien Halten 
am o. und 10. April IS95. Die Dauer 
der Exposition betrug in jedem Falle 
2 Stunden, und das Bild des Planeten 
wurde während dieser /.eil mit :_tos. ei- 



der letzteren. Wenn dagegen der S! 
ring aus unzähligen meteoräbn 
Teilchen besteht, von denen jedi 
sieh den Saturn umkreist, so m 
die Teilchen, welche Für unseren Ai 
den inneren Rand des Ringes t 
eine raschere Bewegung haben a 
äusseren, indem ihre Geschwind 
mit der Entfernung vom Salttrn ahn 
Die Berechnung ergiebt, dass die 



■ Vergleich ung der Linien das Spekpimi 
i des Mondes an jeder Seite des Salurn- 
' Spektrums und fast in Berührung mit 
t demselben aufgenommen. Die Länge 
: lies Spektrums zwischen den [ inien C 
, und D beträgt 23 mm. Die beiden 

■ ['lumgiaphien zeigen nun aufs dem- 
r die Verschiebung der 



n Spek 



n Iii.-.* 



i;m:-ri :i Kingr.mde eine Geschwindigkeit 
von 21.01 im, während die Geschwin- 
di:;keil lies Raisik't der S;duruktigcl 
10. 2') im per Sekunde betrüg;. Dabei 
ist zu beachten, dass die Teile an der 



gieM. Die LrmeiL iies NiUrrnspekirums 
er. eli. ■inen u.'inilieli mfnlge der an beiden 
Rändern der Saturn kugel entgegen- 
;:esct7l ccriclmicri licwegimg sdirag 
stehend und zwar vom Violett gegen 
Rot geneigt. Die Linien im Spektrum 



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ili:s Otrandcs vom Ringe sind auch 
schräg, aber von Rol gegen Violetl 
geneigt, ebenso diejenigen des west- 
lichen Riliehenkels. Diese Neigung 
der Linien ist es nun, welche über die 
Rotationsverhältnisse der äusseren und 
inneren RiiigrändiT Auisdihiss Kicht. 
Um dies zu verstehen, stelle Fig. 1 den 
Saturn mit seinem Ringe dar, und 



Beobachter, die Teddien Lid r kommen 
ebenfalls auf den Beobachter zu, die. 
jenigen bei r' entfernen sich von ihm, 
während diejenigen bei b keine Orts- 
verändernng in der OosirlitstinU' zum 
Beobachter hin besitzen, sondern sich 
infolge der Rüi.nimi [],■• Saturn lediglich 
von links nach rechts bewegen. Nehmen 
wir jelzl an, es werde das Spektrum des 



letzterer rotiere in der durch die Pfeile ; Teils der Saturnkiigel bei b photo- 
inge/eigten Richtung, während dir i»r;iji!iivrl. v, crsdidnen in diesem die 
Unpiieliiiiie VW den Spll di>s Spcklro- Sp^trallinmi tiidii vt-rsclinhun, sondern 
skops vorstellt, vor dem sich Saturn I an ihrem wahren Orte, und es be- 
und vtn Rin^siem befindet, nida^s lekhnt n eine d.eser t.inirn ir. dem 
mir de' Sfhmalr Teil desselben sichtbar Spektrum VR. In welrhcm V das 
ist, welcher von diesem Stall geschnitten vwlrne, R das rote linde des Spektrum* 
w.:d. Die le.leben be. a und e be. *orstelh. Wird in glmhe: Weise rm 
wegen sich al>o auf den Heohtelilir Spekirinn des Rjr.dteiS r der Saturn- 
tu. die hei d und e entfernen sich vom kugel aui Benommen, so mu« h.ei die 



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r' vom Beobachter, und infolge 
muss die Spektrallim'e Ii fü 
Punkt nach n ; verschoben er 
Ii, it. ii. i?;i;eiL (Iiis tu,!.' Eml' 
!ts Spektrums hin. für alle /.wisdioi 
und r Ikifenduii Teilt nier Saturn 
; i. K el liest die Linie n 7,.vi.d,r„ 



schi 



ote Ende des Spektrums verschoben 
als bei c, infolgedessen erschien 
ui Oesamtspektrum des Streifens de 
.inie in der schrägen Lage von n", 



feinde, V au'f derjenigen "des 2."apT 
7.11 9.U /.■«, im DurelsEL-imilt also z 
lll.'i km, so f;ni wie v"'lliit üherei;. 
stimmend mit der oben at:;>-. tiiluirti 
Berechnung ükser (leHch.wimiiykcit. 



Die speklral[)!n>:u.ktriipliisciitn A;ii- 
nalmii-n Keeli'is haben alm erycbeu, 
dass die Geschwindigkeit des inneren 
Kit IS rapides grosser ist, als diejenige des 



olett verschoben c 



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Werte, die genügend mit denjernuen 0.7-1 Swi) mit (k'm nach dem dritten 

keeleis uiiil de' llii-oivlfeclien licredi- Kc|'ler'silicn Gesetze berechneten (je- 
nung übereinstimmen. I schwindigkeitsunlerschicd von Satelliten 

Endlich hat W. W. Campbell auf in jitilt; Abständen übereinstimmt 
der Lick ■ Stern wartr, ivunb-si durch Das sind die wichtigen Resultate, 

die Ergebnisse Keelers, mit Hilfe des und sie bestätigen aufs schönste die 

Mills'sclicn Spcktroffraphcn ebenfalls theoretischen Arbeiten von Maxwell, 

■ jfe'kt-iiplii'l.ik'rrsplii^.-lli Au 1 1 in tun l-i : des Hirn und Seeiigcr. Indessen inlyS ans 

Saturn gemacht und zwar am 10., 14., ihnen nicht gerade, tfass der Saturnring 

15. und 16. Mai 1895. Im Mittel aus aus einer Wolke von meteorähn liehen 

diesen Beobachtungen fand er für die l'.irlik eichen besteht, sondern, wie l'roi. 

Rotationsgeschwindi^keit der Saturn- Seeliger hervorhebt, zunächst nur, dass 

kugel 0.77 im pro Sekunde, während er ans konzentrischen Schichten bestellt, 

die Rechnung lU.^ 1 ) Inn dafür ersieht, von denen jede .uuniäsi dem Kcplcr'schen 

Der Unterschied der Oese hu indisch Gesetze um jatm n n niert. Die. Cassini- 

in der Rotation des inneren und änderen sein- Tun mm Rillte auf dem Ringe 

Randes vom Saturnringe fand sich zu ist offenbar eine breite Zone, innerhalb 

3.13 km, um welche der innere Rand deren keine Materie cirlruliert 
rascher rotiert, was hinreichend (bis auf Dr. Klein. 



Die letzten fünfzig Jahre der Himmelsforschung;. 



SjSicr Entwickeln ngsgang dcrWissen- 
seluften bindet sich nicht an 
L'liriiin>l"i;:M-lH- Abschinde der Zeit- 
rechnung. Dennoch ist es angemessen, 
an der Wende eines Jahrhunderts zu- 
rückzuschallen auf den Weg, den die 
menschliche. Bildung genommen, hat 
in Bezug auf die Wissenschaft, auf die 
r'urtsch ritte, welche « ührciiddessen ge- 
macht wurden. So auch bezüglich der 
Astronomie. Indessen ist deren Auf- 
blühen während des ganzen 19. Jahr- 
hunderts so unvergleichlich, dass es im 
Rahmen einer kurzen Betrachtung nicht 
wohl geschildert werden kann. Wir 
müssen uns daher hier auf die Fort- 
-eliritie während di r zweiten Hälfte des 
abgelaufenen Jahrhunderts beschränken 
und können dafür auch noch einen sehr 
triitigen Grnid anführen. Der Ki-jiiui] 
der /weilen I lallte des ah<_:cl:mifrrcn 
und der Anlauf de- i;e.L;emvjrtitii:i! 
Jahrhunderts sind jeder durch ein Werk 
bezeichnet, das den Standpunkt der 
a.-iriniimiisclic-ii t : '.irsclimiy in der l'c- 
treffenden Epoche darzustellen unter- 



nimmt. Nämlich der Anfang der fünf- 
ziger Jahre des 19. Jahrhunderts durch 
das Erscheinen des astronomischen 
Bandes von A. v. Humboldts -Kosmos, 
und der Anfang des gegenwartigen 
Jahrhunderls durch das Handbuch der 
allgemeinen f limiiielsbeschrcihung, nach 
dem Standpunkte der astronomischen 
Wissenschaft um Schlüsse des 1<J.J:ili'- 
hundertsvon Dr. Hermann J. Klein.-') 
Heide Bücher liegen zeitlich ;:enau 
50 Jahre auseinander inul beide decken 
sich in Absicht auf Darstellung voll- 
ständig. Diese letztere geht nämlich 
vornehmlich auf das Thalsächliche der 
Beobachtung ans, nicht auf die mathe- 
matische Theorie und deren Au-reilum;. 
In letzlerer Beziehung ist auch während 
der verflossenen 50 Jahre wenigstens 
nichts Neues vorgebracht worden; die 

Milk- di -: -, nr: ^eii J all I hundert- bi ■kannten 
und rech Illings massig benutzlen mathe- 
matischen t jr.nulhe.eii. wie sie von I a- 

'i Hi^uri.-iiiul-i;; ]'KU. Verlai x . Fi. Vit- 
v.-ee .'. S.hu. fiei's 10 ,V,k. 



— 88 — 

plaec.t km?-. Beseel und eini/evi) \vi. iiil,-l-h pluj^ouTUpliibCliOTi K'rurohre, auch keiner 
anderen hergestellt und ausgearliein-t tieri;observ;uorieu mul Nebclfleckkata- 
worden warnt, sind im wc-eullieheii löge. Diesen p ra k I is t Ii l' m Zwecken is: 
auch jetzt noch die Fundamente aller längsl genügt ; wohl aber hat der Mensch 
astronomischen Rech [innren, alk-rdine;s auf der Stufe seiner heutigen Bildung 
vervollkommne! und an Miani tit-n Sidlrii das geis-lijje Bedüricis, ininuT pründ- 
erweitert durch Männer wie Gylden, Hther über die Zustände lies Weltalls 
I isscraud, Stetiger und andere. Da- aufgeklärt zu werden, das grosse Welt- 
Regen hat unsere Kenntnis der ttial- gebä uds immer besser kernten zu lernen, 
siit-lilii-lii'ii Verhältnisse der Himmels- Diesem Zwecke sind die grossen und 
körper heute einen ganz anderen Umfang zahlreichen Sternwarten dienstbar, zu 
als vor 50 Jahren und unser Blick in diesem Zwecke haben die Regierungen 
das Weltall ist weit klarer wie damals, und luK-liller-dgc Prival[n'rsoncii .grosse 
Die Hauptursachc dieser ungeheuren Mittel gespendet und aus diesen Gründen 
Erweiterung unseres th.itsidtiielien begeistert sich der Mensch für die 
Wissens vom Universum ist in der Himmelsforschung. 
Erflndung und Anwendung ganz neuer Qehen wir nun nach dieser Ab- 
Instrumente und Beobachtungsmethoden Schweifung zurück auf unser eigen)- 
tu suchen, des Spektroskops und der Heltes Thema, so liefern die beiden 
photograpliischen Platte, daneben iiatür- oben erwähnten wichtigen Werke das 
lieh in der Vervollkommnung des rem- Material, um den Fortschritt derHimmcls- 
rohres, ohne welches ein Eindringen in kiuule wahrend der letzten 50 Jahre 
die Femen des Himmels Oberhaupt übersieh tlidi kennen zu lernen, 
ausgeschlossen wäre. Ein schwer in Humboldt im dritten Bande seines 
die Wagschale fallender Umstand fr. Kosmos yt-lit hei der Darstellung aus 
Ounstcn der astronomischen Forschung von dem Fixstenihiuimel; Dr. Klein in 
ist aber auch der, dass lebhaftes Intcr- seinem Werke dagegen vom Sonnen- 
esse Für die FTgebnissc der Ifimineis- systeme und schreitet eon diesem au? 
binde heute in den weitesten K'eiseu wdtcr zu den Kometen und Stem- 
der Ue bildeten vorhanden ist. inline sdtr.tipperi dat'tt zu den Fixsternen, 
dieses letztere würde die Himmels- Nebelflecken und der Mtlchstrasse. Wir 
iorsellulig tik'lll in so ausgedehntem sehliessen uns dieser letzteren Wi|;- 
Masse von den Staaten begünstigt Helming an und beginnen unsere 
werden und würden viele und darunter Schilderung der Fortschritte der Aslro- 
gerade die grössten und besteingi-rkh- nomie mit dem Sun neu System, 
ttttn Observatorien niemals ins I eher Der tliaisäelilieiie Hauptkörper des- 
getreten sein. Wenn die Himmels- selben, die Sonne, ist auch derjenige, 
ioiseluuig mir für einen überaus kleinen an welchen sich zunächst der Fori schrill 
Kreis von rarhltuleo allein vorhanden in der Fulwiekdun;.; der beohaellhlidcu 
wäre und sonst keinen Menschen imer- Astronomie knüpfte, 
essicr'ie, so würde es nidit lolmeil. ö- Hezii.glidi der Bedeutung der Sonnt 
für grössere Mitiel amV.nwendcn. sie als Quelle äiratiltndcr lineigie, durch 
würde vielmehr ziemlich unbeachtet welche Bewegung und Leben auf der 
vegetieren, wie es [alirhunderle laug dir title unterhalten wird, soll nur im 
l all war. Denn det p:ak(isi'lu- Nula'li Vorbeigehen erwähn: werden, dass man 
der Himmclsiorschuug isl stets seilt vor riO Jahren hiervon nichts Sicheres 
gering gewesen und wird dies auch wusstc; von der Bedeutung der Wärme- 
blciben; für die Kaie [Verrechnung tnu! Strahlung der Sonne als Hauptkraft- 
die Seefahrt, die mau so oft als ab- quelle die lirde hatie Humboldt in 
hangig von der Astronomit vorführt, seinem Buche keine Ahnung. Die 
bedarf es keiner Spektroskope und ' Würdigung dieser Seite der Sonnen- 



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thätigkcil gehört auch mehr in die 
l'l.ysik uls in die Astronomie und wir 
gehen daher über zu den Vor-.Iellmli;i-j] 
von den physischen Zuständen des 
Si-jntu'Hbnlli. [taiStandpEmktder'w'issen- 
scliaft in dieser Beziehung um 1850 
präzisiert der .Kosmos.- mit folgender 
Darlegung: 

Die Vor nun 11 Ilgen, zu denen die 
neuere Astronomie allmählich über die 
physische Beschaffenheit der Oberfläche 
der Sonne gelangt ist, gründen sich 
auf lange und sorgfältige Beobachtung 
VYrändcrtmu;i , ii, welche in dci selbsl- 



f in den 



Und dennoch war s 



Die 



enhang 

dieser Veränderungen (der Entstehung 
dir Snlmenikckcii, des Verhältnisses der 
Kernflecke von tiefer Schwärze zu den 
sie umgehenden aschgrauen Höfen oder 
Penumbren) hat auf die Annahme ge- 
leitel: dass der Sonnettkürper seihst fast 
ganz dunkel, aber in einer grossen 
Entfernung von einer Lieklhüllc um- 
geben sei; dass in der Lichthülle durch 
^rrmii linder! um unten nach oben 
trichterförmige Öffnungen entstehen, 
und dass der schwarze Kern der Flecken 
ein Teil des dunklen Sonnenkörperä 
seihst sei, welcher durch jene ('limum/ 
sichtbar werde. Um diese Erklärung, 
die wir hier nur vorläufig in grösster 
Allgemeinheit geben, für das Einzelne 
cier Erscheinungen auf der Sonncn- 
uberi lache licfrted inender zu machen, 
werden in dem s rsrji c Ii \vM rt i iro 1 1 Zustand 
der Wissenschaft drei Umhüllungen der 
dunklen Sonnenkugel angenommen: zu- 
siehst eine innere, wolkenarlige Dtinsl- 
hüfle; darüber die Lichthülle (Photo- 
spliärc); und über dieser (wie besonders 
die totale Sonnenfinsternis vom 8. Juli 
IS42 erwiesen zu haben scheint) eine 
äussere Wolkciibülle dunkel oder doch 



Wenn man diese Darstellung vom 
Stamlj) unkte der heutigen astronomischen 
Wissenschaft würdic.1, so imiss man 
sielt rüglich wundern, dass eine so v;>ii:i; 
allen physikalischen Piiii/ipien wider- 
sprechende Hypothese allgemein Beifall 
Sirius 1901. Heft 4, 



lebenden Physiker (Arago) formuliert 
worden und galt auf dessen Autorität 
hin in den wiisenscllnill iiiuei Kreisen 
als richtig, wurde auch in populären 
Schrine]] als über jede:] Zweifel erhüben 
dargestellt Durch unmittelbare Beob- 
aehumt; der Sonne allein würde man 
vielleicht auch schwerlich darüber liinaus- 
■;eki:mincti sein- \ ielinehr wurden :ich- 
tigere Ansichten durch physikalische 
Forschungen, die ursprünglick nacb 
s,-auz anderen Ricl]tuni[e:i llln/k-llcii, 
iiu^eba!]iil, nämlich durch die Anstel- 
lung der mechanischen Wärmetheorie 
und des □esetzes der Erhaltung der 
i\:ieri r i<;, endlich durch Erfindung der 
Spektralanalyse. Die wie Zwicbclsclirdcn 
einander umsek Ii essen den Hüllen des 
Somienballo iiiiren msiii iiinilich ange- 
nommen worden, um zu erklären, wes- 
halb die dunklen Sonnenflecken gegen 
den Sonnen rand hin excentrisch zu den 
sie umgebenden aschgrauen Höfen oder 
Penumbren stehen. Der schottische 
Astronom Alexander Wilson schloss 
nämlich 1774 aus diesem Umstände, 
dass die Sonnctiflcckc trichterförmige 
Öffnungen oder Einsetzungen von der 
leuchtenden Photospliiire bis zurdimklen 
Sonnenkugel bildeten und dass der Hof 
{die Penumbra) nichts anderes als die 
steilen Seitenwände des Trichters bilde. 
Dieser Theorie schloss sich W. Herschel 

weiter aus. Sie giebt aber in der That 
einen Beweis dafür, wie leicht sich 
fehlerhafte \'uisieihuiL[en mibemctki in 
die Wissenschaft einschleichen und dorl 
festsetzen ln'imien. Wenn der Kern der 
Sonne sich nicht in Hitze befinden 
sollte, sondern verhältnismässig kalt und 
dunkel wäre, so würde dies voraus- 
setzen, dass die den Kern schützende 
Wolkeiiseliicht die Hitze der Photo- 
sphäre so vollkommen abhielte, dass 
auch nicht die geringste Spur durch- 
iiränire. Denn weil sich die eeriniistvii 
Mengen wegen fehlender Aiissiialihmij 
im Laufe der Jahrtausende vermehren, 
n 



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so müsstc notwendigerweise endlich 
ei n t- hoiieTeinperatiireiit'telien. Nehmen 
wir auch eine Wolkenschicht an, die 
selbst innerhalb Jahrtausenden keine 
Wärme auf den Kern gelangen lässt, 
so würde die Wärme dach, schon durch 
den unzählige Male wiederholten Pro- 
zess frichterffirmiger Öffnungen von 
grossen Dimensionen und vieltägiger 
Dauer, endlich in solcher Inicn-hät sich 
auf dem Kern anhäufen müssen, dass 
dieser schliesslich der Pllfti 'Sphäre .1» 
Olut nicht nachstände. Kirchhoff sagte 
daher sehr richtig; Die Wilson'-ehe 
Hypothese scheint mir in solchen! Crradc 
sicheren physikalischen Erkenntnissen \ 
zu widersprechen, dass sie selbst dann i 
verworfen werden müsstc, wenn man 
nicli! imslaiuie war,'. die i:i!=cheüiiuL;;en 
der Suniu-uFl ecken auf eine andere Weise I 
auch nur einigermassen be[;reulieh m 
machen.« 

Khcldmif erklärt auf (irurid seiner 
>|iekli'ilian;dylisellelL Studien die Siilllle:)- 

fleeke für Wolken, was auch schon 
Galilei gtthan halle. Diese Erklärung 
fand ?i] nächst bei den Astronomen 
wenig Iteifail, ohgleien si-hfi:i tu ^.Jahr- 
hundert Lalande betont hatte, dass die 
excen Irische Stellung der Kemflecke in 
ihren Höfen am Sonnenrande, nicht bei 



Oberfläche abhängt Die Flecke sind 
auch nach Spörer Wolken massen, die 
in der ffasiüruiiffcii Smiueualmospliürc 
schwimmen. Die Sonnenfackeln hielt 
Spörer für Teile der Sönnern itierflüdie, 
über welchen die Flecke sich befinden. 
• Es ist nicht zu leugnen,« sagt er, «dass 
die ain Sonnenrande von Fackeln um- 
ecbenen He.-ke den lümlruek machen, 
als befänden sie sich in einer Vertief im ff, 
zwischen glänzenden Bergen. Diese 
[irsdifiniliiff wird uian indessen als 
eine durcli die glänzenden Flächen 
hervorgerufene optische Täuschung an- 
sehen müssen, weil wir doch nur ein 
völlig ebenes Bild betrachten. Aller- 
dings hat Sccchi am 5. August 1865 
beobachtet, das; die Fackeln, an den 
Westrand tretend, als Ideine Hervor- 
ragungen und Unregelmässigkeiten über 

dou entscheidenden He weis dafür -all, 
dass die Fackeln bergartige Erhöhungen 
sein müssten. Nach seinen Angaben 
wiirui.ii diese (Serge sngtlr di',' Hiihc 
von 24 geographischen Meilen über- 
steigen. Wie aber neben solchen Glut' 
lien.-eli line.'a dunkle .Massen, die I lecke 
bcHieheu komien. 1,1 nicht wühl erklär- 
lich. Wir betrachtet!, fährt Sporer Fort, 
die Hecke als wulkeuardgc Gebilde, 
entfernt oberhalb heller Mächen, olvi- 
lialb der f-'aekcl flächen, und deuten 
diese als eine von Stürmen bewegte 
Nehclschiclit, welche indes infolge der 
Schwerkraft nicht zu solchen Wellen- 

|ie:e.eu anfiel; leben wen Leu küime. deren 

Höhe für uns noch messbar oder wahr- 
nehmbar wäre. Ücrlieobachitui;- Stech ii 
können wir aher durch folgende Be- 
irathtung fjctifii;i- leisten. Ais m-t- 
« tridi;[e h.'h'.e der Strahlen tu ecluiiig 
einer Somicriatuiusphärc: i.;t a 



n Rande 



a-Sonn 



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- 91 — 

nur, dass jedenfalls der äusserte Teil ■ die Strahlenbrechung gehobenen Saume, 
des feinen Saumes, welcher schon durch intensive Fackeln vorhanden sind, so 
die Lichtschwächung In der Sonnen- werden solche Stellen uns sichtbar sein 
atmosphäre sehr matt ist, bei Anwendung können, und alsdann die Erscheinung 
eines Blemlglasrs unsichtbar bleiben von liervorragimgeu über den Souncii- 
muss. Wenn aber auf der uns afage- rand gewähren., 
wandten Sonnenseite, auf dem tlureh iF-Virisei^infl Wüt.t 



Vermischte Nachrichten. 



Über die Benennung' der kleinen 
Planeten schreibt der Vorsteher des 
Kgl- Rechen institutes in Berlin, Herr 
J. Bauschinger, in No. 3633 der Astron. 
Nachr.: in der Belebung der kleinen 
Planeten mit Nami-n sind dir l\n!dcd;er 
in den letzten Jahren mit yms-LT I aüg- 
samkeit vorgegangen ; so haben von den 
107 seil IS')3 entdeckten und numerier- 
te« Planeten (356) bis (462) erst 23 
einen Namen erhalten. Wenn nun auch 
zugegeben werden nittss, dass durch 
die vorläufige- Bezeichnung mit Buch- 
staben und durch dir uiichh äijiche 



- iieleisl. 



i darf t 



Namen ihre volle Berechtigung haben. 
Abgesehen davon, das ; : c:iidureli HiOkihic 
üblicher Gebrauch nicht ohne Not- 
wendigkeit aufgegeben werden sollte, 
bieten dii Samen ein ■/. envel les, mnemo- 
technisches Hilfsuütel, welches jedem, 
der sidi mildert iesun it!;TU|mr ixe- 1. leim n 
f 'Linden in beschäftigen hat, unent- 
behrlich erscheinen wird: Nummern 
und Buchstaben werden leicht ver- 
wechselt, der Name d.i>:e;>i n prä'j! sieh 
n:it der ganzen t irse'.iiehle des Planeten 
leicht dem Gedächtnis ein. Ich bin zu 
driuMLrschkissgrkiimim-ii.dcn Vbr^u 
des Rechen instituts dieses Hilfsmittel 
nicht länger z:\ entziehen und werde 
mfr erlauben, in Zukunft jeden neu 
entdeckten Planeten, nachdem er in der 
zweiten Opposition beobachtet worden 
isLim BeriiuerJahrkichnüt einem .Vuuen 
zu belegen, wenn der Entdecker selbst 



bis dahin von seinem Recht keinen Ge- 
brauch gemacht haben wird. Was die 
noch nicht benannten Planeten (356) 
bis (443) anlangt, so werde ich an- 
nelunen, dass die tn kl eck er, wenn sie 
Iiis mim !. Juli l'IOl keinen Namen 
bekannt gemacht haben, auf ihr Recht der 
Nj-neiigciurng verzichten, und auch 
diese Planeten mit Namen belegen. An 
dem genannten Datum hoffe ich die 
Vorarbeiten für eine geplante umfang- 
reiche Statistik der kleinen Planeten, im 
ersten Jahrhundert ihrer wissenschaft- 
lichen Existenz, zum Abschluss gebracht 



Vorübergung 
des 1. Jupitermondes vorderScheibe 
des Jupiter findet am 30. Juni statt. 
An diesem Tage gehl für einen Be- 
obachter auf dem Jupiter die Erde vor 
der Sonne vorüber und gleichzeitig 
kreuzt der I. Jupitemiend die Seheibe 
seines Planeten. Der Eintritt findet 
statt 10h 4 ra,iier Austritt 12h 21 m. Gleich- 
zeitig tritt nun auch der Schatten dieses 
Mondes auf die Jupiterscheibe und ver- 
lässt sie in derselben Minute wie der 
Trabant selbst Dieser Trabant bedeckt 
daher für den Anblick von der Erde 



iuiüli.e 



! lal:^ 



icibdien 



des Trabanten überragen, si>da..s dii-str 
wie von einem schmalen, dunklen Ringe 
umgeben erscheinen wird. Der ganze 
Vorgang, der sehr selten zu seilen ist, 
wird ein dankenswertes Objekt des 
Beobachters sein. 



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Ein Verzeichnis von 9 Sternen i; Andromedac. Auf den Spektro- 



ist von W. Campbell und H. Wright sdiwindigkeiteu zwischen + 2 und 

wroifcinlirhl worden. 1 ) Dieselben sind 2i) km. 

mit dein Mil ls';cl:cii S| lr< ji; i ;i f ili*?ti als ■ Pegasi. Ein Doppclslem von nur 

spcktrograpliischc D'ip;-d-leri:c erkannt ii.-T [)isl;niz mit der kiir^L-i-tL-ri bekannten 

worden und den lfi bis je tzt erkannten Umlaufszcit (II Jahre), von fiurnhaiu 

bei/iifiinvi). IS sind folgende: I SSO euldecld. Iis ist nicht tniiglidi 

12 Persel (. ■ 2 «' 36m ,1 + 39" 46'). die Speklr.t si'|wal ?.u phologra|iliicren 

Der Doppelchirakler de- Spektrums kille der beiden Komponenten, waln- 

wurde im Januar 1UU0 erkannt. Auf scilciliJic.li diejenige, deren Spektrum 

drei ] J :,-itleu sind die Spektra beider in der II r - Ivc.eioii -täi k.-i erscheint, ist 

Komponenten sichtbar und itidil sehr wiederum doppelt, das Ganze also ein 

unähnlich, auf einer I'latte fallen beide dreifaches System von hohem wissen- 

Spektra zusammen. [>ie maximale Oe- schaillielicn Interesse. Die Geschwin- 

seliw iridis; keil der einen Koriipoucrile ili.;keileu liefen /wischen + 3-1 nnd 

isr 42, der anderer 51 km. die Ii km und die Periode scheint clw.L 

Ucsrtnviuiiigkcit des Systems etwa sechs Tage zu betrauen. In dem Aus- 

Ti km in der Sekunde. -dien des Spektrums /ei-eri -ich Andc- 

i Ursae majoris. Der Haupfsten 
dieses wnlilbekanrileu Doppelstern; i? 
spektroskopisch doppelt, das System 
al-u dreifach. Die iciiiriderliclie t"ie- . , ... . , 

«MufeM .«* im M» Hl» - Irs;H«i- 

,n„l,.d„: „u e„d,,m, im «„im,,,,, »1'K'«-. Dul.m,, i,.„ u„ ,1,, 

als --2I6 km uitcres.anle J liat-adie am mcrksani s;e- 

U j Leonis (ii 1 1 Ii 13'« - -\- '2(i"-t(v) '"'y 1 '' ,' l:,ss . w;il ' :, '7 ul ^p']™''<™" 

iv.e s iescliwindi-keit schwankt /Wischer- 1 "-J.'hrlu.niicrts selir skm/.erKle Komercr, 

-■■'■'lind Ki/'wi ! " Zwischenzeiten von je 1P L = Jahren 



d Boolis {« 
Die Geschwind! 



kei "ist ^Maximum , Kometen von 1823, IBöf 1862 und 

,,-,„,,,, eri \rmrilimcri , VI ! ^ 1 «-curi diese Periode sich fernerhin 

m bewahrheitet, so würde das Erscheinen 

ß Scuti (ri 18'' 42"! ,1 -4" 51') emt ' Ä lu ' 11 '"" Kometen im gegenwärtigen 

Dic'ii'e-diwiiidii^eit ""variiert /wischen |;Ulrc 

— 32 und —11 Am. 

M3Herculis[ol8ii 50m*— 22° 32% Fernrohre für Freunde der 
Die Geschwindigkeit schwankt von Himmelsbeobaohtunft. Aus dem 

— 35 bis — 16 km. Leser kreise des Sirius sind mir mehrere 
2 Scuti (o 18h 3j™ & — 9° 0% ; grössere und kleinere, sehr gut erhaltene 

Die Milien im Svc knu 1 1 1 diese- Sternes Fernrohre ziuu VcrLiiiic angemeldet 
sind ziemlich breit sind deshalb schwer worden. Freunden der Himmels- 
ruit Genauigkeit irr messen. Die Ge- beobachlung, welche die Anschaffung 
-diu indiej.eh -dl wankt Aei-dien — 30 eine- solchen Instrumentes beabsichtigen 
und — 38 km. und sich dieserlialb an mich wenden, 

■ bin ich /u jeder ucwidischien Au-knm't 
') Abiroph. Journal XII. No. 4, p. 254. ! gern bereit. Dr. Klein. 



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Astronomischer Kalender für den Monat 
Juni 1901. 



r Mittag. 

ension DeMinatlo: 



Mittlerer Berliner Mittag- 
Rektunsnoti I Deklination ^™ d d 



M.T.irr :n :.r.>,,lcr ,.,;lir!i<r i-L ■ n-iti":! Jl :H\ 

V i' rL Ii i in k.'njinikii..[i in ii.'i.l ;i n.-i- ,; ;. mir <k-nl Mnitdi'. 

■Mmkui in ki.n:iiiil.:i..ii in l^i-n r..-i f mini r:;l .l.nn M..n.!.\ 

Nfiliilri in K'inrnr.^li. n in (;. k i-ii-im: mir i!ti Sinn-. 

.Mclklii im j : ■- ■ :- 1 ^- : - L 1 k"n .lnr. 

*<mnc i::i 7>:\'. Ii'. n I. r' h--- S.'n ■.- V ;;. 

Mars in Kintjnukliun in k. ;.i: i -..ti-,.tj mir di-in Monde. 

a Virniiiis Iji Kunj. in H.kiajc. mit dem Monde. Ufdeckunu. 



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"ilßlii 
"Iii!! 



IsäÜä Iis 
"Sil i:i i; 



!3 I 0 . E2-5 Erst« Viertel. 
M SSI ~ ! KinEiSnät 



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- 95 - 




Die -iimllieliell Ai:l;;iIh-n liin-r 1Ü1- ! :• 
b auf miMlere Zelt von Grccnwich. Die 



scheinungen der Jup 

"[Vnj'lll^tll Si Uli llll K!irUTll'l|M L ' iiifL'- .-Mjyin ulios vom jupnei nuen rini I l'|S II 

fciclmct. [)io vier Rrässcrcn i-igrti i-l-h JciLitn die Stellniii; j.'ilts Mondes mit [Wnu; a;r 
ilt-ji J-.ijiiltT für den Aii^i'iiHii-l der Vi'i[ii]-1i'ii::i!; 'dl uik-r de- WiL-ik-rirrsf tu-incils c 
Ist r tiichr angeneben, 50 kann der Austritt aus dem Schatten nicht beobachtet werden. 
Ferner bedeulet bei den nachfolgenden Zeitangaben: 

Ec !'> das Ver-i-aicmik-n Ji-i "I ij.lmnli.-ii im >'h:itttn lies Jupiter. 

Ec R den Auslrilt des TraLunlen aus dem Sehalten des Jupiter. 

Oc D das Verschwinden di-s T:-.i:iiimeii hinter der Jupiterscheibe. 

üc I) das Wied m-n-chd nen siiiliel! neben der Jupiteiicheihe. 

Tr l den nimmt ile- Tialiiinir-u i-ir die Jupiter iCUei I.e. 

Tf Ii den Austritt de; T:,',;'n:1e(i au- der Jupiier-i-lieibe. 

Sh I den Eintritt des Trnl teu-eh/iden- rinf die Jnpilerschcibe. 

Sil 1: (ii-ii Auilrilt de- Tra[>:iuleii<cll;Li[eni aus der liniterscllellie. 
iis sind Tiili-die-ciri^eu L ' : Lfi uimni L?eti der Jupilerini.udL' aufblüht;, nekhe sicli ereignen, 

MiiniL'iiv dieser ErscllcilliHiKCü nach miTtekuidpliiscai'i Zeit ;u finden. hat man nur 
nütiy 1 '" 111 de i(ji;;el^i!in Znl|mu»:eri zu addieren. 

Juni I. III. Oc R Ii* 16-. Juni 2. II. Tr. 1. 11* 12». II. Sh. E, I»* II». 
II. Tr. E. 11* 0- Juni 3. IV. Oc. D. 13" so«. IV. Oc. R. u* 34=. Juni 6. I. Sh. 

I. 16b ar.™. j U n| 6. I. Ec. D. iah ,7™ «„. I. Oc R. ist. 30-. Jnnl 7. L Sh. I. 
9*61». 1. Tr. 1. 10 * 2G~. I. Sh. E. 1*1= 11». 1. Tr. E. 12 * 43». Juni B. 1. Oc. H. 
10*2". III. Oc R. 14 * 48». Juni 8. II. Sh. !. 12" 30". 11. Tr. L 13" 20». 11. Sh. E. 
ifiü 17». Juni Ii. H. Oc. R. l»'' 24». IV. Sh. I. ist 20». Juni 18. I. Ec. D. 14* 
(1-31-. Juni 14. 1. Sh. I. 11' 47». I. Tr. I. 12» 11» I. Sh. E. 1*» D». 1. Tr. E. 
H'SB". Juni IB. I. Oc. R, 11- 47-, III. Ec. D. 13* 42™ 37-. Juni IS. II. Sh. I. 
15* «» Juni IS. II. Ec. D. ii" ih- 44-. II. Oc R. 12t 39". Juni 21. I. Sh. 1. 
13* 41». I. Tr. I. 13* 35«. Juni 22. I. Ec. D. II* 4» 14-. 1. Oc. R. !3* 31- 
Junl 23. I. Sh. E. 10* 27". I. Tr. E. 10* 38". Juni 2&. 11. Ec. D. II* 83" 41-. 

II. Oc R. 14* S4". Juni 28. III. Sh. E. 10t 2S-. III. Tr. E. 10* 43-. Juni 27. II. 
Sh. E. 9* 47- il. Tr. E. 9* 60". Juni 28. IV. Sh. I. 9» 23". IV. Tr. I. 0* 47«. 
IV. Sh. E. Ith 30". IV. Tr. E. n*U-. 1. Sh. 1. Iii* 30". I. Tr. 1. 16* 38". 
Juni 2B. I. Oc D. lä h 67". 1. Oc. R. 18* is». Juni 3U. 1. Tr. 1. io* 4 -. 1, Sh. I. 



Stellungen der Saturnmonde. (Erklärung S. 
Zeiten der östlichen Elongalion int Juni 1901. 
Tethys. Juni !. 9-6"; Juni 3. OB"; Juni &. *1*; Jun 
*; Juni 10. 19-9"; Juni 12. 17'2"; Juni 14. IM*; Juni 1 
; Juni 20. 6-4^ Juni 22. S 7"; Juni 24. !V<<; Juni äS. 2»-» 



. 21-3"; Juni 24. 14-9*; 
. 12-9"; Juni I 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



CentraJorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelskunde. 



n J. Ekln in Köln aJRb. 
Mai 10Dl Wissen null [ i>fi:iini sir-.il du- I u-uili- und di,- 

Uiai 1HU1. Be™Siiigiin 8 der Menschheit.. Kosmos. 

Jeden Monat l Heft. ~ Jährlich 12 Mb. 
Verlas von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 

^ INHALT: Jlhrliche periodische VerlnderuriBen aar Min. Von Alfred^ Arend 



■ährliehe periodische Veränderungen auf Mars. 



n Alfred Arandt. 



man beobachtet, dass sie sich vi 
Die Veränderung der Polkalot 
Art, Ursache und Periode i; 



: aller Marskarten t 
j die^ Ve^uUmg g 



die Vermutung aussprachen, 
ändernngen stünden mit den J; 
in Zusammenhang. Eine En* 
dieser Frage hoffte Schiaparcl 



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98 



tu- sfarniclit wiedci/uei kennen und seine 
Flecke ohne Zuliilfenalimc der Rech- 
nung kaum zu identifizieren seien. 
Beweis dafür ist u. a., dass Reer und 
Mädler, gewiss ilic griisslen Mar-lcimer 
ihrer Zeit, sich ihr unfähig erklärten, 
die Wahrnehmungen :m Ma-s während 
seiner Oppositionen 1837 und 1839, 
um deren Zeil die nördliche \1ar.-hcm:- 
spiiärc iiir Simmiersiilst:/ halle, mit 
denen von 1830, als Mars im Winter- 
solstiz der nördlichen Halbkugel stand, 
zu identifizieren; und zwar so wenig, 
dass sie infolge ungenauer Kenntnis 
der Iii Matii ni.-diUH'r- de» Mai>s;ebi:dtii 
Iii !7 gänzlich falsche ai co^phischc 
i ängen gaben. Hierbei isl ju bemerken, 
dass sowohl i-itn- ymisiiye OppusiUim 
als auch dieselbe Jahreszeit während 
der Opposition alle 15 Jahre wieder- 
kehrt, und zwar so, dass die nördliche 
I kini>[>h:ii l- des .Mais, die im Jahre 18311 
ihrWmlcrsolsli/. iirdk.nadi 7 "Jahren. 
1837 und IS-j'J, ihr Summcrsulstiz. 
nach 15 Jahren aber, ISVi. wieder ihr 
Wiutersols-iiz /nr Zeit de r ( Ipposition 
harte. Da nun um die Zeit jeder 
günstigen Opposition, während der ja 
der Mars am meisten beobachtet wird, 
die Marsoberfläche dieselbe Jahreszeit 
hat, so kann es nicht weiter betremden, 
wenn man die periodischen Veränder- 
ungen bisher uicltl mit ( iemirngkrii er- 



Mit 



furl-ehrcitenden Studii 



mehr sicher, d.issdic (ichildc der ( >her- 
iLlil-I ll- Unsens Nachbarp!aiie:cu 10 der 
Thai periodische Vcr.'mdcrLiiie.cii nach 
den Jalircs/riten hätten, und als die 
diesjährige Marsiiprosilou Gelegenheit 
bot, diesbezügliche Reob ach hingen am 
Fernrohr anzustellen, wurde durch 
diese die Mutmassnni; zur ( kwissheit er- 
hoben. Nach diesen Beobachtungen 
unterließt es keinem Zweifel, dass 
die Marsoberfläche grosse perio- 



gebilde aufweist, und dass sie 
nach einem Marsjahr wieder das- 
selbe Aussehen zeigt, nachdem 
sie dasselbe iortla i: t" eil d w.ihren.i 
dieser jährlichen Periode ge- 
ändert. Denn Mars, der während dieser 
i")|i;.,isilir,n/ne:.M..oa:ei'(ir 1 !ei Somniet- 
Sdlsliz der nördlichen Halbkugel slano, 
zeigte dasselbe Aussehen, das er nach 
Beer und Mädler zwei Monate vor dem 
Summersolstiz 1837 und 1839 hatte, 
wobei zu beachten, dass diese Beob- 
achter damals [n seinem Aussehen nicht 
die i.-i.-ri lieble Ähnlich teil mit dem vtc: 
1830 konstatieren konnten. 

Beweisend war ferner, dass die 
l.ohse'schc Karte von 1877 79, als die 
Nordheltlisphärc clic:1 i I:t Willtersoisli/. 
gehabt, völlig verschieden ist von der 
Lohsc' sehen Karle von 1 St J 04. als die 
Nordhemi Sphäre vor ihrem Sommer- 
solsli/ stand, dagegen auf das genaueste 
Übereinstimmt mit der Kaiser 'sehen Karte 
von ISijL'W. den Mädlcr'srhci! Zeich- 
nungen von 1530, den »iehiiimyeii 
von Da wes, I.ockver und Schmidt 
IS<j2 64, als die nördliche Halbkugel 
gleichfalls eben ihr Wintcrsolstiz hinter 
sich halte. Reweisend war endlich die 
Cerulli'sche Marskarle 1898,09. Als 
dieselbe erschienen war, verglich ich 
sie mit einsprechenden Zeichnungen 
mal Kauen von Knobel ISSsl und Lohsc 
1 883,84 und Lowell 1895 (Quadratur) 
neben Aufzeichnungen von Mädler 
liri-j. und alle- >timmte vorlrvitlich 

Man glaube nicht etwa, dass die 
Stellung der Marsgebilde auf der 
H.inctcnM'hcibe /u Ceiiirum und Hand 
Einfluss auf das Aussehen derselben 
haben. Das dein nicht so ist, beweisen 
die trefflichen Maßzeichnungen neuerer 
Beobachter, auf denen alle Gebilde am 
Itllide nahezu dieselbe Denllichkeit Ulk! 
Dunkelheit haben wie die in der Mitte. 
Ich selbst konnte mich neuerdings oft 
'Jen u:; vini dieser [iir.tsachc iibcr;eui:eu : 
so ull ein dunkles i'iehilde am Mars- 
nrndc ain'i.'iuehle. haue es nahezu die 
volle Dunkelheit 



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— 00 — 

Nach Sichersicllungaller dieser Tliat- wasser den beiden Syrien zu. c] Das 
Sachen konnte ich also daran gehen, | unter dem 100. bis ISO. Längengrad ge- 
eilt Bild von diesen Verander- sctimolzcne Schneewasser drängt gegen 
ungen, die besonders auf die Wirkung die durch Dämme oder Ähnliches Bo- 
des Wassers zurückzuführen sind, zu schützten Kuntincntallaiidschaften Mem- 



. Karten in Klammern zeigt 
: als Grundlage des be- 
reite der Darstellung ge- 



liat d) Andere Wasserstrassen, mi 
breit, aber zahlreicher, durchquerer 
Wassergebiet um die Regionen Ar 
Ogygis und Pyrrhae Regio. 

Grosse Wassermengen stauen 
in den Meeren südlich vom Äqi 
an (Beer und Mädler 1830, Kaiser 1t 
Sinus Sabäus ist tiefschwarz, S 




, alles Land zwischen dem 
70. und Jj. südlichen liici'cii!;rad ausser 
Hellas überschwemmend, a) Drei breite 
Wasserstrassen führen das Schmelz- 
wasser, das sieb zwischen dem 300. 
und JU. Längengrad loslöst, an den die 
Insel Hellas cmsehlu'v-.!.iuk'i Daumen 
vorbei nach dem Marc SnlniiuiiMSyrlis 
major), wie sowohl die erwähnlen 
Zeichnungen von Scbäherlc als auch 
liic MiidU r'-elii: Karle naeh IS'lf] /d.neii. 
b) Von der anderen Seite führt eine 
andere Wasserstrasse das südlich der 
Insel Thyle freigewordene Schmelz- 



scliufiiinu (Schaber^ i6V2. S.hiapaiYlli 
IÜ77, Mildler 1832): solche Wasser- 
flächen liegen hauptsächlich zwischen 
150" und 220- L (üceaiius Fluvius), 
bei 0" bis 30° nördl. Br. Nun hat 
sich das Wasser in den Meeren der 
Si'klliallikrsjel ;;ki Jiniämii; wnvilr: die 
Inseln treten einzeln wieder hervor, 
uolim^euvri Hellas und die Gebiete 
um den Sinus Sabäus sich mit bräun- 
lichroler hübe bedecken, deren l'i.aehe 
vermutlich eine schwache Überflutung 
ist (Beer und Mädler 1830, SchlapareHi 



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hingegen Vielirl sich nun dieSchneckalottc 
der Nordhemisphärc der Sonne zu und 
beginnt in der iiiichslcu Zeilen schmelzen 
(Kaiser ]SM). Intiileedesscii iilH-riliileu 
sich die jetzt ohnehin an Wasserreichen 
lalbkugt 



(Kais 



4, Brei 



i 35. I 



■ 1894). Nun 



L Br. 



Kontinental massen und Meeren lallen 
noch auf. Jetzt verleihen die Kanäle 
der Marsoberfläche ihr typisches Aus- 
sehen. Maii nscliriiit als lir.Hr Scheibe, 
die von zahlreichen geraden Linien 
Ihre Kreuzungspunkte 



nd : 



Mecrt 



f der Nor 



inisiv-üP. 
:rkle Dil) 



1894) i 



licllllieil In 

(Schiaparell 
Südhalbkugel hingegen, die zunächst 
noch recht dunkel sind (Brenner 1S94), 
Massen ah und niausiclit de'.itl ich Irircniic: 
1 S'JO), wir sich die Wassermassen an den 
Mündungen lireiler Kanäle, in den 
Sinus (Margaritifer, Aurora, Aom'us, 
Syrtis minor und major, Sinus Sabäus) 
zusammenziehen, sodass die Sinus 
dunkel sind und sich gegen die süd- 
lichen .Meere abblassen, und wie sie 
dann in den Kanälen verschwinden. 
Wenig hat mich so von der Richtig- 
tnt meiner lv:iau[Kiir!L.'i'ii iil^T^ L i:s.;l 
wie dii^e \V;]irnclunLingcri, die mit 
ihnen so schön in Einklang zu bringen 



htem Wasser 
bedeckt sind (Lowell und Douglas, 
Quadratur 1894,95, Cerulli 1898,-99) 
sind von zahlreichen Kanälen durch- 
zogen: diese Seen und Kanäle sind eben 
fast die einzigen Resle der zuvor so 
ausgedehnten Meeresflächen. Man sieht 
an alledem, dass Mars jetzt nach 
drin rriililmgsiqiiinofcduni der Nord- 
halflc allenthalben den grösslen Wasser- 



III. 



BCfaOl 



bcHitiri 



lirftcu 

schme 



nie 



i YV.is 



Nordpol ab- 
i, und es bilden 



das Marc Boraum; der Niliacus Lacus 
wird ;.[russ Hin! bieii. ilrr Kaiiai l,u:u- 
niii:, nieeiiiniii, diu l'r< ip.jntts nwrilrrl 
sich, nördlich von Elysium sind die 
( iebietc iiluT.vlHmnmt (Sdiiaparclli 
1881 , Brenner 1896). Während steh 
um den Nordpol, der jetzt sein Früh- 
liuKsaquinoktium hinler sich hat, immer 
mein- Schmelzwasser ansammelt, Hussen 
die Meere der Siidlialbliiigel während 
ihres Herbstes aulfallcnd ab: Sinus 
Sahiins wird iuatt;;taii, tun 1 Maie Sahn- 
lum beMIt eine gewisse Dunkelheit 
(Mädler 1034(35). Alle Kanäle der 
Sudl::i!Wmi'.ci weiden ivn-ser die. .Meere 
verschwinden fast ganz, Marc Sirenum 
und Marc Cimmerium erscheinen jetzt 
nur als breite Kanäle (Cerulli 1898/99); 
nur einige Kanal kreu zun gspun kle in den 



kalotte 

und mehr der Sonne zugekehrt wird, 
ihr Schmelzwasser äquatorwärts zu 
schicken. (Knobel 1883.) An drei Stellen 
zunächst, am Marc Acidalium, am Cerau- 
nius und bei der Propontis ragen 
wasserhed eckte Regionen in den Kon- 
tinent hinein : von diesen fiirhl dir eiste 
das Mare Acidalium, das mit dem Nil- 
see eins bildet, tiefschwarz (Lohse 
1883,84, Schiaparelli 1884, r 
l'iiir)), .rodet die 



haften Ten- 



id Elysii 

tuend die Südhalbkugc) fast 
ierarm ist — sodass z. B. 
Lacus Solis aus zwei kleinen Flecken 
besteht, deren jeder nur ein Zehntel 
des Flächenraumes bedeckt, den Lacus 
des Sommersolstizes der 



llMhMl- 



r Nor 



setzt. Die Gegenden nördlich von 
l'roliniilus werden übcrfhtlel (Beer und 
Mädler 1837);grosse Flüssigkciismciiect: 
drangen sich durch die Nilosyrtis, und 
da- Vi.ui- Sabi'liiiü hr';iiuil sich wieder 
zu fOllen (Urania 1900,01, Lohse 1884). 



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Lacits Moeris ist sehr gross. Die Gegend 
von Thot bis zur Landschaft Elysium 
ist überschwemmt. Durch die zu- 
itrüiiiniutdiri Wasieruieniren v/erden 
grosse Regionen am Äquator unter 
Wasser geset;!. vornciimlidi tlphir und 
Tartaris. Ein grosser geschwungener 
Streifen (Mädler 1837/35, Kunowsky 
1822) liegt zwischen 180" und 2«" 
Br. auf dem nördlichen Kontinent. 
Die Oberfläche des Planeten ist mit 
zahlreichen blassen Flecken besäl (Mädler 
1837/30, der Verfasser 1901). Bereits 
herinnen sich die Meeresflächen der 
Südbälfte unter dem Einfluss der 
von der Nord halbkugel zuströmenden 
Flüssigkeitsmassen dunkler zu färben; 
der Aurora Sinus, zwei Flecken im 
Mare linthrämn, das Mare ( jmmeriimi 
und ein dunkler Fleck /wischt« 120° 
und 150" L und 0° bis 30" südl. Br. 
sind jetzt die dunkelsten, also tiefsten 
Wasserflächen (d. Verf. 1901), während 
das Marc Acidaüum bereits blasser ist. 
Die in der Nähe des Ganges dem Au- 
rirra Sinus /intmiucnJi.Ti Wa^ermtiiL:e;i 
bilden ein Gewirr von Streifen und 
Kanälen (Lohst 1S7I). 

IV. Alle Kanäle des Kontinents sind 
jetzt breit, und die Meere der Sfidhalb- 
kiigel erweitern sich und werden tiefer 
(Perrotin und Thollon 1SSS, Green 
1873). Sie nähern sich mehr und mehr 
dem Aussehen, das sie zu Beginn der 
Periode zeigten (Schiaparelii 1888). 
Die Inseln der SQdhalbkugel ver- 
schwinden zum Teil unter den an- 
drängenden Fluten, und besonders süd- 
lich von Aeria /ciffl sich M. Ii rvüirrin rn 
dunkel und inselarm. Besonders zahl- 
reich treten Verdoppelungen auf; um 
den Nordpol werden viele neue Kanäle 
gesehen. Der Südpolarschnee, der schon 
seit einiger Zeit der Sonne zugebehrt 
ist uiiJ ahfciiiitil/t, r-fndet sein Wasser 
.U'iddu'allä in dit Siiduietrc, und jetzt 
nach dem I k'ihst;i.[iii[i(i!;tiiiiii der Nord- 
halbkugel habe» wir ein Maximum des 
Wasserstandes auf Mars. Nun ist das 
Jiiiiimcradläiij! der Siidhall>ktip;d wieder 
da (Schäberle 18Q2), und die Ver- 



I Inderungen und Strömungen beginnen 























dass das Aussehe 


n der gesamten 


Marsoberfläche 


nter dem Ein- 










Pole* i u um a ndern 


steht Ob es nun 


gerade unser Wasse 


ist, das da strömt. 




unwesentlich. Als 



sieher aber wurde hierbei angesehen, 
dass nie MarsolvrfJädie Willis; nivelliert 
und eben isl, und dass auch nicht die 
geringsten Erhebungen auf Mars zu 
finden sind. Denn das folgt nicht allein 
aus den neuen Beobachtungen, sondern 
galt bereits früher als sehr wahrschein- 
lich. Desgleichen muss darnach der 
Verfasser die Ansicht verwerfen, dass 
es auf Mars Flüsse, Sümpfe und ähn- 
liche nur nnseru <rcolof;isdicn Verhält- 
nissen e igen I ü tnl ich e Bildungen gieht. 
I.cidit aber lüsst sich nachweisen, dass 
dit Kattat Verdoppelungen keine atmo- 
sphärisch-optischen Erscheinungen sind, 
wie St. Meunier darlegen wollte, oder 
gar die Kanäle optische Täuschungen, 
wie es Cerulli wollte. Kanäle sind 
— das kann als sicher gelten — 
von Däm men eingeschlossene latig- 
Ktötreckw scliiiiinierndc Wasser dächen, 
und Verdoppelungen entstehen durch die 
Hand von Marsbewohnern, die einen 
neuen Kana I n eben dem a I ten öff n e n , wc n n 
der alte nicht mehr die ausreichende 
Wassermenge fasst, was nach obiger 
Darstellung leicht zu verstehen ist 
Kanal Verdoppelungen und Kanäle 
unterscheiden ;,ch In nirhts der 
Natur nach, beides sind Wasser- 
strassen Nur durch Dämmt lassen 
sich mannigfache rrschemungen er- 
klären, nur durch Dämmt können bei- 
spielsweise Zepbyria. Amazonia und 
Memnonia, d;e deich viel geringere 
Wassennengen suwe ilrn überschwemmt 
werden . vor den viel gewalligeren 



Schmclzwassemasteii i;c;cl)ut?t werden ; Sl 
auf Ähnliches weisen auch diu drücken. v -" d '^ 
schmale, helfe Qnerslreifen in den Lacus w UtZw- 
und den Kanälen, von Lowcll beobachtet, | ' Zticimü 
die diese zu /erteilen t.aler abzusperren i';">- 
scheinen, ui-iiii sie bereit licuiil: Wa—er |V"j e ' 
Kefassl liribLTt. Alks :n allem l;cui mimen, j^ r * / 
kann es als erwiesen gellen, dass wint Brüji 
MarsbewohnerdievondenNatur-: m™ : 
kräfien verursachten S: r<"> u, uny c ., 
und Veränderungen in den Meeren , olnatW 
und Kanälen durch eigene Mittel ; (S. IMS), 
und Kraft, besonders durch den , Lowtlls 
Dammbau regulieren, und dass J JJ"* 1 * 
demnach sowohl Kanüle wie Ver- ^ t ^ 
dimpelmicen, ia anch die Meere als ' Die nb 
Produkte der Natur und der Marabe- | fet. »™ Si 
wohner anzusehen sind. 

So wäre die Marsfragc ihrer Lösung I ' 
um ein gules Stück ii;iln-r i>ehraclit, (S. !S'W). 
und es ist zu hoffen, dass weitere 1 Man IE 
Acuten in uachiter Zeit grössere '^j^ .. 
Klarlieit über diese Punkte verbreiten pmr ™, 



.SUis rr;iroJiL7r<.Tl wort 



(S. IS'lSI. 



le dts Mars [S. 1*00). 



als längliche l'.iMi-r. Eriche, v 
i ix.=lsr;)cn lierl'lsin- hcrviirlrctcumiisseri. ' t J.II 
IvilJ in ;ru«r Zahl f i f ■ j ] l; ^- 1 ] würde. Si>m:c 



In der That isl die Zahl der seil Ende 
1891 auf diesem Wege entdeckten 
Planeten eine un verhältnismässig grosse; 
die Gesamtzahl -Her kleinen Planeten 
übersteigl bereits I : . 1 lundt-rr, nachdem 
sie via FiiifiiUrmig der plmliigr.ipki- 
sehen Methode nur 322 gewesen war. 
Die mittleren Entfernungen aller kleinen 
Planelen von der Sonne liegen zwischen 
300 und 600 Millionen Am, sie werden 
also, trotzdem einige derselben eiiu: 
verhältnismässig stark excentrische Bahn 
hcschreiben.di.ch imiuc- vnn den Halmen 
der Crossen l'lanclen Mars und Jupiter 
eingeschlossen, mit alleiniger Ausnahme 
eines am 13. August 1898 von Herrn 
Witt auf der Urania- Sternwarte in Berlin 
auf p holographischem Wege entdecken, 
de-. [-:r.is, Jessen !.'[<"'s-:es Italmslücl, 
mcrliall) der Marshahn liegt. Der !:ir>s 
mittlere Entfernung von der 
■n nur 2l7'. ; Millionen km 



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während wir den mittleren Abstand ' 
Erde-Sonne zu 149 Millionen km anzu- : 
nehmen haben. Bisher war der Mars, I 
dessen mittlere Entfernung von der 
Sonne 226 Millionen km beträgt, der 
erdnächste der äusseren Planeten. Der | 
3 bewegt sich al 



Weil 



; Ahsl 



Erdbahn al? Mars, 
noch, dass der Eros eine sehr stark 
excentrische Bahn beschreibt, die Ex- 
zentrizität beträgt 0.22291, und damit 
kann die Entfernung Eros -Sonne um 
■IS- '. Mill km i in [Vrilid kleiner werden 
als die mittlere, also auF 169 Mill. km 
haatigelicn, in welchem halle der Planei 
der Erde auf nur 20 Mill. km nahe 
kommen kann. Er ist dann nur 52mal 
so weit von uns entfernt wie unser 
Mond und sollte uns so als Stem etwa 
0, Grösse noch mit freiem Auge sicht- 
bar sein. Der Planet hat dann eine 
achtmal grössere Parallaxe als diu Smme 
. und wird damit ermöglichen, die Ent- 
fernung Erde-Sonne mit einer bisher 

lliekl «r/llmlen (ierailigkrit /u lie-siiin- 

men. Unter ähnlich günstigen Vcr- 
luluiissen wird aber erst die Opposi- 
tion des Planeten im Jahre 1931 statt- 
finden; in der jüngsten, ersten nach 
seiner En tdcckungstatl gefundenen Oppo- 
sition, sollte die Lichtstärke des Planelen 
rechnungsmäßig nur die eines Sterns 
8.5 Grösse erreichen, und so war diu 
Aussicht den Planeten längere Zeit er- 
folgreich mit den Heliometern an be- 
nachbarte Fixsterne von Sehr verschie- 
den gelegenen Sternwarten zur Paral- 
b<eribevmmmiEugati:;dilics-;cii.a: können, 
keine sehr grosse; indessen erreichte 
der Planet in der Erdnähe (26. Dezem- 
ber 1900) doch eine Parallaxe vom drei- 

laelieil Uetrage der S:iimeO|\ii illln lud 

bildete datier für die grösseren Meri- 
diankreise, photographischen Fernrohre 
und Refraktoren ein anziehendes und 
hervorragend wichtiges lieobachdnit.s- 
objeld. 

Es ist merkwürdig, dass bei solcher 
Sachlage noch l'jt Monate nach den 
Opposition von keinem Beobachter, auf 



dosen Programm der Planet Eros 
stand, die starken und kurzperi od i sehen 
Abweichungen der beobachteten von 
der vorausberechneten Lichtstarke des 
Planeten, wie ich sie dann an meinem 
ersten ficobachtungsaher.de für den 
('knieten festgestellt und noch in ,icr- 

graphiert liahc, mit Sicherheit erkannt 
und gemeldet worden sind. 

Die Vermutung, dass diese starken 
und im Planetensystem beispiellos 
raschen Änderungen der Lichtstarke, 
wie ich sie in N'o. 3653 der Astrou. 
Nachr. schon näher angegeben habe, 
zu den Beobachtungszeiten anderer 
Astronor 



starke bemerk! ?u haben glaubten, diese 
aber /liuaehs; als ausseist schwierig, 
wegen der Farbe des l'laiieltn. icsl/u- 
stcllcn ') und daher als unsicher bezeich- 
neten, oder wegen der widersprechen- 
den Beobachtung eines Anderen als 
durch den Luftzustand veranlasste Täu- 
schung angesehen ond daher zunächst 
nicht weiter verfolgt haben. 

Am (wolligen Refraktor unserer 
Sternwarte mit der Untersuchung zweifel- 
hafter Sterne der Bonner Durchmuste- 
rung. Ikoliaelumig Vcrnnderlidier und 
G rosse nbesti in mu Ilgen von Siemen des 
A. G. - Katalogs beschäftigt, veranlasste 
mich die Meldung des Herrn Dr. von 
Oppolzer, der das Verdienst hat, auf 
urimituc sta^e und rasche (iif.ssn:- 
änderungen des Eros hingewiesen zu 
haben, letzteren sogleich in meinen 



ökon 



Klick: 



gn isseieUulerb reell i mg mein er hul'jau e,e 
befindlichen crslgctia unten Beobach- 
tungsreihen nicht zuliesscn, gestalteten 
:n ir zunächst nur die firosbeobaclitungcn 

i. Nachr. No. 3683. 



sporadisch zwischen die anderen Be- I Auges), abhängige Grössen unlerschiede 
obachtungen einzuschieben. Doch ge- \ der beiden Gestirne in Betracht zieht, 
lang es mir zunächst an den Abenden was bisher noch nicht geschehen u 



des 13., 15-, 17. und 20. Februar die; 
starken Differenzen zwischen der beob- achtungsreihen 
achteten und der berechneten Licht- 1 Sterne vorbere 
stärke des Planeten festzustellen; darauf am nächsten . 
habe ich für die folgenden klaren ! einer fünfstüm 
Nächte, um Umfang und Periode des ' einen nahezu r 
Licht Wechsel s festzustellen , den Eros Lichtwechsel i 
thunlichst vollständig beobachtet. Maxima und . 

Die Anwendung eines photoine- schlossene voll 
irischen Apparates für diese Beob- nima erkennen 
achtungen kam, in Ermangelung eines Zweifel 
iiiismi-lieiHl lichtstarken Photometers, stellen. 



durch meine Beob- 
lur tdcsko|iisdic fix- 
en Wege, konnte ich 




nicht in Betracht; sie sind nach der 
Methode direkter Lichtvergleichungen 
des Planeten mit benachbarten Fix- 
sternen ausgeführt, wie sie Argelander 
und seine Schüler mit so grossem Er* 
fiilijc aiiijiMariilt luhcn und die an 
fii'ii;iiii;.llit'it der nri;e!niis!-e niciit hinter 
den photometrischen Messungen zurück- 

n.irhiii irwäliiilnini-iissi-iilieslimiiuiiijrer. 
von Fixsternen ermittelt habe, gewisse 
von der relativen Lage der zu ver- 
'„'k-L-liertilen Gestirne (sowohl, als auch 
in Bezug auf den Ort im (ksidit-ickl 
des R-mnihrs und auf der Netzhaut des 



Nacht an die Centraisteile telegraphierte 
erste Periode des Lichtwechsels von 
2.5 Stunden gesichert erscheint. 

Am nächsten Abend, 22. Februar, 
gelang mir wieder eine ununterbrochene 
[LmMi inline Ikiili.Khhiii^rulic ar 



ei Maxim 



und zwei von diesen eingeschlos 
vollständig beobachtete Minima der 
Li- hl'li'K de Pünelen akunnen. und 
ans der Verbindung dieser Wendepunkte 
um den vollsländig bestimmten des 
Vorabends ergiebt sich der genauere 



Wirt dir Periode dw Liclibüclisels zu 
2h 37m. 

Genauere Werte, iiisbc.s:->!Klcte .mcti 
für den Umfang des Li cht Wechsels, den 
c'jsn inu-Ii diesen HiLihaclitiiii^iiKiiif nahe 
zwei Grössenklassen schätzen dann, 
können noch nicht ermittelt werden, 
da der Himmel seit dem 22. Februar 
zu der dazu erforderlichen scharfen 
ÜestimTivjTi.i: der Vcrj'ieichssicnii'riissen 
nachts nicht mehr Idar wurde. Der 
Verlauf des I.iclitweellsels, wie ich ihn 
in einer in grösserem Masssrabe von 
Nirm Ur. GÜthuick n.ich meinem Ite- 
obachtungsbuch yefälli^t aufgezeich- 
neten Liehlknrve vorteile (eeruj. Fi:.;. I), 

zeigt neben dem ausgesprochen regel- 
mässige:) Verlan; einige Störungen in 
eiriuiieR-m Kelraye, die mir schon direkt 
im Verlaine der Bcohai-hunigsreihcn auf- 
fielen und im Beobachtungsbuche als 
mmvcitclliait reell bezeichnet sind. Sit' 
betreffen einen langsameren oder 
nicht ganz regelmässigen Abiall vom 
Maximum aus und eine Störung rler 
Li;h'kuivr im Iftzien Minimum vom 
22. Februar Vielleicht »erden diese 
dazu beitragen, die letzte Ursache des 
l.i,!::uivl -c • i'.v. Pia-Verl ti-iVu-te.Vn 

Bei den?, wai wir bisher über die 
Oberflächen ur.d die Kolalion einiger 
der grojen Planeten w:sien. ist es 
nicht abzuweisen, da» wir hier eine 
eiste Best immune der Notation des 
Planeten Eros vor uns haben. Die Frage, 
oh die liier ermittelte Zahl diu gann 
K"t:itii>riH|)eri<i(le oder tun- einen Teil 
derselben repräsentiert, wurde nach dem 
ganzen Charakter und Verlauf der Licht- 
kurve zuächst im ersteren Sinne zu be- 
antworten sein, und diese Annahme 
hielet auch nichts Widcrsjiyeelu'rldes dar. 

Zu den Zeiten der grössten Erd- 
nähe des Planeten, wie sie das erste 
Mal im Januar 1924 und dann noch 
günstiger 1931 kommen werden, wird 
der Anblick des hellen, sein Licht 
in so raschem Wiensei ändernder! 
Sterns ein unvergleichlicher am Himmel 
sein. Für die Verwertung dieser 
i;i: listigsten Oppositionen zur scharfen 

Sirius HOL Hrft 5. 



Bestimmung der Sonn 



lieh sein.. 

Veranlasst durch die Entdeckung 
Prof. Deichmüllers hat Prof. Andree 
auf der Sternwarte zu Lyon Hellig- 
keitsbeobachtungen des Eros angestellt 
und ist zu dem Fr^ibnissi yelioiniiieii. 
dass diese Schwankungen den Charakter 
einer DoppeJkurve zeigen. 

Geht man, sagt er, von der geringsten 
Helligkeit aus, so erreicht der Planet 
nach 1 h 20m seinen grössten Glanz und 
Sinkt in weitern 1" 31m zur ursprüng- 
lichen 1 lelliukci; lierjb: diese Periode 
dauert also 2h 51m. Dann steigt er 
während Iii ISra abermals zur prüsstin 
Helligkeit und sinkt in 1 Ii 8™ wiederum 
auf das ursprüngliche Minimum der 
Hcilicjiiit; diese "Periode dauert also 
Hierauf i:cs,'i:iul eine neue 
Periode des Liehtwechsels von 2h 51™ 
Dauer,dann wiederum von 2 h 26 m u.s.w. 
Die wahre Lichtwechselperiode dauert 
daher 5h 17"i und zerfällt in zwei 
kleinere Perioden von 2h 51m uru | 
2h 26m Dauer. Ein ähnliches Verhalten 
des Liclitwechscts zeigen bekanntlich 
auch mehrere veränderliche Fixsterne, 
und bei ihnen hat das Spektroskop er- 
wiesen, dass sie Doppelsterne sind, 
deren beide Komponenten sich in ex- 
i-entrisc-hcr Hahn umeinander bewegen 
und periodisch für den Anblick von 
der Erde aus sich verdecken. Deckt 
der eine Stern den andern, so erscheint 
das Ganze im schwächsten Lichte, 
während die jrrosstc Helligkeit eintritt, 
wenn beide Sterne nebeneinander siehell. 
Danchen spieit auch die elliptische Ge- 
walt dieser Steine r-ivlüiuil.ysmiissitr eine 
v.'i.:niif« C H» In jt»n|.Jw '<» • iw 
also vollzieht sich nach den Beob- 
achtungen in Lyon auch der Licht- 
wcchsel des Eros, und Prof. Andree 
schliesst daraus auf eine ähnliche Ur- 
sachi desselben, iin Schluss, der natür- 
lich sehr hypothetisch und liuwaln- 
scheinlich ist Die Rechnung, welche er 
unter dieser äusserst problematischen An- 



nähme ausführte, zeigte dann, dass die bei- 
den Sterne, welche uns als Eros erschei- 
nen, nahezu gleich gross und stark abge- 
plattet sein müssten, ferner, dass ihre Bahn 
eine Ellipse wäre von ähnlicher Gestalt 
wie die Bahn unseres Mondes um die 
Erde. Während aber der Mond 60 Erd- 
halbmesser vom Mittelpunkte der Erde 
entfernt ist, konnte die halbe grosse 
Achse der Bahn beim Doppelsystem 
Eros kaum 1 Halbmesser des Planeten 
betragen. Wie gross jeder dieser beiden 
Weltkörper ist, bleibt zunächst unbe- 
kannt, mehr als lOOA/rc kann ihr Durch- 
aber kaum betragen. Sonach würden 
also beide Körper einander so nahe 
stehen, dass der eine für den andern, 
wie ein Riesenschirm, den Himmel 
grösstenteils überdeckte und dabei dem 



Beobachter so nahe wäre, dass er mit 
blossem Auge genauer gesehen werden 
könnte als unser Mond im grössten 
Fernrohre. Ein System wie dieses wäre 
bis jetzt einzig in seiner Art, und die 
Frage, ob es überhaupt möglich und 
femer von dauerndem Bestände sein 
könnte, wird besondere Untersuchungen 
erheischen; die Wahrscheinlichkeit des- 
selben ist keinesfalls sehr gross. End- 
lich hat Prof. Seeliger soeben eine Ab- 
iian[;lim<; vcmriciitlitlu, in welcher er 
zeigt, dass die Andree'schc 
Hypothese überhaupt ganz un- 
zulässig ist und der Lichtwechsel 
des Eros höchst wahrscheinlich Folge 
der Rotation dieses, vielleicht sehr 
un regelmässigen Planetoiden - Indivi- 
duums ist. 



Merkwürdige Erscheinungen am Planeten (345) Tercidina. 



Mlnter dieser Überschrift teilt Prof. 
(L^LS M. Wolf höchst eigentümliche 
Beobachtungen mit, 1 ) die ein Gegen- 
stück zu den Hl'" ' 



des Planeten Eros erkennen lassen, 
aber die Wahnehmungen bei letzlerm 
noch an Seltsamkeit übertreffen. Prof 
Wolf schreibt u. a: -Wenn man eine 
Gegend des Himmels photographiert 
und dabei auf die Fixslcrne poinliert, 
so zieht jeder Planet, der sich in 
der Gegend befindet, einen Strich 
zwischen den Sternen der Platte. Bleibt 
die Durchsichtigkeit der Luft während 
der ganzen Dauer der Belichtung die- 
selbe, so wird der Strich überall gleiche 
Schwärzung haben und vollkommen 
illeieliMiäss:;; erscheinen. Wird aber die 
Durchsichtigkeit vorübergehendwährend 
der Belichtung schlechter, so erseheint 
der Planeten strich an der entsprechen- 
den Stelle weniger geschwärzt und 
iniil tUvss ein.uLS.-lmiirt. Wem; als:-. 
W ol ke n über d ie pho tograph ie rte G egeu d 
ziehen, so wird sich die Zeit ihres 

'] Aatron. Nachr. No. 3704. 



Vorüberganges auf dem Planeten strich 
registriert finden, genau wie der Meri- 
diandurctigang eines Sternes auf dem 
Streifen des Chronographen. Ganz das- 
selbe muss aber auch eintreten, wenn 
der Belichtung 



lligkeil 



rändert. 



i Jahr 



bekannt, dass sehr häufig Planeten striche 
solche Inlensitälssch wankungen zeigen. 
Ja sie hatten mich sehr oft beim Aus- 
messen der Positionen geärgert Es 
war aber sehr schwer zu entscheiden, 
ob dieselben von Heliigkcitssdiwank- 
ungen der Planeten oder von Schwank- 
ungen in der Luftdurch sichtigkeit her- 
rührten. 

Besonders auffallend zeigte solche 
Schwankungen der Planet (345) Terci- 



nten Dr.Schwassmann — 
Oktober 1899 photographierte. Ich 
■chloss daher, an diesem Planeten 
die Erscheinung zu untersuchen und 
denselben filters/n pholographieren und 
dabei den Luftzustand genau im Auge 
zu behalten. 



Ich habe so, zusammen mil Dr. 
Schwassmann, den Planeten an folgenden 
Abenden aufgenommen: 

Belichtung 



1693 

1M5 



besonders, weil die Einstellungen durch 

n in der Lagerung des 

Sitberkoms sehr beemflusst werden. 
Ich fand; 

mo M. Z. Hddttbere: 

Okt. 26 10" 19» 

Nov. 2 8 (2) 



Von da ab trat schlechtes Wetter 
ein, und dann kam der Mond und 
hinderte die weitere Verfolgung. 

Auf jeder dieser Platten zeigt d 
Planctcnstrich mindestens eine Inten- 
sitätsseti wank ung, d. h. eine Stelle, wo i 
der Strich eingeschnürt erscheint und 
die Schwärzung geringer ist. Auf den 
zwei langbelichteten Aufnahmen vom 
4. und 6. November sind jeweils zwei 
Hell igkeils- Minima vm-haiidcn. 

Bei diesen Aufnahmen wurde genau 
auf den Zustand des Himmels geachtet 
und zwar behielt immer einer von uns 
die Gegend des Himmels im Auge, 
welche Photographien wurde, während 
der andere pointierte. Duhei histen wir 
uns von halber zu halber Stunde ab. 
Am 4. 5. und 6. November war ab- 
solut keine Störung durch die geringste 
Bewölkung vorhanden, fiheiismvk'iiif; 
am 26. Oktober. Am 2. November 
war es gleichmässig bis 19 Minuten 
vor Schluss, von wann ab zeitweise 
Wolken vorüberzogen. 

Die abgebildeten Minima lassen sich 
daher schwer anders erklären, als durch 
luk'tisilütsschwatikungen des Planeten, 
lichtes, und die Zeiten der Minima se:)isi 
können gut durch eine Periode dar- 
gestellt werden. 

Es wurde Anfang und Ende jedes 
Striches ebenso wie die Mitte des 
Minimums seihst mit dem Faden eines 

MikrullH'tiTmikrosknps ciiiycslclll. Ans 

den Zeiten des Anfangs und des Endes 
der Belichtung konnte ich dann die 
Zeit der Mitle des Minimums berechnen. 
N.-„ur ); e„,äss füllt ,i;,s nicht seh, .-cnan 



sich völlig verschieden waren. Das 
eine war jeweils kürzer, das andere 
länger. Am 4. November kam das 
kurze zuersi, dann das lange; am 6. Nov. 
das lange zuerst. Das Minimum am 
2. November schien ebenfalls ein langes 
gewesen zu sein. Der Abstand von 
Mitle des kurzen Minimums zur Mitte 
des folgenden langen Minimums ist 
nicht ganz gleich dem zwischen langem 
Minimum und darauffolgendem kurzen 
Minimum.« 

Indem Prof. Wolf die kurzen Mini- 
ma der obigen Reihe in Betracht zog, 
fand er durch Rechnung, dass dieselben 
innerhalb einer Periode von 31" 49m 
wiederkehren, dass der Planet Terti- 
dina also innerhalb dieser Zeit seine 
Helligkeit wechselt. »In roher An- 
näherung , sagt Prof. Wolf, »konnte 
man die Hälfte nehmen, allein das 
Aussehen kurzer und langer Minima 
ist zu verschieden und ihre Mitten 
fallen auch nicht genau auf die Mitte 
zwischen zwei kurzen Minima, sondern 
wie man sich leicht überzeugen kann, 
liegt die Mitte des langen Minimums 
dem vorangehenden kurzen Minimum 

Ich erwähne hier beiläufig, dass auch 
andere Planeten ähnliche Perioden zu 
zeigen scheinen, z. B, (llü) Sirona, der 
eine Periode von 290 bez. 145 Min. 



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Eigentümlichkeit, die viel merkwürdiger 
ist. Sic haben die Eigenschaft ri cht 
geradlinig zu sein, vielmehr, genau den 
Inten sitätsschwankungen folgend, auf 
und ab zu steigen. Der Planet Tcrcidina 
steigt regelmässig im Maximum all- 
mählich über die mittler« Balm (rt. 
Norden), während er während des 
Minimums allmählich unter die mittlere 
Bahn herabsinkt. Das Heraustreten aus 
der Mitklinge beträgt höchstens 0.3-. 
ist aber trotzdem auf den ersten Blick 
im Mikroskop zu sehen und besonders 
auffallend durch den Rhythmus der Er- 
scheinung. 

Besonders diese Beobachtung — 
welche übrigens an vielen Planeten- 
slriclieu gemacht und unter uns seit 
Jahren als das -Torkeln" der Planeten 
bezeichnet und gewöhnlich ungenauem 
Pointieren in I kkiinarioii zugeschrieben 
wurde — machte mir das Problem so 
merkwürdig, dass ich 1899 es vorzog, 
von einer Publikation abzustellen i:nJ 
erst weitere Deubach tunken alvuwarlen. 
Vor allem musste ich in der Lage 
sein, mit zwei Instrumenten gleichzeitig 
die Erscheinung zu untersuchen und 
dann auch von zwei mißlichst entfernt 
gelegenen Beobachlungsorten aus; dies 



wollte ich jetzt mit dem neuen und 
dem alten Teleskop durchführen. 

Da aber inzwischen vom Platteten 
Ertis so sonderbare I (ctligkeilsschwaiik- 
ungen bekannt geworden sind, so 
möchte ich doch meine Beobachtungen 
nunmehr mitteilen, umsomehr, als jetzt 
hier bei uns durch die ungünstige 
Witterung und die. tiefe Lage des 
Planeten die Untersuchung verfielt wird. 

Die Teicidina, welche gegeuwärt;« 
in Opposition tritt, ist hell genug, um 
bequem beobachtet werden zu können; 
und wenn auch sowohl die Grösse der 
I lelliykeilsschwnukuug als der Betrag 
des -chlingerns gering sein dürften, 
so wird steh doch au südlich gelegenen 
Orten hoffentlich eine Entscheidung 
Uber die Erscheinungen Erblingen lassen, 
von denen ja besonders die letztere 
auch für ParaüaNciibcstimniuiige-n mit 
kleinen Planeten von Wichtigkeit wäre. 
Natürlich wäre es vor Abschluss ge- 
nauer Untersuchungen verfehlt, Hypo- 
thesen über die Ursache der Erschein- 
ungen aufzustellen, scheint es ja doch 
a priori gar nicht unmöglich, dass man 
es mit einer periodischen Erscheinung 
unserer Atmosphäre — vielleicht sogar 
lokaler Natur — zu thun hau 



Die Nova im Perseus. 

(Hierzu Tafel VIII und IX.) 




Iie Nova Persei wird voraussieht- zu derselben die nötigen Eriäute- 
lieh als lichlschwachcv Stei n noch Hingen. 



geraume Zeit zu beobachten sein. Die Links unterhalb der Hauptkarte sieht 
seltsamen Helligkeitsscbwan klingen der- man zunächst eine Hilfskarte für die- 
selben machen es sehr wünschenswert, jenigen Beobachter, deren Fernrohre 
dass sie auch In ihren letzten sichtbaren . keine Kreise besitzen, die also die 
Phaser: noch veriV.lgl weide, /u diesem Stelle der Nova von arideren Sternen 
X wecke hat Prof. Mayen j. Leoni Ucorgs- ausgehend aufsuchen. Dies hat auch 
town-College-Observaloriuni, eine Karte keine Schwierigkeit, wenn man von 
der Umgebung der Nova entworfen, dem Stern 3. Grösse d Persei ausgeht 
welche bis zu den Sternen III. Grösse und über und n direkt sich südwärts 
reicht. Diese Karle ist aut Tafel \'U1 wende!, bis mau die Steine No. 2 und 
in t:!was eerkleiiierieiii Ma-s-tahe ie|in i- 1 (milerhalh der I iaunt karte), welche 
dii/iert. Herr Proi. Mayen giebt aiteli n.j truj 7. j ( ir. sind, erreicht. Von 



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liier jus iiruk-1 nun sieh mit Hille der 
Hauplkarte leicht zurecht Die Nova 
Ist in dieser durch einen kleinen Kreis 
bezeichnet, in welchem sich das Grad- 
netz der Rcktasceusions- und Dekli- 
[ialiiinfi][]kn:chifjili' schneidet, und wo 
der Nullpunkt desselben liegt. Die Uekt- 
asceusimien sind liier ans von 30 
'ii III Zeirsekuiuk'ü, iIel- Itcklircitii men 
von :j tu i Minuten in Bügen angegeben. 
Das grosse Quadrat der Hauplkarte!: 

der Bonner Durchmusterung, also bis 
zur Grösse 9.5 oder 10. In dem durch ! 
stärkere Linien hervorgehobenen kleinen ! 



In der Zeit vom Feilt. 24. bis Märe 11. 
hat Herr Ellennamt 22 Photographien 
des Spektrums erhalten und auf den- 
selben Plauen Vcrgleichs-spektra des 
Titaniums, Wasserstoffs und N'ülriiuns. 
Am 24. und 25. Februar nahm Herr 
Ritchey am 40-Zolkir mit Farnenschirm 
eine Planigraphie der Umgchim;; .U-i- 
Nova auf. Die Fläche von 12 Quadral- 
minuten um die Nova zeigt nicht weniger 
als 40 Sterne auf dieser Phnlonnpliie. 
PhnKnitdriscIi wurde der neue Stern 
eil-Phüloineier durch Prof. 



Das kleitvsle Sternchen schräg rechts der e 
über der Ncv;i erschien im i 2-/t>tligen Ai 

Refraktor kmgiieh; nach deti lieob- eine I 

.ichtungcn cm; l'm:', See :mi Jt'-Zollcr dem 



Verlies- Sternwarte wurde 
aphie des Spektrums mit 
'isma-Spektrographeti am 



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genau so wie im Spektrum der Nova 
Aurigae. Dies zeigt nicht nur die Photo- 
graphie, sondern auch die direkte Be- 
obachtung mit rinem Drfi-t'rismen- 
Spefctroskop. AI« «n Verglelchsspektrum 
die hellen Namumlinicn hervorgerufen 
wurden, konnte die Verschiebung der 
entsprechenden Linien im Nova^Spek. 
Irum gemessen werden und es ergab 
sich, dass der neue Stern sich mit ge- 
ringer Geschwindigkeit in der (je- 
sichtslinie von der Erde entfernt Die 
Meliumhme T), scheint im Spektrum 
als dunkle Linie vorhanden zu sein, 
sehr nahe neben dem hellen Natrium- 
band an der brechbarem Seile (Fig. 1). 
Die hellen Calciumlinien H und K Sind 
bemerkenswert durch ihre grosse Brede 
und dadurch, dass sie von schmalen, 
dunklen Linien durchzogen werden. 
Die Hauptlinie der Neheltlerke scheinl 
ebenfalls vorhanden /u sein (Wellen- 
länge i 5002 5041) und eine schwache 
Linie oder eine Bande (i 411 I -4088) 
bedeckt die Kegion des Spektrums, in 
welcher die zweite Nebellinie aufzu- 
treten pflegt. Die Magnesiiinigruppe b 
ist zwdfi'llns tqi rasen Ii crt durch ein 
sehr helles Band 5154--5204). Die 
grüne Coronalinie (* 5303) würde nahe 
mit dem brechbarsten Rande eines hellen 
Bandes im Spektrum der Nova zu- 
sammenfallen, 

lieber die Helligkeitsänderungen der 
Nova liegen zahlreiche Angaben vor, 
doch rühren viele derselben von Beob- 
achtern her, welche mit solchen Hellig- 
kcii-isdiiiizuHgcti nicht sehr vertraut sind. 
Es mögen daher nachstehend nur einige 
der zuverlässigen Schätzungen hier an- 
führt werden. Die Nova war: 

Febr. 26 6M0» M. Z. Petersb. 1.4 Grösse 



20 9 13 

20 10 9 

20 10 52 

20 11 59 



»Die rasche Zunahmeder Helligkeit,- 
s;hrcil t l>r \ f,la-*.ii..pp. 'w-r sein 
deutlich.- Zu dem gleichen Resultat 
einer periodischen Huktuation der 
Helligkeit ist auch Prof. K. Bohlm in 
Stockholm gelangt Nach seinen Be- 
obachtungen haben zwei Minima des 
Lichtes statt getu i.l er,. Min iy. und 
Maii 22. Am 23 Mira morgens war 
der Stern wieder in Urht/unahmr he- 
griflen. Dr. v. Olasenapp bestätigte 
diese Minima und fügte noch ein 
weiteres, am 25. März eingetretenes bin- 
zu. IJiiSclhen drei Minima hat ganz 
unabhängig auch Prof. Uuner in lipsafa 
konstatiert 

üeh. Rai II. C Vogel hat seinem 
ersten Berich! ') über die Nova einen 
zweiten an die Kgl, Akademie der 
Wilsen, chatten in ßeriin folgen lassen*), 
dem wir das Nachfolgende entnehmen: 

Mil tii^hue^.iin.ten Fiwait inge-n rar 
man »»hl allgemein d:e Kunde ju'se- 
i;i>iii-neii. ü.i^s im neuei Siein- von he- 

Ii,,a-..clie- l :el«*e Stemh.lnr ilrs 

r'., .ri,- ,.7SL-iii*nen sei. Haben doch die 

neuen Sterne von jeher m den rätsel- 
haftesten Objekten des Himmels gehört, und 
keine vun der grcissen Anzahl von Hypo- 
thesen über die Nnlur dieser Sterne, die 



Befriedigung. 

Die Anwendung der Spektralanalyse 
hat auch hier manches Dunkel gelichtet, 
und di,- Frinviekdiinc der Methoden, die 
auf dem Doppler'idun l'rin/ip herüber, 
haben zu interessanten Resultaten geführt. 
Mil lliiir dti vervi,llk!:uini]-.elcri Ap|:.;i ;ue 
der neuesten Zeit, namentlich aber seit 
E ■ iiLtvi I Ii i: :i der Spi kln ■!.! :■ ;il de . tiUrinlc 
in;in, diiis \r. den Spektren neuer Sic rne 
i':i:ire v<m hellen und dunklen, im* iit- 
brederter: Linien auftreten, die die Ver- 
nutun^nahe legten, dass ma 



ungsber.d. Kgl. Akad. Berlin 1901, 



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■ 1 f 'Iii '■■ i hohen Oeschwindig- j die nach der weniger brechbaren Seite etwas 

den neuen Stern im Fuhrmann' '} ausfuhr- j anderen Ursprungs in sehen, 'jedoch fehlte 
[kl! die VMi mii Liml lim Aaditen an«e- lede Andeiiiniti: v inieri n.tti 

Bestellten Beobachtungen und d' " " 



ni damaligen zwei >\;ini si-linrfi- .chinale Absorptions- 

.->i.ii.ii|iiin*.e ut: '■ ■ .:.:-L-nav.i.if: n: i ti; Llvi l. in Iva .'.11: den K: riniann'filien An Im Linen, 

auch die wichtig ten H)potl n 

Inzwischen find hihi unsere Kenntnisse Stern Spektrum weisen eine geringe Ver- 
riß eh den or- 

dtjrch"'*.?^ I Stemt tu dteScärJude "von etwa B + Sä Im 

und Möhler, von Eder und Valenta und relativ in Erde oder etwa +■ 184m relativ 

von Wilsing erfahren. d. ... indn nll:- Linien- <n S.iüiu- .■nivireehen würde, leii ■ niieiite 

■ vlien I 1 i i'.'i'i" ai'.i.', l'i'ni nd !■ Ii :.'!. ■:, :i .In 1 ... .1. i I n .., . i 

Her Ken i. -heu Akademie am 4. Mai 1SK0 ändert gehliehen ist und die an K e-_:e;.ene 

eine Abhandlung des Prof. Wiking in !> ds- (ivsciiv.-'hulijkvil wohl riU die doiiMiin. 

dam Ct'tr die Dv.ltnne. lie; Iv p-i^cli un /.iiüiiiiiii^e .in,;eseLcii werden k.inii. An; 

Spektrums der neuen Sleme- *) vorlegen den von mir aus gern cisenen Platten vom 

können, welche eine sehr ungezwungene, 23. Februar befanden sich keine scharfen 

an! i;i:.i..|n-;i F.|ie;i;n..aten na-ieiende Li- Linien, wehi .-bei ein etwas he. sei anijn- 

klämng der Dopoelspektra neuer Sterne ' 



iihv 



n Wellenlänge ich 1171 anleiten 
Identifiziere ieli den Sireilen mit 
i 4471.6 des Cleveitfiases, so ic- 
itnfalls eine Bewegung des Siems 
ilim bis -I- lekiiiv .-n Senne. 

mi! den Vi'a.sscr- 



weiiere flestäligunrj für die Znlässi 
erwihntenHypothese erwartet wer 

photographi sehen Aufnahmen dei 
i.i.'lieiiOknkusiiektroskopcn hellleu 
Sternsvicktuims all! den erster] Uli. 
wie j;ai kein [Mail erkennen lies 

haltenen Spektrogrammen ausgeführte Linien, die starke Verschiebung der Ab- 
,'.',e. ; iinj:e:i ersahen das v'i.rhaiMeiiscin der Sorptionslinien nach der brechbarerer. Seile 
Wasseritoiiliiucii, von denen Dr. Hartmann des Spektrums, widersprach dem, was man 
auf den von ihm am SO m- Refraktor ange- nach der vorerwähnten Theorie zu er- 
lernten Allfnalnneii villi L'i Vilser Iiis- walten halte. 

ind^messen Doktoren V™rtm an r.t, Gerhard und^uden" 



i H p bis H . erkennen und m 

r. Ludendorff am 32cm- am 2b. 



Reiiakt, 



id era; ng™es e Spe kS s 'in- 
kleinerer Teil des Speklriuns ;. 1010 Iiis Sutern, als die Ah.m .„.anien viel dent- 
i 4.520) zur Abhil.lunir gelangt bloss die lieber geworden mm,: e.v;, intensiven . sehr 
beiden Linien Ii , ni:d ti J /n siiicn waren, breiten Emissronsb.imleiu , die m-Iioii in 
Die Was:.eisl,,ill,Hiei: ei.e iii nen ab breite, sleinen ( INnL^n-klm -..„^' al-heih- i.iiren 

■ . . if'id : :-iid,. i i .in 1 a Hill I in .,i, ii-'n.l-Hrl leit n i vi 

der weniger brechbaren Seite allmählicher 



«, S. 209, 230. als a> 



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Beobachtungen ^bei MelaUsDeWren^un^ ^^to™!ä™^^mel^^*SSwra' Er- 

aultrelen. Nur die beiden erwähnten Ca» seiner Abhandlung Uber das typische Spek- 

'"'De^VersucnVthu- ril'lii mW"'l'-' V<'r'- " """nVk-I. "den' Yni iahenden glaube ich 

hallen« ilpr beiden l'i i iv Ii n mit] K um! s i: »pirelien 7\i können, dass die Be- 

^i'liniiht. i.biieliiim^en :iih Spe'i^riiru der N.ivn I "c-r^i-i 



:. Irhnu: iiimii lelili i ■'! .'.ii..eii In in in Iii' Ii Wil^iru- 

-_..„ vorliegt, die 

Das rapide Anw:iehs,n lIii I Mli-Uvt ~i ;i i-.-iiii iill der AliMirpliniisliiuLTi des 



fbiiiiircii der WnssiT-Mi'iilivii r, reieh fr(n'ii Ansicht gegeben 
IsinKVclifii - ■ ■ ■ - ■ ■ ■- 



]!i ll i zu Iii I iil Ii 

'-.pideAnn.iclis. ri iler I lelli:jke : i Wi - ^- i = i =-"=--■ ■ i a der Absiirpli 

Kirn:-; 1 .1 1 E'iekeiin;; :iii: W. i ■;..■;■.:■ ei- r.i'ih d::u 1 l.mpl ehen l'rin- 

■ -idier nklil Ii <<;. :im J't. hi.li. . /in H-.-x-.-jy.vw. . 

i Potsdam«! Hcchj.ii^ir^i ! U .t'H'iMuKgaset, annisehen. 



auf 



neiha.li inen 
ibelen kann. 
Erklamng der 



einander! agcrung de. >chicnien Abs-irplsmi bekannt enna^sc 

■ Mir Lin:SM:iC r-.'nt/l. . ;n rtK.y. nur Ar.ilereffa;!* w 

d.e «harte Alwnw-.mil ." e de: t .1 ,il,:.i 1 , „,- In \Ni, :n-, dei L.ü '--mV.» 11 /■ 

übrig keilen irnrAlni l>ei we.ieie WilW 

!>ie LikUrini; ne.l.all- .1:11 .'( leie.iai .In I -.tVinur.g nii., td.n! .1.1 ab,;. ■ 

"" AI |:lionilirnn du' tti-.i-l.' u-.nn ... , I . v. 1. ■ .: . . .1.. 

• ... - 1. .. . 11 « ,. i t ^. v. i '.II ve:i 1:1 ji,'.;. 1 eiin;h: fshi! dei 

langen verschoben. eni-hierin: : i-i .1. 1:1:11hl :eu--e n 1 1 0 1 1 ihi/u. .in: den vielen Hypothesen 

bei ähnlichen I (. iL :i 1 1 1: 1 ■ ii: ■ l i: Uiei^li^ieri;:- isiii r ili:' 1:111.':: Sierni- ehii.ire. defirmiv an:,. 

keilen. Lagern wie d,-i iii.in in- Sihiiluen /»scheiden.' 

ecrstliiedenen Prnrks über. in:, „der , s„ j:^. ba]KM 0ch . Rat Vogel ill 

701 der Aslroti. Nachr. u.a.: Es ist 

].in-i,:i 11.-. i iii-.- :.. : ilr.n.i ii :.[. il:i:. -ie ei.- h cid Ileus wer., ikiss mit t:t.T Erweitern ib.; 

>i 1 .ini' 1 ihm in -'Ii unserer Keiunuis-e fiberden Einfluss des 

k.inliriiiii-i lirlii i: Spei- Ii 1111- :,iill:. lil. i i„- | },„(.]<■ . illf Spektra die älteren Hy- 

,, „ , I l" , , \ ' , [i in .ien über die neuen Sterne, bei 

nach nur eine scheinbare: n \\ ii^inl: ';di denen Ursache und Wirkung in die 

braiitht die Milte des Absorplitinsbandes Slcme seihst verleg! war, wieder zur 

'1 SitzunosberichtederK Preiiss Akad ^ e ' lu "" Klangen. Sie konnten sich 

der \V ', ' ' ' ', r I i e ' 'l ■ . ! ' .' 1 i- < n 1 n t s i iVi'm i"' v n 1 1 1 " ,,ch ll:!lt '"- al ' "< an den Spektren 

27. Juli L3W. lieiK'T Merne llelle und dunkle Lünen 



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fand, die aber in keinem innigen Zu- 
sammenhang standen; als man aber 
durch die Beobaditungen der Nova 
Aurigae erkannte, dass helle und dunkle 
Linien eines imti desselben Stnties vr.ar- 
weise ndieti eirunder e;eta«cr[ ; l 1 1 F ; ra t l- i J . 
i!ii>-lc den ilvpotlic-eii, wek'iie die P.r- 
serreiuung au! tl;is Zusammentreffen 
zweier oder mehrerer Körper zurück- 



erzeugt, die das Licht in so starkem 
(irade absoibieri, dn.fi der Stern von der 
Erde aus nicht mehr oder doch nur 
schwach gesehen werden kann. Wenn 



räuml werden. Das ist aber jetzt nicht 
mehr nötig, wenn in erster Linie die 
Eie;enUim1idikeiten der Spektra sich 
durch erhöhten Druck erklären lassen, 
und es hat ohne Zweite! viel Für sieh, 
wenn man Ursache und Wirkung in 
ilem Slern selbst suchen kann. In dieser 
Beziehung hat die von Lohse') aufge- 
stellte Hypothese grosse Vorzüge. Da 
dieselbe bisher sehr wenig Htadiliiris; 
gefunden zu haben sciieint, lasse ich 
den Schlusssatz der Lohse' sehen Be- 
trachtungen hier folgen: 

•Durch die fortschreitende Abküh- 
Iiiiil; dt- ans ^[iiliemlen Dampfen und 



der Grad der Abkühlung erreicht wird, 
welcher Mir Bildung derjenigen diemi- 
seliiTi Verbindungen erforderlich ist, die 
einen wesentlichen Teil des Gan- 
zen bilden, so wird bei Vereinigung 
der bereifenden ricmerilarstoffe ') eine 
bedeutende Warme- und l.i eilten (uidie- 
lung stattfinden , welche den Stern 
plötzlich auf grosse Entfernungen hin 
für längere oder kürzere Zeit wieder 
sichtbar macht « 

Von verschiedenen Seiten wird be- 
richtet, dass die Nova während der 
Lichtabnahme auch einen Wechsel der 
Farbe zeigte, schwankend zwischen 
gelb und rötlich. 



Vermischte Nachrichten. 



Die Planetoiden-Entdeekungen 
des Jahres 1900 haben die Anzahl 

der durch Bahn besinn mung als ge- 
sicherten Besitzstand der Astronomie y.u 



Der Veränderliche SS Cygni. 

(a 21h38'n 46.2b 5 + 43 ° T 35" für 
ld00.lt.) Die Veränderlichkeit die-es 
Sterns wurde von Miss Wells auf. 



konnten. Die meisten Entdeckungen auf 
diesem Gebiete sind auf dem astro- 
phyMValifdicn ( Hisereaioriinn zu Heidel- 
berg von Prof. Wolf und Dr. Schwass- 
mann ausgeführt worden. Prof. Wolf 
benutzte dabei seit September den neuen 
photographischen Lloppelrefraklor, den 
Miss Bruce gespendet hat, und der 
zwei gleidie pltrnngriiphische Objektive 
von 40 cm Durchmesser und 2 m Brenn- 



iaiulen.dns: 



t worden.") Die- 
erSten 1 ' 



normalen Glänze 11.34 Grösse ist und 
während drei Viertel der Periode so 
bleibt Dann nimmt er rasch bis zu 
einem Maximum von 8.5 Grösse zu; der 
gnissle Teil dieser 7nnalu:ie, /w^dien 
11. und (}. i ir.Vse muFiisst IQ Stunden. 
Die Abnahme ist viel langsamer. Die 
Veränderlichkeit zeigt indessen soge- 
nannte lauge und kurze Maxima, in 



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ersleren bleibt er 19 Tage Über der 
normalen Helligkeit, in letzteren nur 
12 Tage-, während die Dauer der nor- 
malen Helligkeit nach langen Maximis 
44, nach kurzen 40 Tage beträgt Die 
eben .^Limite-] Henhachter haben den 
Steril vom Dezember ISDf) bis /um Juli 
l'itii) möglichst anhaltend verfolgt Bis 
zum Schlüsse des Oktober 1899 zeigte 
er regelmässig die Abwechslung von 
kurzen und langen Maximis, dann aber 
trat plötzlich mit dem Dezember eine 
Urnänderung des Lichtwechsels ein, in- 
dem er ein Maximum von völlig audevm 
Typus zeigte und diesem zwei lange, 
ein kürzeres und wieder ein langes 
Maximum jole.len, hi* zu dem Taue, mit 
dein die Mitteilungen der Beobachter 
sdiliessen. Ein solches Verhallen eines 
te : .;elmässieen Veräudci Hellen sieht bis 
jeizl einzig in den Annalen der ver- 
äudcrlichcn Sterne da. 

Was die normale Lichtkurve der 
Veränderlichkeit anbelangt, so beginnt 
die Hclligkeitszunahinc plötzlich umi 
gelu mit grosser Geschwindigkeit vor- 
wärts, sodass in einem kurzen Maxi- 
mum 2.0 Tage später, in einem langen 
SO Tage S|Liier J.e grosstc IMhgknl 
erreich! ist. Die Abnahme t mi 9 b.s 
I : Grosse da.iert in beiden Fallen etwa 
6 Tage. Auf der sogenannten nor- 
malen Hetigkeit verharrt der Stern 
nilhg eihne merkliche l irluschwankiing 
Die mittlere Dauer der l'cnoiie nm 
einen:' /um andern kurzen Maximum 
betragt 1 1 3-2** läge, von «ir.em zum 
andern langer: lM.7i läge. D.e oben 
«eimnuleil Ucii^achlcr betonen, ilas-s die 
Lichlkurve von SS Cygni eine grosse 
Ähnlichkeit mit derjenigen besitzt, weiche 
die veränderlichen Sterne in Stern- 



Der Veränderliche S Arae, welcher 

vor nicht langer Zeit von Innes ent- 
deckt wurde, ist von Alexander W. 
Roberts zu Lovedale genauer beob- 
achtet worden.') Der Stern ist auf der 



nördlichen Hemisphäre nicht zu sehen. 
Roberts giebt folgende Elemente des 
l.icbtwcclisels: Pernelciidaucr HU' iO'=i 
45s, Epoche des hellsten Lichtes: 19U0 
Januar 1. 4>i 12m (M. Zt. GreenwichL 
Epoche des kleinsten Lichtes: 1000 
Januar 1. 7« 20™ (M. ZL Greenwich), 
Verhältnis der Zunahme zur Dauer 
der Lichtabnalime 0,29, Grenzen der 
Vcrändcrlieiikeil «Vi und 1 0.S-1. Grösse. 

Eine grosse Anzahl (64) ver- 
änderliche Sterne, die als solche bis 
jetzt noch nicht bekannt waren, zeigt 
['ruf. E Piekerini,' an. 1 ) Dieselben sin:l 
meist von Mde. Fleming bei Ver- 
gleichung der photographischen Auf- 
nahmen zu Cambridge auf den Platten 
entdeckt worden. Eine grosse Zahl 
darunter machte sich von vornherein 
durch die Anwesenheit von hellen 
Wasserstofflinien in ihren Spcklveii vet- 
däekfiy- andere, deren Spektra dem 
4. Typus angehören, bestätigten eben 
(all) die Verrmituni; auf \'eränderlieli 



zeit. 



milicl 



teilt Prof. Pickering in zwei Gruppen: 
]. solche, deren Lichtänderung auch 
dem unerfahrener: Benbaehler autfSlIt, 
2 solche, bei denen der Licht Wechsel 
eine hallte ürnssrnk lasse oder weniger 
umlasst. Proi. Pie«ering gieht ein Ver- 
zenhius diestr Sterne mir! des Spek- 
trallypns derselben. Ictilerft wird mit 
Mf bezeichnet, wenn das Spektrum deni 
1. Typus angehört und ähnlich dem 
von „Ceti i:n Muiinium ist, mit Md. 
wem es helle Linien zeigt wie < Cell 
in: Maximum, Spektra, deren Gharakler 
in der Milte zwischen beiden liejlt. 
werden mit Mc5d bezeichnet, N be> 
zeichnet ein Spektrum des i. Typus, 
P ein solches von abweichendem Cha- 
rakter. Aus der Liste der Sterne mit 
grossem Liditwcchsel mögen folgende, 
die au; unserer Hemisphäre zu beob- 
achten Sind, angeführt werden: 



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. l'Hl Sii's'itlaii-: 

""1 Lyrae . . 

. Cygni . . 

. 1901 Aquarii . 



11.4..' 



17 44.8 — < 



il sehr geringer Veränderlichkeif mögen folgende angeführt 



- 27 31 

— 17 52 
+ 56 56 



Pec 



I. Well 



l'tlli. F.. ['ii'klTIII^ iiie p1liitil!'rj]5ll!fflll.'ll 

Helligkeiten (Grössen), soweit sie als 
Maximum uid Minimum auf den 
l*hnin<_;rjpmeli ei-dieinen. F.h -itul 
folgende: 

34. 1001* 7.2 8.1 

52. 1901 7.7 9.0 

59. 1901 85 9.1 

66. 1901 7.3 8.3 

Der Slern 61. 1901 ist o Cassiope- 
jae. Sein Spektrum gleicht sehr dem- 
jenigen des 2. Typus. 

Die Nova Aqullae 1809, welche 
im Jahre 1900 auf Cambridger Photo- 
graphien von Mile. Fleming ninleekt 
wurde, ist bisher noch nicht Beniner 
nach ihrem Spektroskop i scheu Verhalten 
geschildert worden. Jetzt giebt nun 



Prof. E. Pickering einige weitere Mit- 
teilungen ilr.viihiT.'l Her Ort des Sterns 
ist für 1900 a I9h 15.3m 3 — Q« 19'. 
Der Stern fehlt auf Platten, dieam l.No- 
vember 1S98 lind fr filier aiif[;i-iinni)nen 



I Stern. 



n.tirii 



halten. Am 21. April IS'l'J erüdieoH 
er Ja^fii.-n als Slern 7. Grösse lind 
am 27. Oktober 1899 war er bereits 
10. Grösse. Im Juli 1900, nachdem er 
entdeckt wurden, war er etwa 1 2. tii-f issi-. 
In seinem Spektrum zeigten sich 1899 
[nli % 7 helle Linien N II,, II -1, 
■ ' 4ÖIJ3, M ß und die Ncbcllinic 5007. 
einer Aufnahmt- vm T.SepIhr. If»)<> 
en -;lage;;cn 1 1 ; mui . ine etwas 
.vaeheie Lmie. u alu-dieinlidi von 
Wellenlänge 4959, die einzigen 

') Harvard Circular No. 56. 



sichtbaren hellen Linien. Am 27. Ok- 
tober 189g war H r und 5007 aHein 
sichtbar und hell, sodass (.Iiis Spektrum 
demjenigen eines gasförmigen Nebel- 
fleckes glich. 

Auf dci l.ii'k'.Svrnwnjte utinlc das 
sichtbare Spektrum dieser Nova von 
Campbell und Wright am 27. August 
i'JOO mit einen einfachen I'rispueu- 
spektroskop am 36-Zoller beobachtet. 
V.i. erschien als ein äusserst seil waches 
I iclit in Gri'm und ausserdem /i'iijte es 
3 helle itaudeu in den Positionen der 
Hauptnebcllinien. Die Intensitäten dieser 
Banden erschienen auch ziemlich in dem- 
sclhen Verhältnisse zu stehen wie hei 
den Nebelspektren. Diese Banden waren 
nicht monochromatisch, sondern sehr 
hreit. vielleicht doppelt so breit als die 
Banden in dem Nebel Spektrum der 
Nova Aurigae im August 1892.') 

Ein merkwürdiger Haufen von 
Hebelflecken. Prof. Wolf in Heidel- 
berg teilt folgendes mit.*) >Auf zwei 
mil dem Bruce -Teleskop genommenen 
Aufnahmen vom 24. Marz dieses Jahres, 
weicht; liie Uiiiijeliiin;; vmi 'il G'inae 
Berenices darstellen, findet sich eine 
sehr interessante Gegend des Himmels. 
Um die Stelle 

a = 12 H 52m rjs 
a = + 28° 42' (1855.0) 
stehen niittilidi /ahlreiche kleine Nebel- 



decke so dicht beisammen, dass man 
beim Anblick der Gegend förmlich über 
das merkwürdige Aussehen dieses "Nebel- 
haufenS' erschrickt. Ich habe die An- 
zahl der Nebel in einem Kreis von 30' 
Durehmesser um die angegebene Stelle 
bestimmt und finde, dass mindestens 
108 Nebelflecke auf dieser Fliehe bei- 
sammenstehen, also auf einer Fläche 
etwa von der Grösse des Vollmondes. 
Darunter sind vier nder fünf grossere 
ausgedeh nie u n d central verd ichtete Nebel , 
sowie mehrere langgestreckte. Die weit- 
aus meisten haben aber rundliche Form 
und sind kleiner,. 

Ein neuer Komet ist Zeitungs- 
nachrichten zufolge am 23. April in 
Südafrika von einem Amateur- Astro- 
nomen entdeckt worden. Falls er eine 
nördliche Itewegung hat, könnte er im 
Mai vor Sonnenaufgang am Morgen- 
himmel sichtbar werden. 



Fernrohre für Freunde der 
Himmelsbeobachtung. Aus dem 

Leserkreise des Sirius sind mir mehrere 
grössere und kleinere, sehr gut erhaltene 
Femrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Himmds- 
beobachtung, welche die Anschaffung 
eines solchen Instrumentes beabsichtigen 



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Astronomischer Kalender für den Monat 

Juli 1QOI. 



er Berliner Mittag. 



Mond 

Mittlerer berliner Mi Rae 



PI an eten kn n stdlati o n en 1901. 



Er;: ::: 



Konjunktion in ReklaseerKion _ 

Konjunktion in l<ckt:i:^'ii::i >n rri: .I;i:l Meildi'. 
trdferne. 
OpiiDiiii.m mit der Sonne, 

i iinsi-rtT K..iiUink:i. .n [im Jt-r Sonne, 

i K.,niuiikl:,>n"ii t U.-ku^-M.mn mit dem Münde, 
i nkdYr.tu- L nden Knoten. 



: in LT.'.-ntr n iniüdi^r In ini..;::iLr-.; ii[n Breite, 
in Ki.iiji:nN;i"ri Mi :i .i. : nil iliiii Mr.ii.ir. 

ir in [.-ni-sli: -inlli. h.-r 1 1 ■ - 1 i ■ ■i i iKi i'i htr Breite. 

t. Virjjnis in Ku-ii. in [(.■^■^-.c. im: 1 1 1- - 1 1 .M.niili'. iSi'ikvkiiuj!. 
: fr.;>vj\\ in Koni, in l(el\>i:. nit ,lei:i .\ln:i.U'. tiedeekimü. 
Venus in Koni, in Hfkui;-:. mit Leoni... Venus 1°U : nördl. 

I -. 1 1 - : - 1. - 1 ir Knir iM'.v.ii lri.'.i :,:: : \ m: nn! lienl Monde. 

; Saturn In Konjunktion in Id-kLi-nri-inn mit dein Munde. 



— 1 1S — 



Minierer Herl ine- Mittag 
S " i „ m , i o ... | ^"^f 


Mittlm-r Ucriiner Miltap. 

i j 1 Ob™ 

r iT. 7 °'."™"™ "FtP 


20 1 7 'S 44-17 
25 1 7 7 34-60 

SS iS 5 i£Su 


17 1317'! 53 16 

17 40 36-7 23 18 

18 45 20-1 22 68 
+194334-5 22 40 

+12 30 IW 1 44 

+ a io at-9. 4 53 


? uli in ls -,s i : -: — a-j t:rs : I ir, 
20 18 52 8*62 2*27 30 0' 11 2 
30 18 40 17 12 -2232 0 3 10 20 

Jllll 10 16 18 62-27 1-2228 Cä 0 38 
ttl 16 17 SB-10 1 2338 10 8 67 
30 16 4B 10*67 1-22 21 39-8 B 17 

Neptu n. 

JulilO 6 68 34-69 +211817-1 22 13 
20 C 0 6-18 21 18 11-8 22 10 
30 0 1 29 B8 |+23 18 0-3 21 32 

Mondphasen leoi. 


Jup 

Jllll 10 IR 30 I1-S2 
3fl! 18 20 36 21 


-23 23 61-a| 'o 61 


Juli i 12 ii-s | Vollmond 

■ Ei: ir;-ä Lfwti's Viertel, 
ir. Ii 1-1 ■ Ncumn-Uf. 
23 51s Ersies Viertel. 

ao 23 27-3 Vollmond 

li 13 - . Mond in Erdlerne. 
23 16] — | Mund in Erdnähe. 



Sternbedeck ungen durch den Mond für Berlin 1901. 



Mittlere Schiefe der 1 



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Erscheinungen der Jnpitermondo. Die 'amtlichen Ansahen über die 
scheinnngen der Jupitermonde beliehen sich auf mittlen- /eil von < irrcnv^clt. 
Trabanten sind der Reihen lol;;e ihre; Abstände? vom Jupiter nach mit [ bis IV 
leichnet. Die vier grösseren Figuren icigen üic Stell 11 n i: jedes Mondes mit Beiug 
den Jupiter für den Augenbliek der VnifinstiTime: (dj nder de; Wiedererscheinens 
Ist r nicht angegeben, su kann der Austritt rin- dem Schallen nicht hcotiachlcl wen 
Ferner bedeutet bei den nachfolgenden Zeitangaben: 

Ec I) das Vrrjchwind™ dt:s Trabanten im Schatten des Jupiter. 

i:c If den An-iiill des Tr/ii-ame - dem Schüler des fiumer. 

Oc D das Verschwinden des Trabanten hinter der Jnpiicr-cheihe. 

(Je Ii da.5 Wiedereri.dieinen M-itlicl] litten ,1er Jnpiti'rieheihe. 

Tr I den Eintritt des i"rat\:;i[en mr die Jupiterscheibe. 

Sh I den Eintritt dt-s TralianliiiMli.iMeiis atd die Jupiterscheibe. 
Sh E den Austritt des Trabaiueniciialicri;. ans der Jepiicrscheibe. 
Iis find nur diejenigen r.r-d]eiriungen der lupiicrmunde rud^ciiihrl welche s-cll creiKI 
wenn Jupiter 211 Oreesrwicli über und die Sonre inner dem llnrizonie steht. Um 
;Mu:rieiire dieser Israeli .limme/.m nach miltclenr^piiiädicr Zeit in finden, lull man 
iiiitiL; 1 '■ .11 iieri angesehenen Zci1|'iinUc]L n\ addicici! 

Juli i. I Oc. R. 9" 4l>». Juli 2. 11. Oc, D. H' 20-. Juli 3. III. Tr, I. 11^ 
III. Sh. I. UMj.. III. Tr. E. HM». III. Sh. E. 11" 26». Juli 4. II. Tr. 1. SU 
II. Sh. I. 0» SS». II. Tr. E. 12 h io~ II. Sh. E. IIb 53m. Juli a. I. Qc.D.H't 
Jnll 7. 1. Tr. I. 11" 18". I. Sh. I. 11 » 63». L Tr. E, 14» 6-, I. Sh. E. it'i 
Juli 8. L Oc D. 9» L Ec R. 11" M- 34*. Juli B. L Tr. E. 8" 3m. 1. Sh 
8" 45n. Juli 10. III. Tr. I. 14» 20"". Juli iL II. Tr. I. II* 37». II. Sh. I. 12» 1 

II. Tr. E. 14» 35-. II. Sh. E. Ii* SO». Juli 13. II. Ec R. 9» 0» Sit". Juli 14. III. 
Et R. 8» 34" 36«. I. Tr. I. 13» 32". I. Sh. I. 13» ss~. Juli IB. I. Oc. D. 10" 
I. Ec R. 13» 38» M: Juli 18. 1. Sh. 1. 8» 22». I. Tr. E. 10» 15». I. ! 
10» 33-. Juli 18. II. Tr. I. in» 63». Juli 20. II. Ec. R. 11 » 49» 24*. Juli 21. 

III. Ec. R. 12» 31» BS* Juli 22. I. Oc. D. 12>> 36». Juli 23. I. Tr. I. 8» 43». 

IV. Oc. R. B» 44». I. Sh. I. 10» 17». L Tr. E. 13» 1». [. Sh. E. 12» 34». IV. Et 
D. 12» 37» 62*. Juli 24. I. Et R. 9» 62» 16*. Juli 27. Ii. Oc. D. 10" 16". 
Juli 2B. III. Oc. D. 10" 52-. Juli 20. ll.Tr.E. 81 0-. II. Sh. E. I>"3I>". Jull30. 
L Tr. I. uh 29». I. Sh. I. 12» 11"'. Juli 31. 1. Oc D. 8" 48». I. Ec. R. 11" 47- O*. 



Stellungen der Satunimonde. (Erklärung S. 24.) 

Zeiten der östlichen Elotigstlon Im Juli 1901. 
Tethys. Juli I. u-i"; Juli 3. im«; Julis. 8-7»; Juli 7. e-nh; 



Bhea. Juli *, 2-4"; Juli B. 14'A"; Juli 13, |-i»; Juli 17. lfl-4"; Juli : 
3-7«; Juli 26. 16-0"; Juli 31. 44". 

Titan. Juli 4. »-]■].; Julis. io-e" W.; Juli 13. 170" S.; Juli 10. 15-3" I 

Jllli 20. 16-äKI.; Juli 31. 17-3" W.; Juli 28. 116h S. 



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HeftS. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centralorgan für alle Freunde und Förderer der Hinunelskimde. 

Herausgegeben 

unter Kitwirkuno henrorraoondsr Fachmänner und UBtron um Hoher Sofiriftottller 
von Dr. Hermann J. Klei« in Krün a.|Rh. 

J„„I iGfiA ■ W:.n.;^il laai ]■:.:< uhk :i [Ii,- ]■ ri:l:(ii: null die 

JUni 1ÖU1. Berechtigung der Mcnsdiheit.. Kosmos. 

Jeden Monat I Heft. — Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 

INHALT: Hit NW.i mi IVrsen-. III. (Hi.avn Tsii-1 X.) S. III. ■ Die E : .Ni.Hti-.ii|( 
Energie der Sonnenslmhlung. 5. 123. — Messungen des Saturn und seiner Ringe. S. 124. 



Die Nova im Perseus. 



RBja'el X giebt eine Reproduktion Reihe, wegen der scheinbaren Verände- 

bSl des Spektrums der Nova nach rangen Im Aussehen verschiedener 

den photographisdirn Aufnahmen im ".'assei^i Fi Ihnen nnd dem Hervortreten 

40- zolligen Yerkes- Refraktor durch anderer, die früher unmerkl ich waren. Prof. 

F. Ellermann. Die Monatsdaten, welche E. Haie hehl noch besonders die dunklen 

den einzelnen Aufnahmen entsprechen, D-I.inien hervor und da.s helle Band, 

said hcifictnpl.chcnaiidic ISezdclinunyen nni welchem sie anfangs projiziert er- 
der hellen Linien. Man erkennt im- . seidenen. Dieses K liere hat sieh nach 

mittelbar, dass die Linie h, \vekliean';:n!;s und nacli [;e^cn Vinkll hin verfeinden, 

sehr augenfällig war, Ende Mar/ ziem- so.!ass die beiden schmalen dunklen 

lieh his nun Verschwinden an Hellis;- Linien, wilelie zuerst mitten auf der:: 

keit abnahm, vheusf> ist die Calcium- lu-llcsi Hand Issiets, miiimchr tili der 

sl sehr hell war, vi'/lkr weniger hreclihaien Seite desselben er- 



verschwunden. Die Linie Hß wurde 
schmaler und scharfer und die relativen 
Intensitäten ihrer Komponenten unter- 
Inyerl merklichen Änderungen. Das am 
2S. März erhaltene Spektrum ist nach 
Ansicht des Prof. E. Haie in verschie- 
dener Hinsicht das interessanteste der 
Sirius 1901. Hell 6. 



scheinen. Die dunkle Linie a 
brechbarem Seite des hellen Bandes 

in! eine"] eiel lileiierell aller -rhwa.-hervn 

Bande Platz gemacht, das sich gegen 
Violett hin ausdehnt') 

') Astrophys, Journ. 1901, April, p. 238. 



122 



Hell 



liehen 



r Mit* 



. März 12. waren . 
dunklen Linien scharf und dopp 
die KtiTiipinienten gesren violett I 
;.cliw.ii'liiTL.Mar^21.ii]Kl'J"l.wr!iTi:li'[/(i 
verschwunden und und! dem 22. M. 



Bewegung zuschreiben wollte, eine Oe- 
sctueiiiiü^keil besitzet), die /u gross isl, 
um dafür physikalische Ursachen an- 
geben zu können. Marz 22. zeigte sich 
im Spektrum ein sehr helles gelbes 

verandert P Dageeenwar dasselbe Marz 27. 
vom gleichen Typus wie am 2 1 . und an 
den früheren Tagen, die blauen Banden 
waren durch ein stärkeres kontinuier- 
liches Spektrum mehr maskiert und HE 
war vnii ,1er ;;iv.(~>im liehen Breite. 
22., 25. und 28. war der Stern auch 
lidtf schwächer. April 4. zeigte sich 
dasselbe Spektrum wieder, wie am 
27. März und die gelbe Bande wurde 

'I Monthly Notlcea Vol. LXI, April 1901, 



StiiiiU'V William lim*) auch Meilij;- 
kdtHheshmmuugen der Nova ausgeführt 
und folgende Grössen (auf die Hnrvard- 
l'lli.'tinuetrie bezogen] erhalten: März i 
2.65i Man 7. 2.83; März 9. 3.3; März 12. 
3.25; März 18. 4.13; März 22. 5.22; 
Marz 25. 5.32; März 26. 4.12;'März 27. 
4.02; März 28. 4.35; März 20. 3.75; 
März 31. 4.35; April I. 4.27; April 4. 
4.12. Auch Veränderungen der f-arbe 
der Nova hat der Beobachter konstatiert, 
der Stern -eliwaukie in dic-cr licichiriii] 
zwischen Weiss und dem roten Ton 
von Aldebaran. Bei guter Luft stellte 
sich die Nova stets als scharf begrenzter 
Stern dar. 



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Die Erhaltung der Energie der Sonnenstrahlung. 

ic t-va^u der Intensität der Energie- Zahlenwerten , welche die Hohe der 

Strahlung der Sonne in den ter- mneiitcirperatur vollkommen erklären, 

schiedenen Entwickelungsphasen dieses i Heimholt; findet für die Temperatur T 

Weltkörpers, ist eine sehr wiclitiqe. cir.e: der tonne gleichen YX'assermassc, 

Prof. J. Wilsini; hat neuerdings eine welche sich um unendlicher Ausdehn- 

Untersuchung über die Erhaltung der ung bis zur Grösse der Sonne zu- 

Energie angestellt, 1 ] ans der mit Port- siimmen gezogen h.it, die Temperatur 

lassung des rein mathematischen Teiles T = 2SÖ1I 000" C -Ferner folgt, dass 

das Hauptsächlichste hier mitgeteilt eine Verringerung des Sonnendurch- 

werden soll. j messers um 1 ;, ooon oder 0.2 J eine Tem- 

Die Energiemenge, welche die peraturerhohung von 2SQI" bewirkt, so 

Sonne durch Strahlung verliert, iiiiim dass mit Rücksicht auf die Genauigkeit, 

derselben aus anderen Energieij Hellen mit welclvr sich gegenwärtig der Sonnen- 

lorttJaucrud ersetzt werden. Nimmt man durchmesser bestimmen lässt, der Wärm e- 

tuci, Scheine!'-) iür die S;,larkonstante, Verlust für einen Zeitraum von mehreren 

il. Ii. iür die Wärmemenge, welche ein tausend |iihrcn gedeckt werden kann, 

Quadratcentimeter in der mittleren Em- ehe dk Ycrmimktnng des Durchmessers 



58 X 10" Gr. - Kalorien, 
enorme Wärmeverlust, w 

ll:u'l]wekl, bereits innerhalb 
Zeiträume eine hetr;icki liehe 



I' 1 '! 



■bietet! 



: Th« 



I, Wcllhikl 



s Wärt 

erklären sollen, ist allein die um v. H 
linltiatiigcstelltcTheoriechK-rbcstimi 
mathematischen 
Svüd-l.^plateV-h 
tuigend. hcrecliuet v. Hclmhokz L 
\\'änuein|iiivalentder hei der Verdiehtu 
der Himmelskörper aus dem anfäi 

geleisteten Arbeit und gelangt dabei 



Prof. Wilsing, »die Entwicklung eines 
Sterns vorn Zustand äusscrslcr Ver- 
dünnung der Materie in Form unregel- 
mässiger Nebelmasscn beginnend, so 
wird bei der Langsamkeit, mit der sich 
den Beobachtungen zufolge die Bewe- 
gung der Massen auch in diesem Zu- 
stande «ollzieht, die Annahme, deren 
Ziilii.-si^keit oben zunächst nur für 
das Endstadium der Entwiclidime;si vihe 
behauptet wurde, audi iiir die (ihrigen 
Epochen zutreffen und der Äquivalenz 
von Strahlung und Arbeit bezogen auf 
die Zeiteinheit allgemeine Oiltie:kcit l?i_-i- 
üelee.1 "erden dürfe». 

Temperatur und Strahlung wachsen 
daher nur sehr langsam proportional 
der Zunahme der Verilichtuugsarbeit. 
Zuiiäcli-l geht der Körper in den Typus 
I c der Vogcl'schen Entwickelungsreihe 



dmgs nicht mehr wahrnehmbaren Atmo- 
sphäre hinweisen. Im l'vpus ] erreicht 
die Temperlur ihr Maximum und folg- 
lich auch die bei der Vcrdieliliün; -irr 
Materie in der Zeiteinheit «eleisteie 
Arbeil. Da hier der Wendepunkt der 
Kurve liegt, ist diese Phase der Ent- 
wicklung von verhältnismässig langer 
Dauer. Wenn die Entwicklung bis 
zum Typus II fortgeschritten ist, so hat 
die Temperatur und Arbeitsgrösse bereits 
wieder stark abgenommen und letztere 
nähert sich noch weiter einem kon- 
stanten Wert, In diesem Stadium, in 
welchem sich dieSulHic IreimJcl, neiden 
daher Temperatur und Siraliluns; fiel: 
erst innerhalb sehr langer Zeiträume 
merklich ändi-rn. Endlich nähen sieh 
der Körper, durch den Typus III hin- 
(iurcb«-diertd,a;.vru[uc>tisch dem Zustande 
grösster Dichtigkeit der Materie und 
seine Temperatur derjenigen des Welt- 



Messungen des Saturn und seiner Ringe. 



7.0t 1', Durchmesser des Ringsvstems: 
39.471". Die meisten anderen Beob- 
achter fanden den Saturn und sducn 
Hiri^ meist merklich j^-i^ser, fliirruirderitb 
(IfCTi) iulyciak- lic-iilt.iie: Aqualural- 



ra 9)1 '* fru ' ,esten Schätzungen der 

fejgd scheinbaren Grösse des Saturn : 
gehen bis Huygens zurück, der für die 
Satumkugel einen scheinbaren Durch- 
messer von 18" fand; genauer sind die 

Messungen llradleys (1719), gemäss Durchmesser lies Satuni 17,744", Ab- 
weichen der scheinbare Durchmesser plattung 1 : 11. 41 l äußerster Durchmesser 
der Saluuikiic.d 17.7=> , de- l<ine>ysleu.s des Kin^vMcii^ -i0.24g-. 
4i.2 r i ln-träsjt. Mi-fsii:);.vii. welche auf In den Monaten April bis September 
Genauigkeit Anspruch machen, lieferte 1900 hat Dr. j. J. See am 26-zolligen 
icdddt ci>t Ü2ii 2i I". \V. Struve am Retraktnr der Washiiiei.ni - Sternwarte 
0.*i",lli<;<-[i [lorpaler Kelrakliir. Hiernach auch den Saturn und sein Rinjisysiciti 
i-1 der initiiere scheinbare Aq ir:itfir ial - siirjifäliis; vermessen, leider machte der 
Durchmesser des Saturn I7.<)hl , der tiefe Stand des Planeten die Bcob- 



zum Verschwinden brachte, 
Das Ergebnis der Messungen 
i scheinbaren Aquatorial-Durch- 
les Saturn: 17.448' + 0.025" 
:r Annahme der von H. Struve 



- 125 - 

lvstiiiinik'ii AI>|ilattiniL; von O.K)!3 LT- i'olle 0.7 des Raumes rwisdicn den 

giebt sich daraus, bt'i einer Soimenpa- innren Geeiisen des hellen Ringes und 

:;il];ixc e™ SJfliv': Äq ii.iroiLn 1 - 1 >nrcli- der ^aUirnkngel einnimmt. Ls Sellien 

:n«i 17 .1 l'ol.ir-Durdi- dem Licubaelitcr. als wenn «iici-cr Ring 

messer inS4=i7-r 173 Äv.v (mitilcre DiclKc gegen den Saturn hin allmählich 

0.1234 = 0.679 von der des Wassers), schwächer wird, ohne bestimmte 

Was Jen Ring des Saturn anbelangt, so (jreazcti. 

leurdevmi Dr. See die Cwini'sdie und Auch den scheinbaren Durchmesser 

Encke'Khe Trerimriigslinie schmal und de- Nitiirmmmdcs Titan hat Dr. See 

scharf Besehen, bisweilen über Jeu veiser.kdenllicli gemessen und geschätzt, 

ganzen Umfang des Ringes, Auch der W. Struvc und H. Mädler fanden dessen 

sogenannte d-.inklc uder C'rap-Rhig wai Durch nic-S'.T fiüliee /u etwa t).7 r j 

leieli: siddnr und seine lireiic (alsn üaenaed hcslirmnlc ihn ( I SU4> /u O.ISS". 

die Annäherung seines innersten Randes Dr. See findet 0.487" oder 3481 km. 

an die Oberiladte des Saturn) .,esr \ ... Als Endergebnis seiner Messungen giebt 



Äusserer Durchmesser i 
Durchmesser im Centn; 



T Durchmesser des ra 



2.758" - 19076 

1.217- rasr. 

1.414" = 9790 



4.000- ~ 27687 



Breite Jes dunklen Ringes £685" = 18571 

Zwischen räum zwischen Saturn und dem dunklen Ringe . . 1.567' = 1083S 

Äquauirial-Dtirchim-ssiT des Saturn . . 17.448" 120682 , 

AbpUttang taaeh H. Stmvel 0.1013" 

Polardurchmesser 15.681" 10B457 • 

«i'.t des Saturn .nach Bessd) l:3501.ft 

Mittlere Dichte des Saturn 0.1234' - 0.679 des 



Feuerkugeln der südlichen Hemisphäre. 

Von Heinrich Sornitz. 

PHj*ber die Frequenz der Meteore 1 Nach Ceh. Rat Neumayer sollen 
BwEjj auf der südlichen lad halbkugel die Meteore auf Nctiholland im Winter* 
und deren jährliche Variation wissen wir halbjahrc vom November bis April im 
noch wenig, denn nicht viele Nach tic Ii- Verhältnis häufiger als zur selben Zeit 
teil dringen von jenseits des Äquators über der nördlichen Eriihalbkugel er* 
über die Beobachtung grosser Meteore scheinen, Professor Dr. Weiss erklärt 
zu uns. : dies in »Littrow's Wunderdes Himmels« 



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mit dem zu dieser Zeit stattfinden den 1 
hohen Stande des Apex auf der süd- 
lichen Halbkugel. 

liei (Irr fVaibeiliui;,' meiner inM 
vollendeten Zusammenstellung grosser 
Multjuri' (Feuerkugeln von VeniiifirijSiC 
und darüber und Meteoriten, keine 
Sternsdiuuppcii, vergl. Sirius 1000, 
S. 270) habe ich den Feuerkugeln 
der südlichen Hemisphäre besondere 
Aufm erkenn keil siv-'.Yiiliiid. Leidet i«t 
(1,1s firgehtiis wegen ('.er geringen An- 
zahl der bekannt gewordenen Beobach- 
tungen wenig befriedigend, gestattet 
jc(iiKl) nach der f.:l;;erukn I i.i'.eiuUie:- 
stellung der beiden Jahreshälften den 
sicheren Schlüsseln er besonderen Häuf ig- i 
keil grosser Melcore der südlichen , 
Hemisphäre im ersten Halbjahre. Die | 
fSctibadi [innren set'.en niii dein eTL^en . 
Meteore vom 14. Mai 1GG3 in Chile 
ein. Von diesem Tage ab sind im 
HHllzcs] Feuerkugeln und Mctccritcn ge- 
zählt im: 

Januar 19 



lid;en und auf .!e: nöiallidien I [eiiu- 
sphäre, wie schon oben angedeutet 
gerade im umgekehrten Verhältnisse zn- 



In der zweiten Jatirestiülfte weist nur 
der Monat November eine grössere 
Anzahl von Feuerimgcln nuf, sond 
Überwiest die /.ilil der fviiiTkui.'dn in 
der crslcn lulrrc.-ldlite. Pell-;iiiien\d-e 
critf.illt nur eine geringe An/.ilil au; Jeu 
Monat August 

C> dürfte v<m Inkreise ;cm. die^c 
ligehnis-e mit den Zahlung 
nördlich en lleiris-pttäre gcmachlcr Kc- 
ubarhiiingen tu veig!i';chcn 

Ts u.irden Feiierkiigdii rcsp Meie 
ur.tc-i vom 14. Mai I06J ab gcscf.cn 



November . 23 Juni . . . . 4.S 
Hieve Weile ^elien ein lielilii.'.e- llikl 
und sprechen demnach für sich seihst. 

Nach Prof. Heis' Zusammenstellung 
aus den Beobachtungen des Geh. Rat 
Neumayer zeigt sich ein Anschwellen 
der Sternschnuppen-Ströme auf der 

T-iiiilidLen I [ellliv|ill;'.ie wuschen 

Januar 28. und Februar 2. 
vom März 12. bis 15. 
Mille Mai, 
Anfang Juni, 
zwischen Juli 28. und August 2. 
vom August 5. bis 7. 
Oktober 27. 



.1 25. 



Natli Heis erscheint die 7r-.: vom 
2S. Juh bi; 2. Aug"-t du- F nochc der 
M.iiiiiia',-|-re.|"cnz der Sumschnuppf « 



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Hierzu fülitv idi tlic diwlnai Daten Monaten und Tagen geordnet an; die 
der seit ]4.Mai 1663 auf der südlichen Meteoriten fülle sind mit grösserem Druck 
lirdlialhki^d hunhaditctuM reuer- hezeiclinet 
kugeln und Meteoritenfälle nach ! 



VI. 1ÜM7 
19. 1SS9 
22. IniT 



" Die bei gleichen Daitn angebrachten Zeichen sind Aubcichmingen verschiedener 



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— 128 — 



Hiernach finden sich die Angaben 
von Neumayer in Bezug auf die meteor- 
reiche Zeit vom 28. Januar bis 1. Febr. 
bestätigt. Im Februar zeichnen sich 
noch der 7. und 10. besonders durch 
glänzende Feuerkugeln, im März der 
19. bis 21, im April der 6., 11, 14. 
und 24., im Mai die Tage vom 14. bis 
inkl. 17. (fieiiau übereinstimmend mit 
Ncumavers Beobachtungen Jdurch grosse 
Meteore aus. Für Juni verteilen sich 
die beobachteten Feuerkugeln auf den 
ganzen Monat, doch scheint ein An- 
schwellen des Stromes Ende dieses 
Monats stattzufinden. Der Juli macht 
sieb durch einige Feuerkugeln am 4. 
und 5. bemerkbar. Der Monat August 
bringt auffälligcrweise (auch nach dem 
Neumay er 'sehen Verzeichnis) am 10, 



keine Fälle. Der 3. September ist durch 
2 Feuerkugelerscheinungen bemerklich. 
Gegenüber dem Fehlen einer eigentlichen 
Auguslperiode auf der südlichen Herni- 
sphire treten die Tage des 11. bis 15. 
November, wie auch der 27. Novbr., 
im Dezember nur der 10. besonders 

Die von Heis angegebene Epoche 
des Maximums vom 28, Juli bis 2. August 
findet sich in mumm obigen Auf/eiek- 
lumgeu .urttäüigcrweisc nicht bestätigt. 

Schliesslich möchte noch darauf hin- 
zuweisen sein, dass im Monat Mai auf 
der nördlichen Hemisphäre die meisten 
Metcorilcuiälli stattfinden, während in 
der vorstehenden Nach Weisung die 
wenigsten Fälle nachgewiesen sind. 



Photographische Untersuchungen veränderlicher Sterne. 



[Bjor einigen Jahren hat Dr. Schwarz- 
SSSeS schild die l-.nldcckung gemacht, 
dass die photographische Melligkeits- 

doppelt so gross ist al- die optische-, 1 ) 
Hierdurch veranlasst, hat Dr. Carl W. 
V/"\m seine 5: In il i l^r-apl; isrli -plnj(onn't- 
risclicn Ueohachl linken auf im-lir. tl- 
veränderliche Sicntc air-^edtlinl.-j Die 
p holographischen Aufnahmen zur Be- 
stimmung der Helligkeit geschahen wie 
bei Dr. Sclncai/schild so, lia^s die 'reine 
etwas ausserhalb des Brennpunktes des 
photographischen Fernrohres aufge- 
nommen wurden. Dadurch erscheinen 
die Steruschcrbclieii ver;;i"ssert. 

Zunächst hat Dr. Wirtz den Ver- 
änderlichen 4 Cephei beobachtet, bei dem 
er aus gewissen ( jrui.lcn ein analoges 
Verhalten wie Aipiilae v<: 
Als Vcigleichsternc dienten t, 
ein Stern 6.5 Orösse, 41" vor 

') Sirius. 1900, S. 74. . 



entfernt stehend. Die Aufnahmen ge- 
schahen bei einem Abstände der Platten 
von der Brcnnpunktebene des Fern- 
rohrs, die 1 1 mm betrug. Jeder Stern 
wurde auf der Platte in denselben drei 
rixprisitionszciten belichtet; als solche 
kommen anfangs 4*, 10s, 24s, dann 
10s, 24s, 50s, endlich 15s, 30s, 60* 
vor. Die Erledigung sämtlicher Auf- 
nahmen einer Platte nahm etwa 
V, Stnude in Anspruch. Ober die 
weitere rechnerische Behandlung des 
erhaltenen Beobachtung™ uteri ah ist auf 
die Oris-maLüiiiiiidlims; zi: verweise:). 
Diecrhalteucnphotograpliisrlieii Grössen 
wurden dann nach der seitdem letzten 
Minimum der Helligkeit des Sternes 
verflossenen Zeitfolge geordnet und auf 
diese «'eise 42 Punkte der Lichtkurve 
des Veränderlichen bestimmt. Esergiebl 
sich aus derselben, dass der Stern photo- 
graphisch im Maximum 4.68, im Mini- 
mum Ü.U'.i Umsse ist, die Amplitude 
der photographischcii l.icht:ch'.vanbing 
also 1.25 Grossenklasse beträgt Der 



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- 129 - 



Zeitunterschied zwischen Maximum und 
Min im um ist I u 1 0.5 Ii, bei einer Periodeu- 
dauer von 5d 8 h 48".. Dr. Wirb hat 
nun weiter untersucht, wie sich der 
durch direkte Betrachtung erkennbare 
(optische) Lichtwechsel zu dem photo- 
graphischen verhält und hierzu die 

Beobachtungen von Argelander, Schön- 
fekl, Oudemans und Schur, sowie für 
die Sterngrossen die Angaben der Har- 
vard Photometry benutzt Es ergab sich 
alsMaximum der Helligkeit von /> Cephei 
3.66, als Minimum 4.1S On'i-^r, dem- 
nach die Amplitude der Helligkcits- 
schwankimg zur 0.52 UrösseiiklilJse. 
• Verglichen mit den phuiographi sehen 
lirössco, zeigt iicii, dass dieselben im 
Minimum um 1.7m, im Maximum um 
1.0 m schwacher sind ab die optischen, 
und dass die photographische Licht- 
schwankung die optische bedeutend 
übertrifft, indem sich das Verhältnis 
Photogr; Ampi. 1.25 
ÖptAmpt = 0J2™ ' " C 
Im übrigen verlaufen aber beide 
Kurven durchaus parallel. Einmal ist 
kein Phnseinuiterschicd vorhanden; so- 
wohl Minimum wie Maximum treten 
zu den aus den optisch abgeleiteten 
Elementen bcrcehneien Zeitpunkten ein. 
Für das Minimum verrät dies ohne 
woilercs die Kurve, das Maximum aber 
folgt auf das Minimum nach 

Argelander in H 14.6* 

Schönfeld 1 13.6 

Oudemans 1 6.0 

Schur 1 13.7 

Mittel: 1 1Z0 

während photographisch in Überein- 
stimmung damit gefunden wurde 

sichere sekundäre Anschwellungen der 
optischen Kurve deuten die photo- 
ijnipliüx-lie iimvrkendiar an. Dsp Nein n- 
maximmn Argclandcrs hei 2 Sil finde! 
sich, allerdings stark abgeflacht, bei 
3.0'i unserer Kurie; Herrn Schurs Be- 
obachtungen würden ebenfalls bei 2.5u 
Sirius IM1. Htlt 6. 



einen Buckel der Kurve rechtfertigen, 
Schur /.cidiud ihn ai;er nicht ein. Oude- 
mans' Schätzungen verlegen das sekun- 
dere Maximum nach -l.'.i". also kurz, 
vor das Hauptminimum, während nahe 
dabei, bei 434, auch die photographi- 
schen Aufnahmen einen zweiten Süll- 
Stand des Lichtes im absteigenden Aste 
anzeigen.' 

Von dem Veränderlichen i Gemi- 
norum hat Dr. Wiriz zunächst nur zehn 
Aufnahmen erhallen, doeh yerlellen sieh 
dieselben rechi guustir! über die ;>anze 
Periode des Lichtwechsels. Aus den- 
selben folgt für die photo graphische 
Helligkeit Maximum 4.67, Minimum 
5.67, Amplitude 1.00 Orössenklasse, 
Zeitunterschied zwischen Maximum und 
Minimum 5*1 14'i. Die Untersuchung 
der optischen Beobachtungen dieses 
Stern es ergiebt als Hei! igkei tssch wanku n g 
nur Oii ürö.^euklasse, sodass das Ver- 
hältnis der photographischen zu der 
optischen I iclitselneaiiking 1.7 hvii'ägf. 
Dr. Wirtz bemerkt im Anschluss 

■Durch diesen Nachweis, dass, ausser 
>j Aquilac, auch die Veränderlichen 
d Cephei und tOeminorum eine photo- 
e.iaphisdie Am|>tiliiile bes\(/.eu, die ihre 
optische erheblich übertrifft, reiht sich 
den charakteristischen Merkmalen der 
Variabelti vom Aquilatypus cur neues 
an. Die drei Sterne haben folgende 
V erh alt n isza hten von phot(!t. r :aphischcr 
zu optischer Amplitude: 
Photogr. Ampi. 
Öpt Ampi - = 
fflr , Aqullae 1.9 
,t Cephei 2.4 
t Oerainorera 1,7. 
Dass es sich bei ihnen ausnahmslos um 
enge binäre Systeme handelt, lehrten 
schon unzweideutig die spekirometri- 
schen Messingen der i.micilveivdiie- 
bimgett, vorticliuilieh durch Itclopolsky. 
der aus seinen Beobaclitungen für das 
System i Cephei die Bahn nbieitdc: 



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srliikl angegebenen \tethude Üir i fic- 
intiioTiiin die verhältnismässig wenig 
e\i.e:dri;.die Hahn ; 



A.iuikLL'iim! <M>pliei, 
der üpndicn der Null 
lienen die Epuehen de; 
s1;iltiiiLd-.rl, ist sicher. 



sclicinlicli sind beide Ursachen, Er- 
hitzung und Gezeitenphänomen, ihätig; 
und durch yed^nel.' Hypotheken ii^r 
die Gezeiienreibung, über die Ver- 
jspätung des Ginfels' der Flutwelle 
! fjegeii de« Radiusvektor der beiden 
Körper, wird man allen Erscheinungen 
befriedigend gerecht werden können. 
Wirkliel'.e ( ilikiiltisioiicii hiaudit mir. 
nurin Ausnahmefällen, z. B, bei ij Aqui- 
he. heranzuziehen. 

Der geringeren Excenlrizitat bei £ 
Geminorum entspricht sowohl eine ge- 
ringere absolute Hell igkeitssch wankung 
und eine regeln lässigere Liehtkurve, ah 
■i-uli >>i linevre- Verhältnis von phe- 
ti^raph Kelter und optischer Amplitude, 
wddlo eine I r 1 1^ 1 1 1.- 1 1 t l l ■ Vi-riiils-inii; de- 
Sterncs vielleieiti niicti vermindern wird. 
Am erb ssten bildet sich dieses Verhält- 
nis bei 'ICcphei; das System hat auch 
die erb.-ie |-\i.in;ii/i!;'!i. lief i t Atplilae 
beträgt die Excenlrizilät 0.14, liegt also 
zwischen der von t Geminorum und 
•~> (Ji.piK.-i ; t.-bL-i : r-s » ai;eb jenes Verhältnis, 
welches 1.9 ausmacht. 

Pin analoges Verhalten von photo- 
iirapl lisch cm und optischem Licht Wechsel 
wird mit grössttr Wahrscheinlichkeit 
die Beobachtung noch fiir folgende 
Sterne aufdecken: T Monocerotis (Ch. 
2270], W Geminorum, W Virginis 
(■IStli). X S:^ill;lrii (MfiS). V Opllil.ehi 
[f>4ii4t, V S;ü'i1i:ir:i KU 73). Y Sitnliaru 
(f)57J), U Sagiltarii (663b), U Aquilae 
rtniS-l), S S^in.äe (7 I VW, X Cygni(7437), 
T Vnlpeailae (7463).. " 



.urtiiiereAlniiliiiiilenienl-.iÜherraseliendes 
mehr. Ersetz! nun die IiriviiriiiuilKS- 
prnzesse durch Flutwellen, die in den 
Photosphären der beiden selbstleuch- 
ten den Körper beim Umlauf erregt 
werden, so gelangt man zu demselben 
Resultat vorausgesetzt nur, dass die 
rii"|.':-pi;;'ini) liklilii-che Strahlen mehr 
absorbieren als optisch wirksame. Wahr- 



.rallv,.-, 



ie s^dh'ir 



, £ Oer 



. ir-Catalogue, 
Annäherung an lila, und weisen eine 
dimkelirclbe lurbe auf; ihrer VcHndcr 
liebkeif nach zahlen sie, besonders 
A Cephei, zu den regel massigsten uns 
bekannten Objekten. Um nun im Gegen- 
satz zur vorigen Gruppe auch einen 
Vertreter der mire^vhra^ifieu Ycrihnler- 



wälihe Dr. Winz den in die.er I lin.-ielit 
typischen Stern n Herctilis. Dem Spek- 
(raltypus lila angehörend, besitzt er eine 



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stark rötliche Färbung (in Osthoffs 
Skale G.b°), welche der visuellen Ucub- 
adiumu. Knissi- Schwierigkeiten in den 
Weg legt, als Fehlerquelle für die pho- 
ln!;T:nli:fcl]en Aufnahmen aber natür- 
lich wegfallt. 

[)!■.- |j'mi:(i!'i;!;iliiM.l!i' l'i'liiMi.-lmiii; 
befolgte genau den schon für i Cephei 
c i n gesell la^cnen Weg. Als Vcrglcich- 
slenie dienten n, *, i Ophhichi und 
fl Herculis. Die Beobachtungen er- 
strecken sich auf die Zeit vom N.Juli 
bis 6. Nov. 1809. Die aus der be- 
rechneten Helligkeit bestimmte Licht- 
kurvc ergab Maxima der photogra- 
phischen Helligkeit für Sept 11. und 
Okiober 16., Minima für August 17. 
und Oktober 7., mit einer Amplitude 
der Lichtschwankung von 0.20 und 0.21 
OrÜssenklasse. Das optische Verhallen 
des Siems ist von Argelauder, Schöu- 
feld, Heis und Baxendell untersucht 
worden. Letzterer findet als mittlere 
Grosse im Maximum 3.32, im Minimum 
3.59, als midiere Schwankung des l.icht- 
wechsels 0.27 Grössen kl assc. Oft isl 



der Licblwcehsel ganz unmerklich. Es 
lässl sich aus den obigen Beobacht- 
ungen von Dr. Wirlz über das Ver- 
hältnis der pholographischen Amplitude 
zur optischen nur aus gk'idi/d:ii.'.r;) 
Beobachtungen urteilen und auch dies 



des : 



Dr. Wirt 



hat a 



rönfcl 



-reicht. 



ebenfalls zur Spektra Iklassi 
hörigen Stern R Lyme photograpniscll 

■.iiuciMid:!. [ Iii' licuhadiiiii:-!- t:i:wu 

den Zeitraum 189g August 10. bis 
Dezbr. 6.; sie ergaben, dass dieser Stern 
währenddessen keine regelmässige tlet^e 
Liilii-iiukiiiiii: /cü;k', sondern utiruliii; 
hin und her flackerte, was auch durch 



:. Man 



zwischen dem Aquila-, Mira- und Orion- 
Typus und, ohne dass man ihn einem 
derselben zuzuweisen vermöchte, einzelne 
Eigenschaften von allen besitzt 



Die gegenwärtig bekannten spektroskopischen 
Doppelsterne. 

Ijßljie mil Hilfe des Spektroskop; ! diFichc Veisdiichiuiiicn zeigen. Nach 
&sA ermittelte Veräiiileyiiiu;- der Gc- den Unlersiiclmngcri, welche besonders 
sc!iwiiuh;;k<'it in der Kidiliiu;[ dir (je- auider l.idi-Slernwnrie angestellt wurden, 
iichlsliiiie /.iif lirJe, welche lueiuerc wird es walm-dieinlich, dass die Ati- 



punkt, die Linien im Spektrum perio- 



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ets. Spektra. 

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Die Geschichte des Fixsternhimmels. 

g||s wurde bereits an dieser Stelle bewerrungen der Sterne, bezweckt. In 

spizicn der l'reussi sehen Akademie der riemic am 24. Januar d. J. hat Herr 

Wissensdisiteii in lWlin tin üru;.fth A. Auwei.-; iilier die VoruVM'liidiic dieses 

wissenschaftliche-; UriiiTueiniien zur Uriiejuchnieu' einen ausführlichen Be- 

Allüfiihrtligir gelangt, welches die Samui- rieht erstattet, dem wir das Nachfolgende, 

hing und Ordnung aller von 1750 bis auf vereinfachte Form gebracht, ent- 

' 1900 durch Meridianbeobachtungen nehmen: 

iTtrtiiyli-n Ri.^lirturiiirr.'.eii um T T i \b-u i n- >Die ini'i'riilt Nntv. oi;diyl«-il und 

örtern lind die H erstell im;; eiiie-t iencral- die hervorragende Niit/Iidll;e:l eint.- 

kataloges dieser Sterne für IS75 mit solchen Unternehmens braucht den 



langer Zeit empfunden und des öftern 
die Ausführbarkeit der Arbeit erwogen, 
in Beschränkung auf ausgewählte 
Klassen von Siemen auch mehrfach 

Versuche zur Alrsuihrimg gemacht, die 
trotz aller an haftenden Unvollkommcn- 
heilen reichen Dank der Beobachter 
und der Rechner eingeerntet haben. 
Indes isl die I lerslellung einer alle 
wichtigeren Quellen crscliöpf enden 
Sammlung und Vci-srneiünig der Gi- 
mmigen für die etwa zehntausend hellsten 
an der ganzen I Inurnelsilaclie vor 
ltattdeiten Sterne das höchste Ziel 
gewesen, welches bis gegen das Ende 
des abgelaufenen jahrln-micrl. hgeud 



lii.iimni 



■teilenden Ms- 

. Um so 



scheinen, ds-ielbc jc:/i noch cicrstc'ii 
zu wollen, nachdem inzwischen die 
Zahl der in r.i:!i,:dil kommenden Be- 
stimmungen auf rund eine Million an- 
gewachsen ist, die ans reichlich drei- 
hundert verschiedenen Quellen zu- 
.aium.mlk^! und sich auf reichlich 
eine Viertclmillion einzelner Objekte 
verteilt. Aber dieses ungeheuere An- 
schwellen des Materials und seine 
zunehmende Verstreu uug machen ein 
ordnendes Eingreifen zu einer gebie- 
terischen Pflicht; einmal um der ins 
Uui-ime^hehe w;;cl]?eudeit Arbeils- 
versehwcudutif; Hinhält zu thnn, zu 
welcher die taglich an die Astronomen 
herantretende Notwendigkeit, für ein- 
zelne Sterne d.i- Bcobachiungsinaiciial 
zu sammeln und zu verarbeiten, in 
ihrer Zusanimenhanglosigkeit Aber den 

auch für alle Zukunft 
ebenso sclh^iandig und /i: r ;imi;n.-,ili;n:'y-- 
los zu wiederholender Arbeit Aulass 
giebt; sodann aber um dem drohenden 
viutgiltigen Verlust eines guten Teils 
der Früchte, welche eine audertbalb- 



h lindert jährige Arbeil gesammelt hat, 
vomi beugen, mit die von derselben 
gewonnenen Beiträge zur h intern kuriCc 
ihrer eigentlichen Zweckbestimmung 
c!-t whklicll zuzuführen illnl für dieselbe 

in aller Vollständigkeit und für alle 
Dauer zu sichern.« Der Zweck des 
Unternehmens ist, »aus den fast schon 
;il-. uniitictscliixne- Chans rnnhcilicgcn- 
den Bausteinen ein ausgedehntes und 
Iragfshiges fundament l'iir den Ausbau 
der Mechanik des Sternen Systems her- 
zustellen und iür ein jedes heii.nmie 
seiner Individuen dessen eigene Ge- 
schichte so eollstäirdig als Daten für 
dieselbe gesammelt sind, in übersicht- 
licher Darstellung den kommenden 
(ieschleehfern zu wederm Studium und 
zur I-orticl-mig zu überliefern. 

Die ausserordentliche Erweiterung 
der Lriuivehung des Ftisternhimniels, 
welche in der zweiten Hälfte des neun- 
zehnten Jahrhunderts duidi die grosse 
von Argclandcr, Sdionfeld und Kruegcr 
5 u »geführte Btmner DtrchiiuiitciUiigv 
arbeit und die weiterhin auf dieselbe 
s,'i-.:;E-ii!nif!L-:i l 'm.-i in li-0Lnij'.. i\ i-nwii - die 
gleichzeitigen Arbeiten üoulds auf der 
Sud balhki igel erlangt worden ist, hat 
aber nicht bloss das nunmehr zu be- 
wältigende Material vervielfacht und 
damü die Schwierigkeit seiner Be- 
wältigung vergrösscrl, sondern die 
InYii. huitcii Arbeiten haheu in mancher 
Hinsiehi auch wlcderiun die der Auf- 
g;;i'c anhaftenden Schwierigkeiten vci ■ 



imLiI 



rsclber; gewonnene M.t- 
undlage und zum Werk-- 

zeug wvitcrer ['or.-c!uing aus/llgc-lalteli. 

Bei solcher Sachlage hat den ersten 
Anstois zu dem Unternehmen ein Schrvi- 
ber: 1 >r. t riedrich Riitcnpnrl von: 
7. M.d l;-7 ar; den berierik-i sinftemk-a 



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Astronomen der Akademie flehen. 
Herr Rhtenp.irl erörterte in diesem 
Schreiben die Ütid stände der masi- 
Itifi'll Zeit- lllhl Kraft vi -ryi'llilüli;;. welche 
ilai-»:s L'iiBpiLii.!;!. dasr. j-.-.kr ISc-nliai-litt-r, 
der das Ergebnis einer Anschl u-sdierrb- 
adilim;.' fesi/iH:d!cu Inn, und vidfacli 
noch mal;; der Rechner, welcher die 
ISuTOdimiiir naiM/ui will, das Ma- 
Urrial Für die Fesfeleihmi; Orts 
Anhaltsterns erst aus den Original- 



spezielle Li(ir:cMme;e]i slait^uinden. diu' 
hinsichtlicli des Oesamiplanes schliess- 
l!c!i r.n dein rri;cb>]is t n in-it-n . nlirx 
weiteres diov(ill:;;;iinii!iL'Aiihirlii;:li!ii<: iks 
in der Periode 1750 bis 1900 durch 
Ml-iiiI km liijiibiictit unjMU );e^aiiiiTidtei) 
und in distal! miulmr Urter vcr."[u-n:- 
Ikiiieii .Materials an Ortaheati mm Unheil 
für Fixsterne als Programm hinzu- 
stellen.« 



vnr.ndNilT.ii. das.-, wie I lerr Auwels ?a«t : Linter seiner i 
Dr. Ristenpart sich süpicich bereit er- dem Einvenn 
klärte, die Ausführung derselben zu erstatter, forti 



lim 



; mfange in dem iincrmcsslichen den I Etat der Akademie zi 
jinmcndc]] ücichkchtcni zufallende:] denselben Etat wurde . 



»für wissensdiafliidic ISi-aml 



ischc AV.idM,.e At W-.ssfhst halten pbyvk.ilischmatlu.njt .ichen Kla^«- m- 

Mmwer;um we.t 'leichter nchirrr: ?u 1. Oktober 19U0 aiifidTMi-n Zur t.n- 

trauen nicht priauwhl. " drimvhe Ki.mu.issiun iu hoicllen. 

nehmen der Akuicmie urtc:brc>i f>. Ji.l: :y(W . ..!. .' M. - . Ii. ■ . .'. 

wurde, haben reich mehicre Murale Voijel und den'. Il.'^i-btr islaiter ■ 

liinduccK eingi 'lende alfyc im in,- und «jiniinn^ii/l worden i^t und Lvi''cmi 



ihre allgemeine Geschäftsführung iriior- 
liagen hat. Aufgabe iier Kommission 
und .111 erster Hlelle des gesdiiills- 
führenden Mitgliedes ist die Vertretung 
der >Geschichte des FixsternhimnielS" 
als einer akademischen Angelegenheit 
die Überwachung der Innehaliung des 
alldem einen Planes des Unternehmens 
und die Feststellung der speziellen 
Arliciisplimc für die einzelnen Ab- 
schnitte desselben; die Entscheidung 
aller im Verlauf der Ausführung noch 
sich ergebenden Fragen von grund- 
sätzlicher Bedeutung oder erhehlidicr 
praktischer Wichtigkeit; die Aufstellung 
der speziellen jahresetats und der 
jährlichen Abrechnungen; die Unl- 
scheiriung über alle Vcröifeiiihelutugei; 
des Unternehmens. Dein für dasselbe 
angestellten Beamten lallt die Verant- 
wortung für gehörige Ausführung des 
festgestellten Arbeitsplanes zu. Seine 
besondere Aufgabe ist die Anordnung, 
liea Iiis ich ligting und Prüfung der 
Arbeiten der Gehilfen, die eigene Aus- 
führung der genauere Sachkenntnis 
erfordernden oder sonst veranlwort- 
liehercu Teile der Arbeit, die Ucdakliou 
der Veröffentlichungen und die Beauf- 
sichtigung ihres Üruclis, die laufende 
äussere Geschäftsführung und Korre- 
spondenz, und innerhalb der durch 
Aufstellung der Jahres- Spezirdctats oder 
besondere Beschlüsse der Kommission 
festgestellten Normen die Verfügung 
über die ■ überwiesenen Mittel zur lie- 
streitung der sachlichen Unkusten und 
/um lingagemeii: vmi I liüsai Ix-itcrn. 
Die Arbeit, welche in den drei Jahren 
1898 bis 1900 ausgeführt worden ist 
und noch durch mehrere Jahre fort- 
gehen wird, besteht in der Ausziehum: 
der Skrnkataliige^ in dir Lolgc ihrer 
Epochen od* 



(legen 



Di Zelt 



. 1842 



■il aii-gciührt, als die fiestü 
in IJesLilt von Katalogen ■ oder 
sonstigen Zusammenstellungen voll- 
•-tJi i ui in veiln/iiTli-r llri.-r vorliegen. 
Die Gesamtzahl der für die Periode 
I75U-IB4J auf Zetteln eingetragenen 



Örter beläufl sich auf etwa 240000, 
dürfte sich aber durch Nachträge noch 
um etwa 10 Prozent steigern. 

Herr Ristenpart hat die Arbeit bis 
jetzt in Kiel ausgeführt, woselbst auch 
alle Hilfsarbeiter unter seiner unmittel- 
baren Leitung beschäftigt gewesen sind, 
und hat bis zum 3il. September lUDU 
als üdiilfe der Kieler Sternwarte nur 
die nach Erfüllung der Aufgaben dieser 
Stellung in in übrig bleibende Aihciis- 
Kdt auf das bereits seit dem I.April l'JÜU 
auch formell akademische l-ulcriielunen 
verwenden können. Dass, diese für 
dasselbe frei bleibende Arbeitszeil nicht 
zu knapp bemessen wurden ist, daf-.ir 
und für ausgiebige Uiilersiüt/Illlg inj 
den literarischen Hilfsmitteln der Kider 
Sternwarte schuldet die Akademie deren 
Direktor, Herrn Professor Harzer, Dank 
und iirdcrlii^sl nidit, solchen bei gegen- 
wärtigem Anlass durch ihre Kommission 
auszusprechen. Zum 1. April d. J. 
wird das Arbeitsbureau nach Berlin 
verlegt werden.« 

Das Äquinoktium von IST 5 ist 
gewählt worden, weil es dasjenige ist, 
auf welches tlie weitaus grüssk- Menge 
vnii Kataiogiirtern bereits gestellt is;, 
und die Hilfsmittel zur Übertragung 
für das Äquinoktium 1875 schon in 
anderweil nicht entfernt vergldelibarer 
Vollständigkeit bereitgestellt vorliegen. 
Zugleich liegt I der midieren Epuche 
der Gesamtheit der zu bearbeitenden 
Beobachtungen zunächst 

Der herzustellende Gene ralkatalog 
gewähr! dueiineriucssliche Erleichterung 
und Sicherung der täglichen astrono- 
mischen Arbeit des zwanzigsten Jahr- 
hunderts und eine w ei trei eilende Lin- 
derung allgemeiner Untersuchungen 
auf dem Gebiete der FixslcrukunJc. 

Aber, tagt Herr Auwers mir Bezug 
auf den zweiten Teil des Unternehmens, 

ein wie wirksames um! imentbelirlldies 
I lilisniiiiel des I ortsd Iritis der ( ientral- 
katalog auch darstellen wird, seine 
Herausgabe kann nicht der Notwendig- 
keit überheben, die t inuul lagen, auf 
denen er beruht, vollständig und iiher- 



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137 



kehrendem Anlass fehlen wird, vol 
Freiheit und leichteste Möglichkeit i 
erhalten. Die übersichtliche und g 
brauclisheriitc. Feststellung des Tha 
saeliiidiL-r:: die Sammlung der a> 
1S75 reduzierten CinzelliL'stimminint. 



:t FurdermiL;, den ans der friwon 
rbeit zu ziehenden Gewinn für die 
'issenschaft dieser unverkürzt zu- 
mimen zu lassen, tiidit entgegenstehen. 

Das j,'ro;;c Unternehmen, t.u dessen 
jllständiger und in absehbarer Zeil 
reich lwen Durchfül 



Mit- 



inl-ai.ili.nc 
bHL'liti:n(i=- 



ang Ausdruck zu 
ititelung desselben 
Fixsternhimmels« 

■Iche,' ebenso wenig 
der Beobachtung 



Vermischte Nachrichten. 



der sogenannte» [[nlmeullc 



wurde das Oallium als besond 

In den Abhandlungen der Kör 
Gesellschaft der Wi^ui^riaiu/rui 



ratenden Linien de^dlie:) die Wellen- 
längen ^ = 4172,214 und 4033,125 
gefunden. Die einschlagigen Messungen 

Sirius 1901. Heft 6. 



des Kr.üal.ut sich findet und auch mit 
Nicke! und Kobalt vereint in Eisen- 
mclcoriten auftritt, finde» jd?l, das;; e? 
auch in der Sonne vorhanden ist. Im 
Suniienspeklrnm finden sich nämlich 
iuvi dunkle Linien, deren Wellenlänge» 
sind A=<1172 t l^uiul (033,1 l'_>. Hartlcy 



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i:ml Namast.- glauben, ihss diese Linie» 
mit denjenigen des Galliums identisch 
simS. Alk-i-Lliü^s dürfte die Meute des 
Galliums in der Sonne im Verhältnis 
zu ihrer Eiscnmen^c t_ i i i l- ecmu'c sein, 
indem dem Sonnenspektrum am besten 
das Flammen bogen Spektrum von Sticli- 
ofen-Eisen ähnelt, das auf 30000 Ge- 
wichtsteile Eisen einen Uewichtstcii 



11 31i 25m 
riiritt der 



T Im 1 1 ln-i t bemerkt, als 
Höhe von 192 km über der Gegend 
östlich von Kasse] befand. Es zog 
dann in östlicher Richtung über Leipzig 
und Grossciitiain in Sachsen, zwischen 
Sprottau und Liegnitz, dann über 
Trebnitz in Schleien Iii:, über die 
iiiirdüelie Umgebung von Widnn in 
Polen, iw in "einet i lohe von M km 
die Hemm [Ena seine; pbnet;iri:chcn 
1 iinfevrlolef. Hie l.änec der ee-elitiit-n 
Hahn betrug nicht unter 529 kau Aus 
den an 2S Orlen boi.ih.iditc teil . schür. - 
haren Bahnen wurde der Undfihor.s- 
punkt in AR 5,8°, Dekl. 13,4° gefunden; 
die geocentrische Geschwindigkeit ist 
an:. 32 Dauersdiätzuncjen zu I I km 
und also die liefioccnii j7..-|iei iereliwindi:;- 
keil = 59,7 km abgeleitet. Die Bahn- 
fonn eryiebt sich als Hyperbel von der 
Haihachse 0,5; die Längt des anfsteigen- 
den Knotens war 350,7", die Bahn- 
neigung 8,8°, die Bewegung rechlläufig. 
Der Zusammenstoss mit der Erde 
erfolgte nach dem Perihddnrchganec 
und der betreffende As; der I Ii perhei 
war aus einem Punkte des Weltraumes 
in 355° Länge und 0,7 U nördl. Breite 
Luvichtel. Diese Elemente sind noch 
für verschiedene zulässige Voraus- 
setzungen der! iesrliwmdigix'it heiecluict 
worden. (Wiener akademischer An- 
zeiger 1901, S. 15.) 

Helles Meteor. Herr Amtsrichter 
F_5kens berichtet aus Perl: Gestern 



Mittwoch, den 10. April ,-ihcnds. ziem- 
lich genau 1U 45". M. E. Z., er- 
seinen ein sehr bedeutendes Meteor am 
sudlichen Himmel, bewegte sich in fast 
senkrechter, nur wenig schräg nach 



künden 



Laufe. Dasselbe halle die scheinbare 
t "misse einer Kanonen Im s;cl, intensiven 
Glanz, der die Nacht erhellte und zog 
hinter sieh weniger einen Linderen, 
leuchtenden Schweif, als eine Art von 

siverem, gelbgTÜnlichem Lichte. Leider 
hatte ich anfänglich das Gesicht von 
dem Punkte des Erscheinens des Meteors 
ah;;ewcude[, wurde indessen .i;ii;e'i- 
blicklich durch das Aufleuchten auf- 
merksam und konnte noch den letzten 
Lauf des Meteors scharf verfolgen. Im 
Augenblicke des ganz plötzlichen und 
an:f:illii;en jähen Erlöschens des Meteor.- 
glaube ich ganz deutlich ein kurzes, 
kn.itterniles ( iernnseh gehört zn haben, 
auf welches idi meine Begleiter sofort 
aufmerksam machle. Dass das Meteor 
sieh heim Verlöschen in mehrere Slf.cle 
teilte, sah ich zwar nicht, ich glaube 
aber ganz hesiimint, das« es an dem 
Punkte, wo es verschwand, explodiert 
ist; das schwule Knattern lh:,'t mir noeli 
im Ohre und ausserdem wäre das so 
jähe Verschwinden sonst ganz rätselhaft, 
da der Himmel, der sonst meistens 
mit Wolken bedeckt war, nach Süden 
hin gerade hell war. Der Punkt des 
Verseil winden- lies;! ziemlich <;ei]äu nach 
Siid-Süd-Ost. vidi ei ein noch etwas süd- 
licher, es stand dort nicht hoch über 
dem Horizonte ein einzelner Stern etwa 
2. oder 3. Grösse, den ich wegen der 
Kcdccldheil des Himmels nicht identi- 
fizieren konnte. 

Feuerkugel. Herr E. Zapp in 
Düsseldorf -clüeihi uns: Als ich in der 
Nacht vom 20. auf den 21. April den 
östlichen Himmel der Lyriden wegen 
beobachtete, erschien um 12h 16- eine 



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des l'i 



<t=31 I 



i die 



lK-i TCy.oi 
Die Höhe 
Feuerkugel aufleuchtete, betrug 21,5° 
die des Punktes, in welchem sie er- 

loSCll, 1 0", l 1 i i_- IV i ■ i u; [ r : M_; iUt H.llm y.revil 

den Horizont 21°. Die Länge der 
Bahn betrug 15,7°. Die Feuerkugel 
selbst glich anfangs In ihrem Aus- 
sehen der gmssen Feuerkugel vom 
16. Dezember 1900, wie äie -5111113. 
I:ifel 5 abgebildet ist. Don Durch- 
messer lies hellleuc blenden strahlenden 
Koptes schätzte ich auf '!„ des 
Durchmessers der Mondscheibe; die 
Länge des Schweifes betrug 5". Im 
li-t/ieit Drittel der Bahn breitete sieb 
der Schwei! nach beiden Seiten ausser- 
ordentlich Aü? und ns Inn unrund rn:ifSinc 
Form an. Die Farbe des Kopfes 



e Pia 



bestirnt 



:rs Schätzung 15. bis 
16.5. Grösse. Aus der ersten und letzten 
Beobachtung hat er eine krui'tujrin^o 
Bahn dos Planetoiden abgeleitet, ans 
welcher hervorgeht, dass dieser ent- 
weder der Erde sehr nahe war oder sich 
in einer sehr excen Irischen Bahn bewegt 
Da der Planet in der Mileli-lra.H- stund 



würde es sehr schwieri« ;jv\\lscu sein, 
ihn am 36-Zoller aufzu Stichen, und da 
er sich gegen Süd bewegte, war es 
auch unmöglich, ihn am Crossley- 
Reflektorzu verfolgen, da dieses Instru- 



iiber : 



!. Dckliii: 
sL Der K 



photographisch aufzusuchen. Ein solcher 
wurde freilich durch die von ihm ge- 
machten Aufnahmen nicht gefunden, 
wohl aber fanden sich auf den Platten 

') Astion. Nachr. No. 370S. 



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Achemar 05 Qröss, 



Fomalliaut 1.3 



■i -0.017 
j -Ulli') 
1 + (1.1)10 



1.9 



(JHydri 

TCctf J.u » itjju Tuuii 

Lacaille2M2 riO . 0.064 +0024 

P.X1V2I2{^'| I } 0.167 ±0008 

ZCV243 85 . 0512 +0.016 

Diese für die Parallaxen erhaltenen 
Werte bestätigen aufs neue die Erschein- 
ung, dass die Parallaxen der Fixsterne 
umso klein iT an ifallt'ii.ji'brwiaiK'L- die Mes- 
sungen sind. Jas lieissl, da« wir mit sein 
willigen Ausnahmen von den Paraliascii 
iSiTFiistmie nicht- /lieertii—lges wissen. 
Aus der obigen Reihe sind auch wohl 
nur die Parallaxe des Sirius, von TCcli 
und des Sternes ZCV243 als einiger- 
massen verbürgt zu betraclilen, das heissi 
die erhaltenen Werte zeigen an, dass mit 
unseren heutigen Mitteln bei diesen 
Siemen nicsshare Parallaxen von der 
( Irdhiiiny ili-r in der Tji I u-ilc enthaltenen 
eorl'.audcii sind. Ein Zusammenhang 
zwischen ('aralla\cu wer; und schein barer 
Grösse der Sterne zeigt sich nicht. 

Der Veränderliche n Argus am 
südlichen Himmel, der durch seine 
grossen und un regelmässigen Licht- 
sch wan Hungen auffallend ist, hat nach 
einer Mitteilung von D. Oill gegen- 
wärtig ein Spektrum mit hellen Linien 
oder iiamkii in der gleichen Art wie 
früher die Nova im Fuhrmann. Dies 
zeigt, dass der Stern eine Mittelstellung 
einnimmt zwischen den sogenannten 
neuen und den in unregelmässiger 
Periode veränderlichen Siemen. 

Neuer veränderlicher Stern 71. 
1901 Aurlgae. Von A. Stanley Wil- 
liams ist ein neuer Veränderlicher im 
Fuhrmann aufgefunden winden, der 
eine Periode von weniger als 24 zeigt. 



Der Ort des Siemes ist (1855): a 5h 
18"- 19.5» Ö + 42» 18.5. Es ist der 
Stern + 42» 1255 der Bonner Durch- 
musterung und dort als 9.3 Grösse an- 
gegeben. St. Williams giebt '] tobende 
hiemeute des Lkhtwcchsels: Periode: 
19h i in 12 «. Epoche des hellsten 
Lichtes: 1001 Mar?. 3. 13 h 0 M. Gr. Zt. 
Grenzen der Lichtveränderung: 8.75 
und 9j55 Grösse. Zeitdauer vom Maxi- 
mum zum Minimum 14 ü 13m- Zeit- 
dauer vom Minimum zum Maximum: 
4h 48^. 

Die totale Sonnenfinsternis am 

18 Mal. Die holländische astrono- 

/ur [(.'laiai-lilum; der Snmienfiusterni.- 
telegraphierleaus Karansago auf Sumatra: 
Während der Finsternis war die Sonne 
teilweise von Wolken verdeckt Es 
wurden erfolgreiche Photographien der 
Korona mit verschiedenen Pefraktoren 
aufgenommen, sowie Photographien der 
Spektra der Korona und der Chromo- 
spliare mit zwei Speklr.igraplien. Da- 
gegen waren die Photographien mit 
der pris malischen Kamera und die 
.Messungen der Polarisation des Lieht, 
der Korona und der Wärmestrahlung 
der kc'miia erfnlglu.;. Die Instrument 
der Green wicher Sternwarte waren für 
die britische Expedition unter Dyson 
und Aünnson von dem englischen 
Kriegsschiff Pigmv- nach der Insel 
Padang, die ungefähr sechs Seemeilen 
von der Küste Sumatras entfernt ist, 
gebracht worden. Von dort wird tele- 
graphiert: Der Morgen brach mit 



ganzen Finsternis, die sechs Minuten 
und einundzwanzig Sekunden dauerte. 
Merkur und Venus waren sichtbar, die 
Gestalt der Korona entsprach der ge- 
wöhnlichen, bei der Minimum-Periode 
der Sonnenflecken beobachteten. 

Astron. Nachr. No. 3708. 



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Ephemeriden. 

»ra„„ i'„ii.„ Mittag. 


s, -""=: 




lüflli! 

iiiiip 

"Iii 11 1 

'"■»i-iilliSh 












s | i! 11' i! k 



— 143 — 



Stellungen der Jupitermonde Im August 1901. 






i. 




[1. 




Stellungen um D" 30" füi den Anblick im astronomischen r'crarohre. 


Tae 


West. Ost. 




4. 3. I ■ O 2 ■ 




4. 3. I- O -I 




4. .9 i- -2 O 






■1 .SO 1. «■ 




r, .Gü- 






.4 -2 Ol- 3. 




.4 -iO -a J. 


s |oi- 


.4 *. 0 S- 




s. s- o .,■* 




ll .3 ,:» O -1 




I .3 O 1. -2 ■* 




■2 -1 ,0- -S -1 




il t O 1- 3. 4. 






■i O -s s. 4. 










• . o *. 




T -Ü -81- ,.0 




8 4. A O -1 -1 




9 | 4. - 1 Ol- ! 




4. -a o i. -s 




1 -1 O 1. -2» 1 




.1 o, 1 »■ 




.4 3. 2. O .1« 




■3 .4 -2 1- O 




.3 .4 0 -1 -2 




1- O ,'. .4 




S- O 1- -3 .4 




■1 0 3. .4 -2» 




0 !: 2- 4. 




8. 2- -1 O 1- 




■3 .2 O t. 



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Erscheinungen der Jupitermonde. Die sämtlichen Angaben 
schein im j;c Ii der Jup;!ftiM:.:n( t > bt/ichen ficli auf mittlere Zeit von O 
Trabanten sind dei Reihenfolge Ihres AbStandes vom Jupiter nach m 
zcifliimt. IJLl- vier »uvriiii I :i;iir<::i itiijtir diu äldlnm jcikf MiiilitCä 



Trabantenschattens aus der Jupiterscheibe. 
iiKcvii 1I1T luyiiiirrrn.iridt; Ulli-.'uilliut. wclcilu sich ereignen 

:r ,lvi:i l^ii/unu- stilil. Um Mio 

:r Zeit iu linden, hat man nur 



August 1. i. Tr. H's* 13«. I. Sh. E. S" 68«. August 3. II. Oc. D. isMi». 
August 6. 11. Sh. I. ui» 15—. II. Tr. E. 10*54». Ii, Sh. E. 12* 1 ». August 7. I. 
Oc D. Ifli 36». August B. I. Tr. I. <3». ]. Sh. I. 86 36». I. Tr. E. 10" 0». 

III. Sh. E. in* 23». I. Sh. E. in" 63». August 9. I. Ec. R. »>> 10" 30-. IV. Ec 
R. B" IS» ;■. August 12. II. Tr. I. oh 60». ]|. Sh. 1. II» 60». II. Tr. E. ia««». 
August 14. II. Ec R. 6S» sn |. Oc. D. It* 23». August 16. III. Tr. L V 
21». I. Tr. L oi> 31». III. Tr. E. lu» 20». I. Sh. I. in» au». III. Sh. I. 18». 
I. Tr. E. 11* i6<*. August 18. I. Ec. R. 10" s» 30-, August 17. 1. Sh. E. 7* 17» 

IV. Tr. E. sb 32». August 21. II. Ec. R, n* 30» 0i. August 22. III. Tr. 1. io* 
67". I. Tr. I. im SO-. August 23. 1.0c D. 8" 30«. 1. Ec R. la^O-ae-. 
August 24. I. Tr. E. B» 6". 1. Sh. E. »l> 12". August 2B. III, Ec R. 6" 38» 33'. 
August 28. II. Oc D. 8" 69-. August 30. II. Sh. EL 0* 0». L Oc D. 10* 29». 
August 31. I. Tr. I. ?<- 39». I. Sh. 1. so». I. Tr. E. l)h 66-. I. Sh. E. 11h 6». 



Stellungen der Saturnmonde. (Erklärung S. 24.) 
Zeiten der östlichen Elongation im August 1901. 
Tathys, August 2. is-ö* ; August i. lS-a'-; August o, ioe h ; August 8. Mb; 
Angibt III. :, :<*- : Aikm.,, r, ; f Aujjiäs! 11. Allein: 51-lt; Anbläst 3 j- 

ifi 1 ; August 19. lJj.T'; August 21. 13'Oh; August 23. 10-a*; August 95. T-S*: 

August 27. t-»b; August 59. 2'2h; AugUSt 30. 23S K 

Diana. August 1. 22 0 h ; August i. iü-7h; August 7. 93h; August 1 9. N'; 
August 12. 20-ah; August IS. n-a>; Augusl IB. vo\ August 31. l-7t; Augusi 23. 
19-Sbj AugUSl 20. 11-Ob; AugUSt 39. 8'7 n . 

A fss*'i* 1 if 0, A 4 '" i 7 h - Aut ^ St A * 6,1 " ; Au ^ ,st 1S - August 18. 6-Bt; 

Titan. August i. 12-8» E. ; August 6. i.; August o. n- 9 »W.; August U. 
lü'hs AuEU5 " 7 * IMLE 'i August 21. 12-OM.; August 26. 12'Bi> W.; August 29. 

lapetus. August 5. 23-8h W.; August 26. 3flh S. 



Herausgeber: lir. Hermann J. Klein in Kuin. - Druck um Oskar Lciner in Leipzig. „>* 



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SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centralorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelskunde. 



n Dr. Hermann J. filein in Köln a.;Rh. 

WiiiL'ii i:inl I:rliLii!if:i siml .Iii' 

Reredillguiig der Menschheit.« Kosmos. 
Jeden Monat 1 Heft — Jährlich 12 Mfc. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In LelpzJs. 



Das neue Allegheny-Observatorlum. 



■Cglchon Vorjahren hat sich die Not- 
UmA wendigkeit herausgestellt, das den 
astro ti omi seilen Teil der Westci ti-Uni- 
versital von Pennsylvanien bildende 
Alleghcny- Observatorium durch einen 
Neuhau, den heulten Bedürfnissen ent- 
sprechend, zu modernisieren. Diese Ab- 
sicht ist gegenwärtig bis zur Realisie- 
riill.u [iULlioliun. indem der Plan iiir den 

isi. Von einer Anzahl I:ntaiir:Vn wurde 
derjenige des Architekten P. E. Billqucst 
■ iniieinimme:] und die einzelnen Deüiils 
,;i-iiKiss den Angaben des ^e;:eim;irliLreii 
Direktors des Observatoriums, Prof. F. 



L. O. Wadsworth, iestgestelit- Hiernach 
wird das neue Institut zu den gross- 
arti;;stet) asiiojilij'siliiilivlieri Observa- 
torien Nordamerikas, ja der ganzen VCelt 
zählen. Tafel XI gieit eine Ansicht der 
Haiintfacade in verkleinerter Reproduk- 
licin der Original zeich im Ilgen. Über die 
neuen Instrumente, welche das Obser- 
vatorium erhalten wird, soll später >,'<-'- 



p holographisch er Refraktor sein mit drei- 
[nelieni Objektiv vun 30. 'J englische 
Zoll freier Öffnung, welches für alle 
Spektral (arben vollständig korrigiert ist 



19 



Die Erdatmosphäre und die Meteorerscheinungen. 



gHlie Rolle, welche bei den Erschei- 
bSEfl nungen der Sternschnuppen und 
Feuerkugeln unsere Atmosphäre spielt, 
ist eine sehr grosse, ja das Meteor- 
pliänomeii in seinem äusseren Auftreten 
völlig umgestaltende. Keinem Zweifel 
ist unterworfen, dass ohne die Luft- 
hülle unseres Planeten die Feuerkugeln 
vor ihrem Herabstürze nicht aufleui Ettal 
würden, ebenso würdedie Entwicklung 
von Sternschnuppenfällen dem Auge 
unsichtbar bleiben, die einzelnen kleinen 
Meteore aber würden mit viilliKpLinctarer 
CJ L-sctuvi iKliijkeit sämtlich aut den trd- 
boden herabstürzen, während sie diesen 
gegenwärtig so gut wie niemals er- 



sind, von denen viele, nämlich die mit 
hyperbolischen Geschwindigkeiten be- 
gabten, aus den Fixstern räumen si 



Aber das Vorhände 



teTheo 



Oradc, dass erst in jüngerer Zeit das 
richtige Verständnis der letztern möglich 
wurde. In erster Linie verdanken wir 
dies Prof. Schiaparelli, dann vorzugs- 
weise, auf Schiaparellis Grundlagen fort- 
bauend, Prüf. Dr. □. v. Nies=l in Brünn. 

Eine umfassende Darstellung der 
Rolle, welche die Atmosphäre im Meteor- 
ph;ir.in:ie]i spielt, hat derselbe kürzlich 
veröffentlicht ') 

Diese Darstellung ist auch wissen- 
schaftlich von grossem Interesse, weil 
sie auf eine Anzahl wichtiger That- 
sachen eingehl, die Prof. v. Niessl im Laufe 
vieler Jahre ermittelt und in zahlreichen 
Abhandlungen über Meteore nieder- 
gelegt hat. Man erhält also eine 
tische Zusammenstellung der' 
Ergebnisse, zu welchen dieser 
Meteorkunde hochverdiente Forscher 
gelangt ist Aus diesem Orunde soll 
hier auf den Hauptinhalt seiner obigen 
Darstellung etwas näher eingegangen 

Dass die Meteore kosmische Körper 



Thatsac 

unlere Grenze der Geschwindigkeit, mit 
der sie sich in der Nähe der Erdbahn 
bewegen, ist nicht wesentlich geringer 
a!s42i™ in der Sekunde, also ualie/u der 
kmni-larisclieii Geschwindigkeit gleich; 
die obere mag nach v. Niessl zwei- bis 
dreimal grosser sein. Diese Geschwin- 
digkeit, bezogen auf die Sonne, die im 
Brennpunkte der meteorischen Baiin 
ruhend erscheint, wird die heliocen- 
tri sehe genannt. Für alle Erscheinungen, 
welche beim Zusammentreffen mit der 
Erde beobachtet werden können, kommt 

eentriSL'he Gcschwiiulijjkeil in Iletiachl, 
mit der die Körper in die Atmosphäre 
eintreten. Nimmt man die Bahnge- 
schwindigkeit der Erde in ihrem Laufe 
um die Sonne zu rund 30 im an, so 
setzt die gcoccntrischc Geschwindigkeit 
der Meteore sich zusammen aus diesem 
Betrage und der helioceiitrischen. Die 
Art dieser Zusammensetzung hängt von 
der relativen Richtung der beiden Be- 
wegungen ab. Erfolgt die Bewegung 
I der meteorischen Körper genau in der- 
: selben Richtung wie jene der Erde, so 
1 wird letztere von den ersteren nur mit 
dem Unterschiede der beiderseitigen 
Geschwindigkeiten eingeholt werden 
können, also wenn man hinsichtlich 
der Meteore 42 ins Geschwindigkeit 
annimmt, so wird die Erde von den- 
selben noch mit der geocen frischen 
Geschwindigkeit von 42—30= 12 4m 
■(abgesehen 



von der durch die Erde tu 
schleuuigung)das Minimum der relativen 
Gesctnvuidiirkeit wäre. Kommen die 
Korper der Erde jedoch genau entgegen, 
so werden sie mit derSummeder beiden 
Geschwindigkeiten, also mit 42 +30-= 
72*rain die Atmosphäre stürzen. DcrEin- 
flnss der Erdschwere beträgt im ersten 
Falle 4.4 km, sodass also durch die 



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Anziehung von Seile der Erde die Ge- 
schwindigkeit auf 16.4 km erhöht wird; 
im letzleren Falle beziffert sich die 
Geschwind igkeitsvermehrung auf nur 
0.8 km und ist also unerheblich. 

Bezüglich zur Erde modifizieren sich 
daher die Verhältnisse so, dasa die ge- 
ringste Geschwindigkeit bis auf etwa 
1 6.-1 km liuratifinkttt, die srrösste bei 
gleicher heliocen Irischer Geschwindig- 
keit ungefähr 4'/, mal so gross aus- 
fallen kann. Meteore, welche schon an 
sich eine grössere heliocentrische Ge- 
schwindigkeit besitzen als die oben an- 
genommene, können, wenn sie mit der 
Erde zusammen kommen, si'lh>tvcril;';i Kl- 
auen eine grössere geo cell tri sehe Ge- 
schwindigkeit erlangen, da im äussersten 
Falle (für den direkt entgegengesetzten 
Lauf) immer noch 30 km durch die 
Erdbewegung zuwachsen. 

Die für die meteorischen Körper beste- 
henden Unterschiede ihrer Geschwindig- 
keit beim Zusammentreffen mit der Erde 



der BeU 



mg dieser wichtigen Frage 



Meteoritenfälle werden häufiger am 
Tage als in den vorgerückteren Nacht- 
stunden beobachtet »Unter 23S sicher 
nachgewiesenen Meteoritenfällen fanden 
177 zwischen 6 Uhr morgens und 
6 Uhr abends statt, dagegen nur 61 
zwischen 6 Uhr abends und 6 Uhr 
morgens. Das Verhältnis ist sehr nahe 
3:1. Ohne Zweifel liegt ein wesent- 
licher Grund dieser Verminderung zur 
Nachtzeit darin, dass ja Tags über weit 
mehr Beobachter sich in der Lage be- 
finden, das thatsächliche Niederfallen 
sicherzustellen als des Nachts. Gleich- 
wohl kann durch diese gewissermassen 
subjektive Erklärung die Sache doch 
nicht abgethan erscheinen, denn die 
Verteilung ist auch während der eigent- 



■scheinimgen. Die Frage, ob man 

n zu thun habe, und welche Ur- 
d i cse ab weiche n den E rseh ein u n gs- 



stunden von 6 Uhr morgens bis Mittag 
| 63, auf die Nach mittagsstun den von 
Mittag bis 6 Uhr abends aber 114, also 
I fast doppell so viele Fälle. Das Maxi- 
I mum trifft mit 70 Fällen auf die Tages- 
i zeit von 2 Uhr bis 5 Uhr nachmittags. 
Innerhalb dieser 3 Stunden wurden also 
mehr Fälle beobachtet als in den sechs 
Vormittagsstunden. Es iässt sich auch 
ein deutliches Ansteigen von den Frflh- 
1 stunden bis zu diesem Maximum er- 
■ kennen. Die Zahl der Fälle von Mitter- 
nacht bis Mittag beträgt 82, während 
jene in der zweiten TageshäUte auf 
156 steigt. 

Die relative stündliche Häufigkeit 
der Sternschnuppen steht nun gerade, 
wie Prof. v, Nicssl betont, in einem 
j sehr merkwürdigen Gegensatze zu jener 
der Meteoriten, da ihr stündliches Maxi- 
mum ungefähr um die Stunden 2 Uhr 
bis 5 Uhr nach Mitternacht, also hei- 
läufig 12 Stunden nach dem Maximum 
der Meteoriten eintritt. Dass in den 
ersten Nadimiitai^smnden, wenn diu 
Meteorite n fälle am häufigsten vorkom- 
i men, wegen des hellen Tageslichtes 
' Sk'rnhdin Lippen nicht liL'nkidili.'l werden 
können, ist selbstverständlich, dass sie 



aiiHrctcri, kann durch solche oder 
liehe Nehenumslände nicht erwart 
werden, denn es ist durchschnittlich 
2—5 Stunden vor Mitternacht ebenso 
dunkel als ebensoviel nach Mitternacht. 
Und doch ist die Thatsache nicht Im 
yeriiigsicii zweifelhaft. ilt-1] ri dir -Kind- 
liche VeräniU'nirijj in der Hänfiglail 
der Sternschnuppen ist für die mittleren 
;.'et>;!Tapliisclicn Breiten (sie kann nicht 
in allen Abständen vom Äquator ganz 
gleich sein) genau genug bekannt, so- 
dass man behaupten kann, die Stunden 
nach Mitternacht liefern unter sonst 
ir|dclu-ti Verhall nissen nii^cf.lhr doppelt 
so viel Sternschnuppen als Jene vor 
MilternachL 

In Beziig auf Häufigkeil in den ver- 
schiedenen jalircsabschniUcii Irclcn hlm- 
liehe Gegensätze auf: die grösste Zahl 
der beobachteten Meteoriten fälle fällt 
in den Monat Mai, gerade um diese 
Zeit aber sind verhältnismässig wenii; 
Sternschnuppen zu beobachten. Dieses 
auffallende, auf den ersten Blick rätsel- 
hafte gei;cnsälzliche Verhalten der 
Meteoriten und Sternschnuppen hat 
dazu beigetragen, die Meinung zu ver- 
stärken, dass diese beiden nicht ein und 
derselben Klasse von Himmelskörpern 
angehören, während sonst eigentlich 
nichts Wesentliches dagegen sprechen | : 

vielleicht nur in den Abstufungen der ! i 
Mar-.k' suchen wollte. I 
Wegen der häufigeren Beobachtung I 
der Meteorilenfälle bei hellem Sonnen- i 
lichte ist die Ii ahn bestimm Uli); der zu- i 
eehoriürn Ferjcriucicorc sehr erschwer:. .' 
In der Nähe des Fallortes werden zwar ' l 
Teile der leuchtenden Bahn zuweilen i 
selbst noch in der Nähe der Sonne i 
gesehen, allein man erhält selten genug 
/[is:iiimiciiyciiörii;c Deubach Innren, uiii 
&x Ihhnlaijc ermitteln zu können. Die 
wenigen Meteoritenfälle, welche von ' 
verschiedenen Seilen her gut beobachtet 
worden sind (Pultusk 30. Januar 1866, 
Orgucil 14. Mai 1864, zum Teil auch 
Knyaliinya <t. Juni 1866 und bei Möcs 



3. Februar 1882 u. a.) liefern uns die 
relativ vollständigsten Aufschlüsse, da 
sie einerseits den Zusammenhang des 
Niederfalles mit allen Phasen des sicher 
angehbaren Laufesdurch die Atmosphäre 
ausser Zweifel stellen und anderseits 
gestatten, die physische und chemische 
Beschaffenheit der betreffenden Körper 
genau kennen zu lernen. 

Welt zahlreicher sind dledetonie- 
reiulen Meteore, ohne uaclil'oluende 
Meteorilenfälle; bei vielen derselben 
muss man annehmen, dass «tatsächlich 
von den in die Atmosphäre eingedrunge- 
nen Massen wenig oder nichts direkt 
auf den Erdboden gekommen ist. Dies 
Eilt noch mehr für viele ansehnliche 
Feuerkugeln, nicht selten von der 
scheinbaren Grösse des Mondes, die ohne 
llclonation verschwinden, sclhsi wenn 
letztere nach Lage der Beobachtungs- 
orte unter gewöhnlichen Umständen 
hätte gehört werden müssen. Von 
diesen scheinbaren Grössen bis zu den 
gewöhnlichen Sternschnuppen kom- 
men alle Übergänge vor. Galle hat in 
seiner Arbeit über den Metci irilcniall 
bei Pultusk 1 ) ein vortreffliches Beispiel 
yc liefert, dass eh: Mctei irilenfall je nach 
der Entfernung als grosses, nicht deto- 
nierendes Meteor, als f-cucrkugcl mittlerer 
Orösse und selbst nur als gewöhnliche 
Sternschnuppe erster Grösse bezeichnet 



>) Prof. Dr. | n. Uali 
bei Pultusk im Kön 

rej;cn niedergefallenen Meteurs durch die 
At iiio Sphäre. Abhandlungen der Schlesi- 
Ii. ii ( K-. ll-. -ior: für irLterlliiiiiistliL'KullLii 



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Orten aus zu hcuhachten und ihre Ent- 
fernungen sowie ihre Höhen mit ziem- 
licher Sicherheit zu bestimmen. Hier- 
durch hat sicli herausstellt, dass seihst 
die kleinen Sternschnuppen 4. bis. 5. 
Grösse Rar nicht soweit entfernt sind, 
als man nach Ihrer Lichtschwäche wähl 
annehmen möchte. Es Ist sehr wichtig, 
zu wissen, dass den G rossen abstufungcn 
der Meteore durchschnittlich nicht die 
grossere oder geringere Entfernung 
vom Beobachter zu (irunde liegen kann. 

Sternschnuppen treten bekanntlich in 
manchen Nächten gruppen- oderstrom- 
wi-ise.yloichhiHterkk'IiiiiiiRvi verfolgend, 
auf, welche für den Beobachter nach den 
Gesetzen Jer Perspektive au* einem 
Punkte des Himmelsgewölbes, dem 
Strahlungs- oder Radiationspunkte, zu 
kommen scheinen; andere ziehen in den 
verschiedensten Richtungen am Himmel 
hin und lassen sich, soweit nur wenige 
Nactile in Frage kommen, nicht auf 
gemeinsame Strahl ungsp unkte zurück- 
führen. Man hat sie sporadisehv 



Beobachtungen is 
den, dass auch d 
schnuppen Ström 
nur relativ ärmer 



Dur- 



Niiissl in grossem Umfange durch- 
geiührt worden ist, hat vielfach eine 
?(i L'enaue Überciustimnunu r iTL'cheu, 
dass für die betreffenden Fälle die Zu- 
sammengehörigkeit der Meteoriten und 
Sternschnuppen zum seihen Strome ganz, 
zweifellos ist -Man sollte sich aber 
begnügen*, sagt Prof. v. Niessl, 'dieses 
immerhin sehr wichtige Ergebnis für 
eine jirfisscre Anzahl von Füllen sieber- 
gestellt zu haben, ohne zu weit gehende 
Folgerungen ins Allgemeine zu ziehen. 
Dort.woeiueÜbereinstiinmiinu/zevisdieu 
Meteoriten- und Sternschnuppen-Radi- 
anten nicht nachgewiesen erscheint, 
kann dies ebensowohl noch die Folge 
unzureichender Beobachtungen oder 
an eierer Umstünde als einer Itiatsaehlidlefl 
spezifischen Differenz sein.« 

Prüf. v. Niessl betont jedoch, wie 
merkwürdig es ist, dass einzelne der 



liehe Meteore als feste Massen in die 
Atmosphäre eintreten und naheliegend, 
anzunehmen, dass die Sternschnuppen 
äusserst kleine Körpercheti sind. Prof. 
A. Herechel hat versucht, auf einem bei- 
läufig immerhin zulassigen pliotomc- 
trischen Wege die durcltsehiulllietie 
Masse der Sk-rilseluiuppe:] alvusel]ä:ze:i. 
Er kam dabei zu dem Resultate, dass 
Sternschnuppen, welche man gewöhn- 
lich als 1. Grösse bezeichnet, im Mittel 
nicht mehr als wenige Gramme, und 
jene bis zur 5. Grösse herab nur Bruch- 
teile eines Grammes wiegen können. 

Die Vergleielumg dei clivas gmainr 
ermittelten 1 iah neu der Meteoriten und 



Radianten im Perseus, Löwen und in 
der Leyer zugesprochen werden könnte, 
obwohl die Zahl der beobachteten 
Meteore aus diesen Strömen bereits eine 
ganz ungeheure ist Zukünftigen Bc- 
iibacliniiii'cn uiul Unlcisik-linnjjeri mag; 
cs vorbehalten bleiben, /.n entscheiden, 
ob hierin wirklich eine konstitutive 
l-:i.;entiiiuiieli^eit dieser (eauz besonders 
als kometarisch bezeichneten) Ströme, 
nämlich der vielleicht völlige Mangel an 
1 grösseren Massen, zu Tage tritt, oder 
ob etwa auch hier jene Einwirkungen 
der Atmosphäre massgebend sind, von 
welchen spater die Rede sein wird.- 

Infolge der grossen Geschwindig- 
keit, mit der die Meteore in die Erd- 



almospttarc eindringe!), nniss vor dem 
sich bewegenden Meteorkörper eine 
Verdichtung der Luft entstehen, die bis 

wächst, weil die atmosphärischen Kon- 
densati unswellen sich nicht SO schnell 
fortpflanzen können, als die Zusaninien- 
drückung wächst In der so kompri- 
mierten Luft müssen sich dann not- 
wendig Temperaturen entwickeln, welche 
die Oberfläche der berührenden Körper 
zum Glühen und Schmelzen erhitzten, ja 
leuchtende Dämpfe und Gase erzeugen, 
wodurch das Meteor dann siehtbar wird. 
Die Höhen, in welchen dieses ersfe 
Aufleu 



Fällen nicht übereinstimmend. Grosse 
Feuerkugeln werden duriliM-luütllich an 
einzelnen günstig gelegenen lieobach- 
tunsäortci) sehnt: wahrgenommen, wenn 
sie sich noch in einer Höhe von 150 
bis 200 km Ober der Erdoberfläche 
befinden, ja es finden sieh Fälle, wo 
das Aufleuchten schon in zwei- bis 
viermal so grosser Höhe wahrgenom- 
men worden ist Das Meteor, welches 
den Stcintoll bei l'ultusk lieferte, wurde, 
nach Qalles genauen Untersuchungen, 

]7S/;m.i:s)!Lin/e:idel-eiierkn;;el.7 t ]i;ai;eii- 
duri in Ungarn aber als Sternschnuppe 
schon in 300 km Höhe wahrgenommen. 
]k:> merkwürdige Meteor vom !). St:[H. 
1868, welches in einer fast 3000 km 
langen Bahn über den grössten Teil 
Südeuropas zog, wurdeschon beobachtet, 
als es noch 780 km über der Gegend 
von Sinope am Schwarzen Meer sich 
befand. Durch diese Nachweisungen er- 
scheint die «Höhe der Atmosphäre>, für 
welche man noch gegenwärtig in den 
meisten Lehrbüchern, gestützt auf ziemlich 
unvollkommene Dä m m er ungst henrien, 
den Urcnzwert von 60 bis 70 km an- 
geführt findet, sehr wesentlich erweitert. 
Die Hobe, in welcher die Sternschnuppen 
(lui.-liSL-lmitdich zuerst sichtbar werden, 
ist kleiner, vielleicht wegen ihrer ge- 
ringeren Masse 

Der in die Atmosphäre eiuge.irim- 
gene Meteorkörper verfolgt nach dem 



Aufleuchten seinen Lauf durch die 
Atmosphäre bis zur Stelle, an der er 
dem Auge mit oder ohne expfosions- 
iilinlieiie Erscheinungen, wieder plötz- 
lich entschwindet An diesem Punkte 
ist die grosse planelarische Geschwin- 
digkeit durch den Widcr-Nirid der hier 
bis aufs äusserstc komprimierten Atmo- 
sphäre fast villi iK vernichtet. Der Meteor- 
körper hat auf dem Laufe in der Atmo- 
sphäre durch Schmelzung, Abreissung 
und Verdampfung an der < (herrlich e 
Verhüte crliltetr, und die noch vorhan- 
denen festen Massen fallen, jetzt fast 
nur mehr dem Zuge der Erdschwere 
folgend, gewöhnlich lotrecht zur Erde 
herab. Bei dein Pullusker Falle war 
die planetarisclie Rewegungsrichtung 
unter 44 " gegen die Horizontale geneigt 
Prof. Galle wies nach, dass die Steine 
von dem Zerspringungspunkle aus aber 
nahezu senkrech! herahgeslürzi sind- . 
e 

~Prof.~ ' 

die meisten Beobachter sich der Täu- 
schung hingeben, dass auch nach dem 
Erlöschen ein Meteor noch den ur- 
sprünglichen Lauf bvibehalte und daher 
geneigt sind, etwaige Fundstückc auf 
jenem Teile der Erdoberfläche zu suchen, 
wohin die über den Erlöschungspunkt 
hinaus verlängerte Lichtbahn zu treffen 
schien. »Allein das Erlöschen des 
Meteors beweist, dass entweder das 
materielle feste Subslral zerstört worden 
ist oder die Ursache der immensen 
Warme- und Lichten twickluni.', also die 
grosse Geschwindigkeit sozusagen mit 
einem Seil läge vernichtet wurde, denn 
die l.ichlmlcnsitr. nimmt momentan, 
nicht allmählich ab. Der geringe Rest 
von Gesch windigkeil wird allerdings 
eine kleine Bewegungskomponente in 
der fdchtungilcs ursprünglichen Laufes 
verursachen, durch welche die Fallslücke 
noch etwas über den Endpunkt der 
leuchtenden Mahn hinausgeführt werden ; 
allein die Erfahrung- lehrt eben, dass 
dies nicht viel beträgt.! Der Punkt, an 
welchem die Bewegung des Meteares 



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In dieser Weise gehemmt wird und 
infolgedessen erlischt, wird der Hem- 
mungspunkt genannt 

Für die Hühi; desselben über der 
Erde sind sehr verschiedene Werte 
n ac hgewiesen worden, welche d ie Theorie 
bestätigen, dass unter sonst gleichen 
Umständen grossere Müssen lieier in 
die Atmosphäre eindringen können als 
kleinere. 

DasBahnstück eines Meteriis, M eiches 
in der Atmosphäre beobachtet wurde, 
ist von einer geraden Linie praktisch 
nicht zu unterscheiden, doch können 
un regelmässig geformte Massen unter 
dem Einflüsse des Luftwiderstandes 
auch utt regelmässige krumme Hahnen 
beschreiben, ein Fall, der Prof. v. Niessl 
unter grösseren Feuerkugeln jedoch 
nicht bekannt ist. 

Die Verteilung der Trümmer eines 
Meteors, wonach meist die eriissteu 
Stücke im Sinne der Bewegung am 
weitesten nach vorwärts gedrungen, die 
kleinsten am meisten zu rück geh Ii eben 
sind, entspricht derjenigen, welche die 
einzelnen Körper schon hei ihrem Zuge 
durch die Atmosphäre infolge des ver- 
schieden grossen Widerstandes erhalten 
haben müssen. Auch der Umstand, 
dass die Fundstücke in der Regel ringsum 
eine Schmelzkruste besitzen, zu welcher 
die Veranlassung auch nur in der leuch- 
tenden Bahn, nicht ersl beim Herab- 
fallen nach dem Erlöschen gegeben 
werden konnte, führt zu der Uberzeu- 
gung, dass die einzelnen Fragmente 
nicht durch eine explosive Zerspreng Ii ni; 
eines grösseren Körpers heim hrlü sehen 
entstanden sein können, sondern bereits 
früher, ^ n;)icist schon beim Eintritte in 
die Atmosphäre getrennt bestanden 
haben. 



88 km über der Erdoberfläche und diese 
Mittelwerte sind sehr sicher. 

Für die grossen Meteore und Meteo- 
riten hat Prof. v. Niessl aus seinem 
Material als Mittelwert der End- oder 
Hemmungshöhen erhalten: 
für 147 Feuerkugeln tihnc Detonation 60 km 



57deti 



* Me* 



31 > 



Meteoriten lälle 
Die Sternschnuppen erlöschen also 
am höchsten in der Atmosphäre, und 
die erössien Meteore, welche tu Meieo- 
ritcnfällcn Anlass geben, dringen am 
tiefsten herab. 

Wenn es sonach unzweifelhaft ist, 
dass durchschnittlich die kleinsten 
Meteore in der höchsten Schicht der 
Atmosphäre erlöschen, so entsteht die 
Frage, was dort aus ihrer Materie wird. 
Auf die Erdoberfläche kommt sie ge- 
wiss nicht herab, denn noch niemals 
isi der Niederiall von Sternsetuuippcn- 
materie sieher nachgewiesen worden. 
Prof. v. Niessl ist mit Schiaparelli der 
Ansicht, dass bei diesen kleinen Körper- 
chen infolge der gewaltigen Erhitzung 
in den oberen Schichten der Aimii- 
sphire eine völlige Auflösung statt- 
j gefunden hat Dies stimmt zu der 
Tliatsache der Beobachtung, dass die 
gröiseini Meteore tiefer herankommen 
als die kleineren. Aber auch die Ge- 
schwindigkeit, mit der die Meteore in 
die Atmosphäre eindringen, ist ein 
wesentlicher Faktor für dastielerc Herab- 
stürzen ihrer Massen. Meteore, welche 
aus einem Punkte des Himmelsgewölbes 

(des Punktes, auf den zu die ünic sieh 
bcwe<rl) lieyeu, müssen natürlich durcli- 
relalive Qe- 



diLjkcil 



ganz 



iK'dell 



:s Kadi: 



, als 



Schmelzrinde aufweisen, 
anzunehmen, dass der Bruch ihatsäeh- 
lich erst am Endpunkte oder wenig 
früher erfolg: ist. 

Die durchschnittliche Höhe des Auf- 
leuchtens der Sternschnuppen isl nach 
Prof. Weiss 115 km, des I":ilöstheii> 



der That hat 
v. Niessl gefunden, dass die Meteore 
um so tiefer in die Atmosphäre hinab- 
stürzen, je weiter Ihre Radianten vom 
Apex entfernt sind. .Wenn nun«, fährt 
Prof. v. Niessl fort, »nachgewiesen ist, 
dass bei gleicher Masse diejenigen 
| Meteore tiefer in die Atmosphäre ein- 



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stattfinden können, wenn diebetreffende 
Körper - seien sie auch sonst a 
Masse geringer — mit der kleinste 
Geschwindigkeit in die Atmosphäre cir 
dringen, also von rückwärts hur r 
möglichst typisch recht lau iigen Bahne 
sich gegen die Erde bewegen. Ma 
ist berechtigt, hieraus zu folgern, dai 
unter den uns bekannten Meleorbahnei 
t thatsächlichen Meteoriter 



fällen 



IL '/ ^ 1 : 1 1 : i I 



lieht völlig ausgcschlos 



lieh solche, deren Balinen in der Regel 
i rechtläufig sind. Als eifriger Vertreter 
I der Ansicht, dass die Meteoriten von 
I den Kometen mit elliptischen Bahnen 
| kurzer Umlaufszeit abstammen, hat 
Newton auf einzelne bestehende Ana- 
lo^k'ii iimgi'wiür-.'.ii, jedoch unterlassen 
anzuführen, dass — was doch die 
Hauptsache ist — die wenigen Fälle, 
in welchen es möglich war, die Ge- 
schwind igkeit direkt zu bestimmen, seiner 
Ansicht ganz entschieden widerstreiten. 

Körper, welche sich in elliptischen 
Bahnen im Sonnensystem bewegen, 
können in der Nähe der Erdbahn eine 
iihfT42/wlmi.ii[-ydii'iidcheliocentrische 
* itidiwiiul igkeit nicht besitzen, ja für 
die Ellipsen kurzer Umlaufszeit, an 
; welche Newton in erster Linie dachte, 
| müsste diese Grenze noch weiter herab- 
gesetzt werden. Wird die Geschwin- 
digkeit grösser gefunden, so ist man, 
wenn das Resullat überhaupt Vertrauen 
: beanspruchen kann, genötigt, die Bahn 



rung völlig bestätigt. Es giebt zwar 
nur wenig Meteoriten fälle, für welche 
die Grundlagen einer genaueren Bahn- 
beobachtung den meist sehr lücken- 
haften Beobachtungen entnommen wer- 
den können; ich habe aber doch wenig- 
stens ihrer 36 gefunden, bei welchen 
sicher genug mindestens entschieden 
werden kann, ob die betreffenden Bahnen 
rechtläufig oder ruckläufig sind. Dar- 
unter befinden sich nun wirklich nur 
vier rückläufige Bahnen, alle übrigen 
sind rcchlläutig. Prof. Newton hat auf 
dieses beträchtliche Vorwalten der recht- 
läufigen Bahnen bei den Meteoriten 
schon früher aufmerksam gemacht, 1 ) 
aber die Ursache dieser Eigentümlich- 
keit nicht im Einflüsse der Atmosphäre 
gesucht, sondern sie als eine wirkliche 
Thatsache angesehen. Hiernach wären 
die Meteoriten gleichsam eine besondere 
Kla ij derjenigen Körper, welche zur 
Metenrerseheinung Anlass geben, näm- 

ice, III. Ser. 



Hyperbel a 



vielen Beobachtungen die Geschwindig- 
keit zu 56 km, entsprechend einer sehr 
ausgeprägten Hyperbel. Da gerade diese 
Bahn eine so günstige Lage hat, dass 
in:ui die Geschwindigkeit selbst durch 
Schätzungen ziemlich genau ermitteln 
kann, so ist die Annahme ganz ausge- 
schlossen, dass auch unter Voraussetzung 
grosser Beobachtung^ eh ler dieser Betrag 
auch nur bis zu 42 km Ii erabged rückt 
werden könnte. Für die Meteoriten 
von Orgueil wurde eine heliocentrische 
Geschwindigkeit von 52 km nachge- 
w iesen , wo rausebenfa II s ei n e en tsch iedene 
Hyperbel folgt Die beiden angeführten 
Bestimmungen sind wohl vorläufig die 
einzigen, welchen grösseres Gewicht 
beigelegt werden kann; die übrigen 
liefern jedoch ganz ähnliche Resultate. 
Newton hat keinen dieser Fälle direkter 



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Bestimm uiiu bei seiner Argumentation 
hniicksiditii;:, vielleicht, weil er sie fiir 
nicht hinreichend verlässlich hielt oder 
weil er sie eben nur als seltene Aus- 
nahme» hetrachtHe. aher (bell 
ein cisKiitiimliclics Spiel lies Zufalles, 
dass mau in allen f-nllci!. wo die I-r- 
miillung der Geschwindigkeit möglieh 
war, nur auf Ausnahmen und nie auf 
die Regel getroffen wäre. Gegen die 
Möglichkeit oder Wahrscheinlichkeit 
elliptischer Meteoriten bahnen isl gar 
nichts einzuwenden, durch direkte Be- 
obachtungen ist aber eben noch keine 
n :) d I s;ew i c :■ e ; i Minden. 

Zahlreicher als tür Meteorilenfälle 
sind Best im mini gen der Ccsdiwrmlijr- 
keit und der Baiin form bei grossen 
delonirenden Meteoren vorhanden und 
sie liefern so gut als sämtlich hyper- 
holische Ucsdiwitidigkcilcii lind solche 
Bahnen. 

•Vergleicht man die Meteoriten, deto- 
nierenden Meteore und nicht detonie- 
renden Feuerkugeln hinsichtlich der 
Elongationen ihrer Strahl nngs punkte 
vom Apex der Erdbewegung, so findet 
man, dass in den grössten Elongalionen 
(einsprechend den gerilltsten geoecn- 
irisdicn Geschwindigkeiten) die Meteo- 
riten-Radianten liegen: näher gci;en den 
Apex zu, woraus also bereitsauf grössere 
Geschwindigkeit J.u schlichen ist, litten 
häufiger die Radianten detonierender 
Met enrc ohne Massennied erf alle, während 
die Kadiai ' 



kugeln auch noch näher gegen den 
Apex zu vorkommen. Noch mehr gilt 

schnuppen-Radianten. Es ist also nicht 
eine scharfe Grenze, sondern ein gra- 
dueller Ubergang in dem Sinne vor- 



i Steinfälle abnimmt; dann, bei 



noch grösserer Geschwindigkeit, ver- 
schwinden auch die l>e!t liniu-n, offen- 
bar, weil die Hemmung durchschnittlich 
schon in zu grosser Höhe erfolgt, endlich 
vermindert sich auch die scheinbare 
Grösse und Lichtstärke aus demselben 
Grunde, da die Auflösung schon in den 
liüclistet: Schichte]] mich kurzem Laufe 

Als Endergebnis seiner Unter- 
suchungen formuliert Prof. v. Niessl 

Es ist möglich, dass das materielle 
Substrat der Sternschnuppen in Bezug 
auf seine chemische Zusammensetzung 
sich von jenem der Meteoriten wesent- 
lich unterscheidet; man ist je.iodi uadi 
den Resultaten der bisherigen Erfah- 
rungen nicht gezwungen, dies ohne 
weiteres anzunehmen. 

Es ist femer möglich, dass es ins- 
besondere grössere Massen sind, welche 
als Meteoriten zu uns kommend, direkt 
aus dem Welträume stammen und hyper- 
bolische Bahnen beschreihen; allein wir 
wissen, dass dasselbe in vielen Fällen 
auch von Sternschnuppen angenommen 

Hiernach ist überhaupt keine That- 
sache mehr vorhanden, welche uns 
nötigt. Sternschnuppen, Feuerkugeln und 
Meteoriten in dieser Gruppierung als 
Weltkörper verschiedener Klasse an- 

Die Atmosphäre schützt die Erd- 
oberfläche vor dem Aufprall dunkler 
kosmischer Massen, sie erzeugt das 
Sichtbarwerde n d crM et« i re rse 1 1 e i n 1 1 n gl- 11 . 
verschleiert und verwirrt aber die Er- 
scheinungen, welche aus der rein astro- 
nomischen Theorie der Meteore gefolgert 
werden können und erschwert dadurch 
das Verständnis des Ganzen im hohen 
Grade. 



Die spektroskopische Bewegung des Polarsterns. 

BÄlcr zu Chicago tagenden dritten von der Li ck-Stern warte am 8. Septbr. 
bSct Konferenz der Astronomen und 1809 die interessante Mitteilung, dass 
Astrophysiker machte Prof. Campbell es Mim gelungen sei, aus den Aufnahmen 



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des Spektrums des Polarsterns den Nach- 
weis zu führen, dass dieser Stern aus 
mindestens drei Körpern bestelle. 1 ) Es 
ergab sich aus Campbells Beobach- 
tungen, dass der uns sichtbare Polar- 
stern eine veränderliche Geschwrndig- 



Dic Amplitude dieser Bewegung ist sehr 
scritis;, finiass die Ma slm.il tri'scii ivi nJ iij- 
keit nur + 3 km beträgt Dir Heui-yuni; 
des Schwerpunkts des t.'euaimlcti Systems 
ist aber nicht konstant, sondern langsam 
veränderlich, sodass man zur Annahme 
eines dritten Körpers gedrängt wird. 
Diese letztere Bewegung umfasst aber 
dm Periode von ralin Jahren und 
«"» *«• •» «• Dr - >■ H«r<i".n» im 
( i"l;o.iis:iI/ zu jener km/periodisdien Be- 
wegung als .säkulare. Bewegung be- 
zeichnen. ZurZeitdergenannten Entdeck- 
ungwar der grosse photographische Re- 
fraktor des Aslrophysi Italischen Ohscrva- 
toriums zu Potsdam soeben aufgestellt 
worden und im Februar 1900 konnten die 
ersten Aulnahmen mit dem daran mon- 
tierten neuen Stemspcktrograplien aus- 
geführt werden. Ms die ku r/periodischer. 
< ieschwinJigkcitsänderungen des Polar- 
sterns von so geringem Betrage sind, 

recht gutes Prüfungsobjekt für die 
Leistungsfähigkeit des neuen Spektro- 
graphen zu sein und dies um so mehr, 
als von anderer Seite vergebens der 
Versuch gemacht worden war, Camp- 
bells wertvolle Beobachtungen zu be- 
stätigen. 

Dr. J. Hart mann begann daher eine 
Reihe spektral ph(i|(\i;rrtp]iiid]iT Auf- 
nahmen des Polarsterns an dem grossen 
l'dtsiliimcr Refraktor. Er hat jetzt die 
Ergebnisse seiner Untersuchungen In 



t Ahhai 
k ftrt \ 

Akademie der Wisst 
vorlegte ') und aus der das Nachstehende 
einen Auszug giebt. Schon die Aulnahmen 
in den Tagen vom 2. bis 6. April 1900 
zu Potsdam zeigten eine Hi-s,täti«tnig- dei 
Campbell 'sehen Entdeckung. I)ei diesen 
Aufnahmen mit dem neuen Speklro- 
y-aphcii zci^le e- sich sber auch, dat~ 
dieselben in sehr merk lieber Weise von 
den Schwankungen der Lulltemperatur 
hccinflusst wurden. Um diesem Übel- 
stande abzuhelfen, wurde der ganze 
Spektralapparat mit einem Kasten aus 
leichtem Holzumgebcn, in dessenlnnerm 
die Lufttemperatur auf elektrischem Wege 
automalisch konstant erhalten werden 
kann. Durch diese Umänderung des 
" Beobachtungen 



s Unt 



'i .VtriiyTiyi. 



der leider sehr ungünstiges Wettet 
brachte. Erst im Januar 1901 konnte 
Dr. Hartmann die gewünschte Anzahl 
Heül-aclitininen erhalten, die eine genaue 
Festlegung der üeschwindigkeitskune 
erlaubten. Da diese Beobachtungsrcihe 
schon 1'.', Jahre von den Messungen 
Campbells entfernt ist, so hat er sie 

Wert fi'ir die Dauer der Periode abzu- 
leiten. Hierdurch wird es sodann er- 
unijiliclit, alle bisherigen Beobachtungen 
der Geschwindigkeit des Polarsterns von 
dem Einfluss der kurzperiodischen Be- 
wegung zu befreien und auf diese 
Weise das Beobachtungsmaterial lür die 
Ermittelung der säkularen Bewegung 

Die Beobachtungen ergaben in 
völliger Übereinstimmung mit Campbell 
C>:~. liwiudis!keitsäriderLiiiL;t.'udiebisti km 
verschieden sind. Als definitiver Wen 
für die Umlaufszeit fand Dr. Hartntann 
aus der Verbindung seiner Beobach- 
tungen mit denjenigen Campbells die 
bis'lSy()/uriiekreichen:3clZJli Hm 21*. 
Dr. Hartmann untersuchte nun weiter 

') SiTv i in;. iliiT. it. ks;]. Prcuii. AkaJ i. 



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alle bekannt gewordenen spektralp holo- 
graphischen Geschwind ijikdtsiicslim- 
mungen des Polarsterns, um nach Ab- 
zug der kurzperiodischen Bewegung 
daraus Werte für die Feststellung der 
säkularen Bewegung abzuleiten. Bei 
dieser Untersuchung (ritt die ausser- 
ordentlich grosse Genauigkeit der Be- 
obachtungen Campbeils überraschend 
hervor, bei denen der wahrscheinliche: 
Fehler einer Aufnahme kaum +0.3 km 
betragt; weniger genau sind diu Beob- 
achtungen von Dr. Frost, und diejenigen 
von Belopdsky erscheinen als, mit 
merkt ichen systema tischen Fehlern be- 
haftet. Die Aufnahmen Dr. Hartmanns 
in Potsdam ergeben als wahrsdieinliclien 
rehler der Gctfhwi!ulii'kei!sbi.--tiniiiniiii; 
einer Aufnahme vor Anbringung des 
Thermostaten + 1 2km, nach Anbringung 
desselben + Ö.49 km, woraus bervor- 
gelii, wie wichtig es ist, während der 
Aufnahmen den Spektrographen aut 
konstanter Temperatur zu erhalten. Auf 
Grund des von ihm zusammengestellten 
und diskutierten Materials bemerkt Dr. 
Hartmann schliesslich: »Die Potsdamer 
Beobachtung von 1888 kann zwar er* 
fahrungsgemäss wohl einen systema- 
tischen Fehler von einigen Kilometern 
besitzen; allein hierdurch wird der grosse 
Werl, den sie wei;en iiires frühen Datums 
besitz!, nidll hcelnlra'ciitii't. I).i;;C!;en 
kommt das von Frost gefundene Resultat, 
welches nur auf drei Beobachtungen 
beruht, gegenüber den gleichzeitigen 
Beobachtungen Campbeils nicht in 
Betracht. Wc.e;en der Möglichkeit stärkerer 
systematischer Fehler lasse ich ausser- 
dem die Resultate aus üelopolskys Auf- 
nahmen, sowie aus meinen ohne den 
Thermostaten ausgeführten Aufnahmen 



:SSS Novbr. 25 = - 25.Ü5 <v„,-;,: sch.in,,) 
1896 OkL 17 —17.97 (OiiiplH'H) 
läw AtiRUit *> 11. B (Campbdl) 

ÜJUI Nnvbr. VI VIS)' (f-lnrlnianii) 

1901 Januar 13 —13.29 (flartmaiini 

Aus diesen Zahlen geht hervor, dass 
seit 1809 die Umkehr in der säkularen 
Bewegung eingetreten ist; die negative 
Bewegung, welche seit 1888 immer 
kleiner wurde, ist jetzt wieder im Zu- 



Bewegung v 
liol wendigem, den Stern speklroskunisrli 
noch Jahre lang zu verfolgen. 

Doch auch für direkte Mikrometer- 
messungen dflrfte der Polarstem ein 
interessantes Objekt werden. Zieht man 
nämlich aus den für die säkulare Be- 
wegung gefundenen Beträgen vorläufig 
in ganz roher Schätzung den Schluss, 
dass der sichtbare Stern gemeinsam mit 
seinem unsichtbaren Be(;leitcr um einen 
dritten Körper in ungefähr 15 Jahren 
eine. Bahn mit einer Geschwindigkeit 
von etwa 6 km durchläuft, so ergiebt 
eine leichte Rechnung, dass der Durch- 
messer dieser Miilin mindestens dreimal 
so gross sein muss als der Durchmesser 
der Erdbahn. Hieraus folgt, dass im 
Verlauf jener grossen Periode der Stern 
Ortsverändcrungen erleiden r 



seiner Parallaxe erreichen. Nimmt man 
letztere nach Peters zu 0.07" an, so er- 
giebt sich für die periodische Ortsvcr- 
änderuug des Sterns eine Amplitude 
von wenigstens 0.4", ein Betrag, welcher 
gross gentig ist, um sich auch schon 
in absoluten Ortsbestimmungen des 
Sterns be merklich zu machen.« 



Der spektroskopische Doppelstern Hizar. 



gSlieses Objekt bildete den Gegen- 
&2äS stand spek[ra!|>hiitii!;ra]iiiiseliLT 
Aufnahmen auf dem Astrophysik;) lisi-heii 
Observatorium zu Potsdam, über welche 
Herr Oeh. Rat H. C Vogel der Berliner 



') Sitzungsber. d. Kgl. I 
XXIII, XXIV? p. 534. 



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1 



156 



Auszug. Die hellere Komponente dieses 
bekannten Doppelsterns (C Ursac majoris| 
ist nach den aul dem Harvard College 
Observatory Ende der achtziger Jahre 
des vorigen Jahrhunderts erhaltenen 
p holographischen Aufnahmen des Spek- 
trums seihst wittler ein Doppelstern. 
Aus dem zahlreichen Beobaehtungs- 
malerial 1 ) ist abgeleitet worden, dass 
beide Komponenten hell sind und ein 
Spektrum der I. Spektral klasse zeigen. 
Die Bewegung der Komponenten giebt 
sich durch eine zeitweilige, nur kurz 
anhaltende Verdoppelung der Spcktral- 
linien kund, die mit einiger Regel- 
mässigkeit alle 52 Tage eintritt Aus 
der Verschiebung der Spektrall in ien 
resultiert als grösste relative Geschwin- 
digkeit beider Körper etwa 100 miles 
(160 km). Nach Pickering*) entspricht 
den Beobachtungen die Annahme einer 
stark excentrischen elliptischen Bahn, 
deren grosse Achse nahezu senkrecht 
zum Visioiisnwltui gelegen ist. Nur 
zur Zeit des Pertastrons, alle 104 Tage, 
würde dann die in die Oesichtslinie 
fallenden Komponente der Bewegung 
eine Grösse erreichen, ilaäs die Linien 
des aus der Obereinanderlagerung der 
Spektra der beiden Komponenten ge- 
bildeten S pekfru nis getren nt s i n d.wä h re n d 
sie zur Zeit des Apastrons infolge der 
geringem Geschwindigkeit in der Bahn 
jedoch nur stark verbreitert oder ver- 
waschen erscheinen. 

Nach den Cam b rid ger Beobachtungen 
sollen aber Unregelmässigkeiten vor- 
kommen, sodass bis jetzt die Verhält- 
nisse über das System als noch nicht 
ganz aufgeklärt anzusehen waten. 

Die Potsdamer Beobachtungen aus 
den Jahren 1889 und 1890 sind zu 



hard und Dr. Ludendorff mit dem 
Spektrographcn IV am 33 on-Refraktor 
lusgeführlen sehr schönen Spektralauf- 
nahmen des interessanten Doppclstems, 
deren Ausmessung Prof. Vogel voige- 

Über die Spektra hemerkt er, dass 
sie limentirm sind (Kl. U 2). dass zur 
Zeit, wo die Linien der Spektra beider 
Komponenten nahezu zusammenlallen, 
in dem zur Untersuchung gelangenden 
Teil des Spektrums (-1 4120 bisi 4500) 
ausser der breiten Linie Hr und der 
stets kridti« het vortretenden Magnesium- 
Linie i 'MSI mehrere der stärksten i in ien 



>en, so werden 
tun als Doppel - 
hwach, dass die 

einigen Platten 
die Magnesium- 

; giiten ['laben 



ic Mc-s: 



eHr 



n Magnes, 



zahlrei 

über beitragen z 
verhält es sich 
April dieses Jahr 



il Entscheidung hier- 



'i III l'hntographien.BOBeobai 
4 '.M..,.,t!ily NuticesRoy.Astr. Sac, Vol. 



Peiuhel! oder. 
Wasserstoff-Li 
und Verwaschen heit derLi n ien , sch w i e r i g. 

Die Magnesium - Linien erscheinen 
auf mehreren Platten ungleich breit, und 
Prot. Vogel liat versucht, ob ein Wechsel 
in diesem Verhalten nach einer Deckung 
eintritt — wie er dasf rüher bei [S Aurigae, 
wo bekanntlich ebenfalls periodische 
Venlnp['e]lii,e.e[, der Spektralliilieu lillf- 

ireten, beobachten konnte 1 ) — , ist aber 
bisher zu keinen übereinstimmen den 
Resultaten gekommen. Er hält es jedtieh 
nicht für ausgeschlossen, dass ans einer 
jiRiSfereri Anzahl von Hcobachtungcn 



'.['üb iL 



n des Astrophysik. Obs. 



Dlgilizedby Google 



auch darüber Sicherheit zu erlangen 

Messungen über die Bewegungen 
lIl-s Systems in der üesiclitslituc situ; 
an i 'htten siisgeführt worden, auf denen 
die Linien nichl mehr als doppelt zu 
erkennen waren. Sie besitzen keine 
•Tioax- Sicherheit, indem die Distanzen 
zwischen den einzelnen Linien des Stern- 
spektrums und den entsprechenden 
Linien des Eiscnspektrums stärkere Ab- 
weichungen zeigen, als bei Aufnahmen 
mit dein vorzüglichen Apparat zu er- 

Vogel, darin begründet sein, dass bei 
der nicht vollkommenen Dci'kiittf; der 
Spektra die Komponenten verschiedener 
Linienpaare nicht dieselben Intensitäts- 
unterschiede besassen, dass also bei 
einer der einfach erscheinenden Linien 
die mehr nach Rot gelegene Kompo- 
nente die Stärkere, bei einer anderen 
Linie die mehr nach Violett gelegene 
Komponente die stärkere war und da- 
durch eine verschiedene Auffassen;; der 
Linienmitte verursacht wurde. Endlich 
hat Prof. Vogel noch versucht, ob mit 
Berücksichtigung der Bewegung des 
Systems in der Oesichlslinie eine Ver- 
schiebung der Mitte der Linienpaare 
gegen die entsprechende Linie des Ver- 



gleich sspektru ms in den verschiedenen 
Phasen der Periode stattfindet, um Ober 

I das relative Verhältnis der Massen beider 
Korper Aufschluss zu erhalten; das bis- 
herige Bea bachtun gsmaterial ergab sieh 
aber für diese Untersuchung als unzu- 
reichend. Der Stern wird in Potsdam 
noch weiter verfolgt werden, um der- 
artige Verhältnisse zu ergründen, be- 
sonders aber um die Periode so genau 
zu bestimmen, dass ein Anschluss an 
frühere Beobachtungen möglich wird. 

Für die Bewegung des Systems er- 
giebt sich nach Prof. Vogels Messungen 

! der Wert von — \bkm in der Sekunde. 

, Als wahrscheinlichste Dauer der Periode 
ergiebt sich 20.6 Tage. 

Nach den Berechnungen Dr. Eberhards 
mittels der von Lehmann -I-"ilhe"s ge- 
gebenen Formeln ') ergiebt sich für den 
Zeitpunkt, in welchem die Komponente 
der Bahnbewegung in der Richtung der 
Gesichtslinie zur Erde gleich Null war; 
To =1901 März 28.(30. Excentrizität 
des Bahn e = 0.502, halbe grosse Achse 
a = 35 Millionen Kilometer, Gesamt- 
masse beider Steme = 4 Sonnmassen. 
Ist die Bahnebene gegen die Gesichts- 
linie geneigt, so sind die wahren Dimen- 
sionen grösser. 



Die Nova im Perseus. 



IV. 



Verä 



täaM rungen im Spekti 
Nova berichtet E. v. Qothard: 1 ) »Von 
dem interessanten Spektrum der Nova 
Persel habe ich eine Reibe photogra- 
p Iii scher Aufnahmen mit meinem 10';',- 
Reflektor, teils mit einem 10-zölligen 
Oiijektivprisma, teils mit einem Quarz- 
spektnigraphen angefertigt Iiis heute 
kam ich nicht dazu, das interessante 
Material zu bearbeiten, eine eigentüm- 
liche periodische Veränderung hat mich 

■) Astron. Nachr. No. 3713. 



aber veranlasst, die folgende vorläufige 
Mitteilung zu veröffentlichen. 

Mir ist zuerst eine plötzliche Ver- 
änderung des Spektrums am 6. April 
aufgefallen. Ich habe mehrere, mit dem 
Objektivprisma gemachten Aufnahmen 
vom 31. März und 6. April verglichen und 
bemerk!, dass das küriiiiinierlii'lie Spek- 
trum am 6. April bedeutend schwächer 
geworden ist und auf dem schwachen 
(miiiili-tliciiifislli-ud Silken und breiten 
hellen Linien besonders kontrastreich 



- 



L Nachr. No. 3242. 



158 



auftraten. Die Schwächung des kon- 
tinuierlichen Spektrums habe ich der 
Lichtabnahme der Nuva zugeschrieben, 
auffallend war aber, dass statt der hellen 
WasserstoEflmie HC (/ = 3889) eine 
sehr starke, breite, helle Link- siditbar 
war, welche ich oft in den planetarischen 
Nebeln gefunden habe (l ca. 3860). 
Diese Linie hatte die grössle Helligkeit, 
bt>ila.-s sie ■.'iiischicilcn heller wr als H f , 
was ich aus mit stehendem Uhrwerk 
aufgenommenen Spektren ganz sicher 
konstatierte. 

Am 8. April (Objektivprisma) habe 
ich wieder das alte Spektrum mit starkem 
ki intinu;ei liehen Grunde erhallen und 
stall der dicken Nebellinie war nieder 
H; sichtbar. 

Die Helligkeit hat bedeutend zuge- 
nommen. die Aufnahme am II. Mar? 
mit *»fi Minuten f : ipositicm war mil 
derjenigen vom 6. April mit zehn Minuten 
gleich, ur.d die Aufnahme vom 8. April 
mil zwei Minuten war bedeutend inten- 
siver als die eben genannten. 

Ich habe immer 10 bis 12 Auf- 
nahmen gemacht von I bis 30 Minuten 
l-:.v|io»i;ion, sodass ein Vergleich leicht 
ausfuhrbar ist 

Da hei der !;crin;;en Dispersion des 
Ohie'-divprismas die W'asscrsiiifflimc H; 
W= 3889) und die Nebellinie (X = 3860) 
sehr nahe zusammenfallen, habe ich die 
spateren Aufnahmen mit meinem Quaiv- 
spcktn^rapheit gemacht mid gleich/eilig 
das Wassersloffspcklnim iriitphoto- 
graphiert 

Auf diesem Wege ist es mir ge- 
lungen, die vermutete periodische Ver- 
änderung ganz sieher zu konstatieren. 

Am 11. April habe ich zwei Auf- 
nahmen gemacht (:!(J Minuten und eine 
Stunde), weicht derjenigen vom ü. April 
ähnlich sind, recht matter kontinuier- 
licher < irund, sehr starke Linien, welche 
beim Wasserst! iti alle nach dem roten 
Ende verschoben sind. Ncbellinie ent- 
schieden auf der violetten Seite der 
künstlichen HJ-Linie, keine Kuiitcideii/ 



^ 339), : 



e Linie (gegen l = 342) und 



eine schwächere (gegen i 
sammelt IS bis 16 heile Linien. 

Am 15. April (30 Minuten) sehr 
schwaches Bild wegen Wolken, ähnlich 
wie am I i. April. 

IS. April. 7 kv\ Am (nahmen (1 r i Min.. 
45 Min.). Das kontinuierliche Spektrum 
ist sehr stark, H i deutlich siebtbar, keine 
Spuren von der Nebel- und der ultra- 
violetten Linie, wie am 31, März und 
S. April. Das Aussehen des Spektrums 
ist so abweichend von demjenigen am 
11. April, dass ich auf den ersten Blick 
an eine Verwechselt in:; der Nova mit 
eitlem gewöhnlichen Stern glaubte, bis 
ich die hellen Wasserstoff linien mit 
einer Lupe deutlich gesehen hatte. 

21. April. Wieder das Spektrum 
vom 11. April. 

22. April. Ebenso, beide schöne 
kräftige Aufnahmen. 

25. April. Ähnliche, sehr schwache 
Aufnahme, ultraviolette Linie (342) 
deutlich sichtbar. 

27. April. Zwei Aufnahmen (20 Min., 
eine Stunde). Starkes konfin uterliches 

. Spektrum, von welchem die hellen 
Wasserst' iffliitien katnn.iiistcchcti. Nebel- 
linie scheint im Übergangsstadium zu 
sein, ultraviolette Linien nnsielithar. 

28. April. (20. Min.) Schwaches 
kontinuierliches Spektrum, ultraviolette 
Linien unsichtbar. 

29. April. (25. Min.) Vollständig 
wie am 1 1. und 21. bis 22. April, ultra- 
violette Linie sehr deutlich, kontinuier- 
liches Spektrum sehr malt, Nebellinie 
die hellste. 

Aus diesen ganz flüchtigen Beschrei- 
bungen ist zu ersehen, dass ich zwei 
verschiedene Spektra — hei einem das 
kontinuierliche, bei dem anderen das 
Oasspektrum überwiegend — beobachtet 
habe, welche periodisch wiederkehren. 

Das kontinuierliche Spektrum habe 
ich sehr deutlich am 31. März, 8., 18, 
27. April und das Gasspektrum am 6, 
11, 21, 22, 25., 29. April beobachtet 
I"s scheint, da-s das kontinuierliche 
Spektrum eine Periode von ca. 9 Tagen 
hat und der Stern längere Zeit in dem 



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Zustande verweilt, welcher dem Gas- 
Spektrum entspricht. Leider verhinderte 
das ungünstige Wetter hesser ausreichen- 
des Material zu sammeln, und jetzt bei 
dem tiefen Stand der Sterne ist wenig 
Hoffnung vorhanden, die Perioden 
weiter verfolgen zu ki'üiiieii.. 

Die Heiligkeilsschwankungen der 
Nova sind im Monat AprilvonG. Müller 
und P. Kempf zu Potsdam genauer 
untersucht worden Diese Beobachter 
berichten nun; 1 ) -Seil dem trscheinen 
der Nova l'ersei haben wir dieselbe, so 
olt es die Witterung gestattete, plioto- 
metrisch beobachtet, und es i>t uns ge- 
lungen, bis finde Apul an 32 Tagen 
brauchbare Helligkeitswcrle zu erhalte:'. 
Wir beabsiermgen, die Messungen auch 
weiter fcirtzuiühren und apaler eine zu- 
sammenfassende Arheil Ober die inter- 
essanten 1 ich lersc hei mi Ilgen des Stenn, 
welche vielleicht für die Beurteilung 
der verschiedenen, über die neuen Sterne 
aufgestellten Hypothesen vor liedetiliiiig 
Sein werden, zu veröffentlichen, nicht 
nur auf Grund unserer eigenen Mes- 
sungen, sondern mit Benutzung aller 
brauchbaren Beobachtungen, soweit sie 
sich mit genügender Sicherheit aul ein 
gemeinschaftliches Urössciijvstcm redu- 
zieren lassen. Zunächst geben wir nur 
einen kurzen vorläufigen Überblick über 
die merkwürdigen periodischen Licht- 
schwankungen der Nova während der 
letzten Wochen. 

Bei früheren neuen Sternen, z. B. 
bei der Nova Aurigae, ist ebenfalls die 
gl eich massige Abnahme des Lichtes 
mehrfach durch kleinere oder grössere 
Wellen unterbrochen worden, aber 
niemals sind bisher während eines 
längeren Zeitraums regelmässig wieder- 
kehrende Li chisch wau klingen von so 
erheblichem Betrage konstatiert worden. 
Es scheint nach allem, was bisher ver- 
öffentlicht worden ist, als ob der Be- 
ginn dieser g roheren I Iclligkoitsschwan- 
üiingen, die noch heute (Mai 7.) fort- 
dauern, auf den 16. März fällt Bis 

') a. a. O., No. 3714. 



dahin hat die Nova vom 23. Februar 
an, wo sie ihre Maximal hei ligkeit (un- 
gefähr 0.1 m) erreicht hatte, offenbar 
stetig, höchstens mit geringen, eine 
Mine Urösseiikiasse nicht ti beistehenden 
Schwankungen, zuerst schneller, dann 
langsamer bis zur 4. Grösse abgenom- 
men. Am 16. März erfolgte dann ein 
Anwachsen der Helligkeit, am 18. war 
ein sekundäres Maximum von etwa 
35 m erreicht, und am 19. ist nach 
übereinstimmenden Mitteilungen ver- 
schiedener Ileobaehter die f lelligkeit 
plötzlich bis auf etwa 5.3 m herabge- 
sunken. Am 20. wurde wieder ein 
Maximum (etwa 3.5 m) und am 22., 
2~i. und 28. scharf ausgeprägte Minima 
(Grösse etwa 5.0 bis 5.5 m) beobachtet. 
Vom 9. bis zum 27. April haben 



le Mes- 



igsrcihe erhalten, in welcher m 
Tage fehlen und welche daher ein sehr 
sicheres liild von den Lichliindernngen 
der Nova wahrend dieser Wochen gieH. 
Es zeigt sich, dass die Helligkeit inner- 
halb dieser Zeit zwischen 4.3 und 6.0 m 
geschwankt hat, dass aber die Länge 
der Wellen, welche im Monat März 
etwa drei Tage umfasst zu haben scheint, 
allmählich grösser geworden ist und 
gegenwärtig ungefähr fünf Tage be- 
tragt- Die Beobachter teilen ihre einzel- 
nen Helligkeitsbestimmungcn vom 9. 
bis 27. mit. An einigen Tagen ist die 
Nova mehrere Stunden hindurch ver- 
folgt worden, um zu prüfen, ob inner- 
halb kurzer Zeit un regelmässige Licht- 
schwankungen eintreten, doch wurden 
solche nicht bemerkt Ans einer gra- 
phischen Darstellung ergeben sich die 
folgenden angenäherten Zeiten für die 



Maxit 



.ii, Li Mini 



! Die Periodenlaiige beträgt hiernach 
während der Zeit von April 0 bis 
April 27 im Durchschnitt etwa 4.8 Tage, 



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- 160 — 

sie scheint aber nicht ganz konstant I der Stern in der Nähe der Maxima 
gewesen zu sein. Der Stern verweil! wcissüih gelb oder höchstens gelb ist 
offenbar etwas länger in der Nähe des im Minimum dagegen rötlich. Im Spek- 
Mirtimums als in der Nähe des Wni- trum spricht sit-li diese Farbeninderung 
minus, [im! es muss das Anwachsen dadurch aus, dass im Maximum das 
der Helligkeit mit grosser Schnelligkeit kontinuierliche Spektrum, insbesondere 
vor sieb gehen. I die violetten Partien desselben, relativ 

Auffallend ist noch die auch bereits i/iel stärker hervortreten als im Mini- 
von anderer Seite bemerkte Farben- j mum. Es wäre erwünscht, wenn die 
änderung.welcheimdirektenZiisammen- Beobachter der Nova stets auch sorg- 
haitg mit dem Lichtwechsel stellt. Ans fältige rarbenscliälzlingeu anstellten. - 
den Farbenschätzungen ergiebt sich, dass | 



Die letzten fünfzig Jahre der Hlmmelsforsehung. 



Von A 

Ettttieser Gedankengang Spörers er- 
EÜSo inner! einigermassen an die neue 
Sonnentheorie von Prof.Sch m idt (Stutt- 
gart), gemäss welcher der ganze Sonnen- 
ball eine kontinuierliche üasmasse ist 
und der scharfe Rand der Sonnenscheibe 
nur eine Wirkung der Strahlenbrechung 

in der von Innen nach Ausseti konti- dem Sonneninnern, so wird doch nie- 
nmeriidi au Dichte abnehmenden Gas- \ mals beobachtet, dass die emporge- 
hiillc. Die eigentliche Natur der Sonnen- , ■-'■>■ ■ ■■" 



tuberanzen häufig ausserordentlich rasch 
sind, es kommen Geschwindigkeiten des 
Emporsteigens bei einzelnen Protu- 
beranzen vor, die wir bei materiellen 
kosmischen Körpern sonst nicht an- 
treffen. Zeigen sich in dieser Weise 
die Protuberanzen wie Eruptionen aus 



ilecke ist auch heute noch rslselh 
wenigstens herrscht keine Einigung der 
Ansidiien in dieser Beziehung. Welche 
A.ifHi'hhliHe aber sonst die Spektral- 
analyse Über die Zusammensetzung des 
Sonnetiballs geliefert hat, Aufschlüsse, 
an die nun vor W Jahren oirht denken 
kotinte, ist bekannt. Damals bildete das 
Studium der Protuberanzeh, in den 
wenigen und kurzen Momenten ihres 
Sichtbarwerdens bei totalen Sonnen- 
tiuiteniisscu, ein wichtiges Kapitel der 
beobachtenden Astronomie. Man hielt 
sie, gemäss den Untersuch im gen von zur Zeil totaler Sonnenfinsternisse die 
Arago, für eine Art Wolken, welche schwarze Mondscheibe umgiebt. Schon 
durch die Süiincupho'ospliarc eilee.chtel :u den fünfziger Jahren war man dar- 
llod gefärb! seien; das Spektroskop über eiui«r, dars diese Korona de: Sonne 
zeigte erst im Augus! [SOS, dass die angehöre mul Aiago bezeichnete sie als 
i'iotnlieran/eiiylüiieiHlet'iii^nassensind, den äusserslen Teil der Souneiiatiuo- 
in denen der Wasserstofl eine hervor- sphärc. Auch heute ist sie nur zur Zeit 
ragende Rolle spielt. Seitdem fand man von totalen Sonnenfinsternissen wenige 
auch, dass die Bewegungen dieser Pro- : Minuten lang sichtbar, allein die Photo- 



und A. Schmidt hat die Hypothese auf- 
gestellt und wahrscheinlich gemacht, 
dass wir in diesen Gebilden nur Pro- 
dukte im regelmässiger Strahlenbrechung 
sehen und ihr Licht aus einem Gebiete 
der Sonne stammt, welches unter dem 
Orte der scheinbaren Begrenzung der- 
selben sich befindet So ist unser Wissen 
von den Protuberanzen zwar seit 
50 Jahren gewaltig angewachsen, aber 
das eigentliche Wesen de. selben erscheint 
auch heute noch dunkel. Ebenso ver- 
hält es sich mit der Korona, welche 



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graphie hal seil 1870 gestattet, die ge- 
naue Gestalt der Korana zu diesen 
Zeiten festzuhalten und dadurch er- 
wiesen, dass die Form derselben perio- 
dische Ändcrun gen erleidet, die in einem 
Zeitraum von etwa elf Jahren, parallel 
der Käuligkeil der S'muer,ile;-ke, s-idi 
vollziehen. Wodurch diese Veränderung 
hervorgerufen wird, ist zur Zeit noch 
ebenso unbekannt, wie die Ursache, 
welche die elljährige Periode der Sonnen- 
ilecke bedingt Wahrscheinlich macht 
sich die Wirkung dieser Ursache auch 
in anderen nrsi-liemunjjeii geltend, (l'jili 
ist ein Parallelismus mit der Häufigkeit 
der Sonnenflecke nur bezüglich des 
Erdmagnetismus und der Cirrus wölken 
völlig erwiesen, bezüglich der Tem- 
peratur- und Regenverh äl tni sse dagegen 

Über die Quelle des Sonnenlichtes 
und der Sonnen wärme wurde vor 

Jahren in den Kreisen der Astrono- 
men und Physiker nicht einmal eine 
Vermutung geäussert, doch hielt Hum- 
boldt die Ansicht nicht für absurd, die 
Sonne befinde sich im Zustande eines 
perpetuierlichen Nordlichtes. Man sprach 
sogar alles lir-usles i!:tvo:i, die Wärme 
werde durch das A "Hallen des Sonnen- 
lichtes aul die Erdoberfläche ernennt 
und die Sonne selbst sei möglicher- 
weise ein kühler Himmelskörper. Wenn 
solche Hypothesen in allem Ernste um 
die Mitte des vorigen Jahrhunderts auf- 
gestellt werden konnten, erkennt man am 



zwar 21 Satellitc auf, darunter aber be- 
fanden sieh 5 (nämlich 4 des Uranus 
tirul 1 Mund de- Nepiim), wcldir durch 
spätere Beobachtungen nicht bestätigt 
wurden. Die nachstehende Tabelle zeigt 
die Verhältnisse unserer a^iouiHuisdien 
Kenntnis der Anzahl der Trabanten 1850 
und 1900i 



■ 

e Werk 



;e Dai 



der Sonnenwärme abzuleiten. Fragen 
solcher Art lagen vor fünf Jjhr/eluite:i 
völlig ausserhalb des Gesichtskreises 
ernsthafter Forscher. 

Wenden wir uns zu den Planeten, 
so waren am Schlüsse des Jahres 1350 
bekannt; 8 Hatiptplaneten, 13 kleine 
Planeten zwischen den ISuliueu des Mars 
und des Jupiter, 16 Monde oder Tra- 
banten. Humboldt zählte im Kosmos 

Sirius 1001. Htft 7. 



Nep 

Die neuentdeckten Trabanten sind 
ausnahmslos Objekte, welche nur in 
den grössten Teleskopen mit Schwierig- 
keit wahrgenommen werden können. 
Dass aber neben den Rieseninstrumenten 
der Neuzeit auch heute noch das alte 
•lOfiissige Teleskop W. Merscheis aus 
dem Ende des IS. Jahrhunderts in Be- 
zug auf Lichtstärke als ebenbürtiger 
Rivale bestehen könnte, beweist die 
Tliatsache,dass nach den Untersuchungen 
von I [ermann Slruve der innerste Saturu- 
mond Mimas (von W. Herschel 1789 
August 2S am 40füssigen Rellektor ent- 
deckt) bis jetzt nur am 26-Zoller in 
Washington und am 30-Zoller zu Pul- 
kowo, sowie an dem grossen Reflektor 
von Lasseil und an demjenigen zu 
Toulouse beolviehtcl ivorden in. 

Die Anzahl der Hauptplaneten hat 
sieh in den letzten fünf Jahrzehnten 
nicht vermehrt, dagegen wuchs die Zahl 
der bekannt werdenden Planetoiden 
geradezu ins Ungeahnte, denn es wur- 
den während dieses Zeitraumes fast 450 
derselben aufgefunden und damit scheint 
deren Anzahl durchaus nicht erschöpft 
zu sein. Zur Aufsuchung neuer Plane- 
toiden ist iler heutige Asininmu in ;/an/ 
anderer Weise ausgerüstet als seine Vor- 
gänger Hind, Goldschmidt, Luther und 
andere in den fünfziger Jahren. Diese 
mussten die einzelnen Sterne in Karten 



— 162 — 



eintragen und durch immer wiederholte I 
Vergleichungen derselben mit dem j 
Himmel nachsehen, oh darunter etwa 1 
tili liewcejiklier SlLTiipuiiM sieh iimle, 
der dann ein Planetoid sein konnte; 
die neueren Planctcncntdecker bedienen 
sich zu gleichem Zwecke der Photo- 
graphie und haben nur auf den Platten 
nachzusehen, ob die dargestellten Sterne 
als Punkte erschein™ oder Striche dar- 
unter vorhanden sind, letztere zeigen 
bewegliche Gestirne, also Planeten, an. 
Dieses Nachforschen auf den Platten 
ist freilich keine so geringe Arbeit, als 
es niiF den er.-len filick scheinen möchte, 
;ie ist wohl so mühevoll als die alte 
Methode, aber sehr viel erfolgreicher 
und erschöpfender. 

Über die Ursache, welche diese 
merkwürdige Gruppe von sehr kleinen 
Wandelsternen hervorrief, hat man schon 
zu Anfang des 19. Jahrhunderts viel 
gesell rieben und gesprochen. Humboldt 
bemerkte 1850: -Wir können diesen 



wundersamen Planetensch warm nicht 
verlassen, ohne in dieser fragmentari- 
schen Aufzählung der einzelnen Glieder 
des Sonnengebietes der kühnen Ansicht 
eines viel begabten, liefforschenden Astro- 
nomen über den Ursprung der Aste- 
roiden und ihrer einander durch- 
schneidenden Bahnen zu erwähnen. Ein 
aus den Rechnungen von Gauss ge- 
zogenes Erlebnis, tlass Ceres bei 
au (steigenden Durchgang durch die 
Ebene der Pallasbahn diesem letzteren 
Planeten überaus nahe kommt, leitete 
Olbers auf die Vermutung: »es könnten 
beide Planelen, Ceres und Pallas, Frag- 
inttite eines eiivineu, durch irgend eine 
Naturkraft zerstörten, vormals die weite 
Lücke zwischen Mars und Jupiter aus- 
füllenden, grossen Haupt planeten sein; 
und man habe in derselben Region 
einen Zuwachs von ähnlichen Trümmern, 
die eine elliptische Bahn um die Sonne 
beschreiben, zu erwarten.« 

(FQrt.clzi.nE Met.) 



Vermischte Nachrichten. 



Die Hell igkflltssch wankungen 
des Planeten Eros haben stetig abge- 
nommen und sind gegenwärtig auf Null 
herabgesunken. Herr Proi. Dtithruiiller 
(Bonn) schreibt") unter dem 17. Mai: 
■ Seit den beiden mitgeteilten fünf- 
stündigen l'.eobachlini^tdhen .sehnten, 
bei der vorherrschend trüben Wiikruni;, 
noch an zwölf Almuden lüttere Reihen 
von Grössenbestimmungen des Eros, 
die aber auch, bei dem bald niedrigen 
Stande des Planeten in der Nähe des 
mit Fabrikrauch und Dunst erfüllten 
westlichen Horizonts oder wegen be- 
grenzender Gebäude, vorzeitig abge- 
brochen werden mussten. Eine mehr als 
vierstündige Reihe vom 24. März zeigt 
noch keine stärkere Abnahme am Um- 
bilde ilen l.iclitun'h-els. «iiliivnd stlii.ni 
vorher kürzere Reihen vom 14. und 
21. März und alle späteren flachere 

') Astron. Nachr. No. 3716. 



Maxima und Minima aufweisen. In 
den seit dem 22. April erhaltenen fünf 
kürzeren Reihen betragen die beob- 
achteten Liebfänderungen nur fünf 
Stufen und weniger; doch habe ich am 
13. Mai um 10h 31 m M.Z. Bonn noch 
ein gut hervortretendes Minimum und 
am 14. Mai von 9h 12m bis 10f 33", 
wo der Planet im Dunst verschwand, 
ein Ansehwellen des Lichts im Betrage 
von 3'i'., Stufen beobachten können. - 
Prof. Piekering teilt mit, dass nach den 
Beobachtungen zu Cambridge durch 
Prof. O. Wendeil die Lichtschwankung 
des Eros März 12. 1.13 Grossenklasse 
betrug, April 12. war sie nur mehr 0.4 
und Mai 6. und 7. anscheinend geringer 
als 0.1 G rossen klasse. 

Fixsterne mit grossen Geschwin- 
digkeiten in der Gesichtsllnte. Prof. 
\V, W. Caiuribei; leilr die Eriiebnisjc 
der neuesten auf der Lick- Sternwarte 
mit dem Mills'schen Spektrographen 



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erhaltenen Aufnahmen in Bezug auf die 
Geschwindigkeit einiger Fixsterne in der 
Gesichisli nie zur Erde mit. 1 ) Unter den- 
selben hat der Stern Nu. 1830 im Kata- 
log von üroombridge tili-.' sehr grosse 
scheinbare Btwegung sin Himmel, iiiim- 
lich von 7.05" im Jahre. Er ist 6.5 Grösse 
und es sind verschiedene Versuche ge- 
muht worden, seine Parallaxe zu be- 
stimmen. Aus denselben gellt indessen 
nach den Untersuchungen von Prof. 
Newcomb nur hervor, dass diese Paral- 
laxe wahrscheinlich nicht grösser ist 
als 0.14". Nimmt man diesen Wert an, 
so iolgl uns der sdieiulurcri Ik-.vci'.iiii!; 
des Sterns, dass die wahre Geschwin- 
digkeit desselben in der Richtung senk- 
recht zur Gesichtslinie nach der Erde 
-240 km in der Sekunde betrat. Mit 
dem Mills'scheii Spektrographen sind 
vier Aufnahmen des Spektrums dieses 
Siems erhalten worden, darunter die 
besten mit einer Exposilionsdaucr von 
vier Stunden. Die Messungen der 
Linicnverschiebungeii ergeben im Durch- 
schnitt, dass sich der Stern in der 
Richtung der Gcsichtslinic uns in 05 km 
in der Sekunde nähert 

i Aildromedac hat, gemäss vier Auf- 
nahmen durch Wriijlu. eine Geschwin- 
digkeit von — 83.7 km in der Sekunde, 
d Leporis: Im Mittel aus drei Mes- 
sungen von Omphi'll iTgietit -ddi als 
Gescfawfndjgkeit dieses Sterns — 96jShi 
In der Sekunde 

Ii Cassiupejac: Die Messungen von 
Wright und Camphell Metern für diesen 
Slem eine mittlere (jesor.w:ndigkeitvi.n 
- «7.4 km. 

& Canu mj|ons- für diesen blern 
ergaben drei Aufnahmen der beiden vor- 
ii;. 

- ,\.:|. 

Gimphell 

folgt für diesen Stern als Eigeuhe- 
wegung — ?5.'J km, 

Ii Sagtrarii: Zwei Melsungen von 



i M.u. 



i M.r, 



Wright ergaben — 75.5 km als Ge- 
schwindigkeit pro Sekunde. 

Das Zeichen — bedeutet, dass sich 
der Stern in der Gesichtslinie der Erde 
nähert, + dass er sich von ihr entfernt. 

Die Wärmestrahlung' einiger 
Fixsterne und Planeten ist auf der 
Verkes- Sternwarte von E. F. Nichols 
mit einem überaus empfindlichen Radio- 
meter gcmes.iei.: worden. Die Messungen 
ergaben für Wega, Arktur und Jupiter 
pt»iiive Werte, während das Figebnis 
für Saturn an der Grenze der Empfind- 
lichkeit des Apparates liegt Wurde die 
Absorption der Strahlung in der At- 
mosphäre inner tientdiiing der Miiller- 
schen Extinktionstabelle berücksichtigt, 
so fanden sich folgende relative Werte 
iiir die Würnirsunklim;: : Wega — 1, 
Arktur = 2.2, Jupiter =4.7, während 
die Heliigkeilsveriiiil'.niKe dieser Sterne 
sind: Wega = t , Arktur = I , Jupiter 
= 7.8. Hiernach würde der {rötliche) 
Arktur uns mehr Wärme zusenden als 
die (weisse) Wega undjupiler am meisten, 
wenngleich im Verhältnis zu seiner 
Helligkeit am wenigsten. 

Der Spektroskop Ische Doppel- 
Bewegung zuerst von W. W. Camp- 
bell bemerkt worden ist, wurde von 
diesem in den Jahren 1897— 99 spektral- 
photographisch aufgenommen. 1 ) Diese 
Aufnahmen ergaben, dass die radiale 
Geschwindigkeit des Sterns zwischen 
+ 37 und — 52 km in der Sekunde 
variiert und die Periode annähernd lt>.'> 
Tage beträgt. 

DerVeränderllche 13. 1900 Cyg-nl, 

wdi'her um P. t liseen eindeckt worden, 
iindel sieh, wie Prof. Pickering milteili, 
auf zahlreichen Photographien der be- 
treffenden Hinnnelsgegeiid.wekheauf der 
Harvard -Sternwarte erhalten wurden.*) 
I lieriiiLdi heiräg! die Periode des Siems 
218 Tage und der Stern ist im Maxi- 
mum 10.2, im Minimum 13. Grosse. 



ic A.truplu:.. s.i 
o. 73, p. 70. 



Feuerkugel. Aus Dortmund schreibt 
uns Herr Fonrobert; Am 4. Mai 9 H 36 m 
abends beobachtete ich eine Feuerkugel. 
Ihr Ausgangspunkt lag dicht bei t Gc- 
mlnorum. Mit massiger Geschwindig- 
keit durcheilte sie, die einen deutlichen 
Durchmesser von etwa 2' besass, die 
Strecke von £ bis )/, verschwand darauf 
unter Hinterlassung eines Schweifes, der 
55 nachleuchtete und tauchte gleich 
darauf wieder auf. 

Als die Feuerkugel zum zweiten 
Mal auftauchte, war ihre Richtung zu 
dem noch sichtbaren Schwei k l'U'.m um 
ihre eigene Breite von 2' nach rechts 
verschobt 



Die I 



der e 



lligkeit 
Leu Strecke 2. Grösse, 



I. Grö 



nl de 
. Die Färb 



Meteor. 



s gleich 
Herr H. Maas 
schreibt uns aus Frankfurt. ' Ein Meteor, 
von der Helligkeit des Mondes im 
I. Oktant erschien am 21. Mai um Qh 
30™ MEZ abends. Es bewegte sich 
von seinem Ausgangspunkt, der etwas 
nordöstich von ? Leonis zu liefen sdii™, 
in ca. 2 bis 3s nach den Zwillingen, 
wo es überCastor erlosch. Das Meteor 
bestand aus mehreren Teilen, die sich 
auf einer Bahn von der Breite des Voll- 
mondes bewegten, sodass ihr Weg 
durch mehrere Streifen bezeichnet wurde 
Die Farbe war rötlich. Die Erschein- 
ung war von keinem Qeränscii K-k ik i. 

Casimir Maria Gaudlber-t. Aus 
Vaison (Departement Vaucluse) erhalten i 



Litteratur. 

Katechismus der Kalender kund e 
von Dr. Bruno Peter. Zweiic, vi.illst.inLiij; 
neu bearbeitete Au (la K e. In Ori^iri:-ll,'iiii-ri- 
bud 2 Jt. Verlag von J. J. Weber in 



wir die Trauerkunde vom Ableben dieses 
eifrigen Moiidbeobachters. Er war ge- 
boren am 4. März 1823 zu Malauceue 
(Vaucluse) und starb am 9. Juni 1901. 
Im Besitz eines schönen Reflektors und 
bc^ünsti^l von dem klaren Himmel 
seines Wohnortes hat Gaudibert, der 
für feine Beobachtungen ein vorzüglich 
geschultes Auge besass, viele Jahrzehnte 
hindurch die Mond Oberfläche durch- 
forscht und besonders zahlreiche feine 
Ritten entdeckt. Als vornehme Natur 
war es ihm lediglich darum zu thun, der 
Wissenschaft innerhalb des seinen Hilfs- 
mitteln zugänglichen Gebietes Dienste 
zu leisten, ohne seine Person in den 

reden zu machen. Daher verdienen seine 
Angaben volles Vertrauen und wurden 
von allen wirklichen Kennern des Mon- 
des stets als vollwichtig anerkannt Ob- 
gleich Gaudi bert ein hohesAlter erreichte, 
ist für die Selenographie sein Verlust 
ein sehr schmerzlicher. 

Fernrohre für Freunde der 
Himmelsbeobaehtungr. Aus dem 

Leserkreise des Sirius sind mir mehrere 
p;riij:-LTe hih: kleinere, -ehr gut erhaltene 
Fernrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Himmels- 
beobachtung, welche die Anschaffung 
eines solchen Instrumentes beabsichtigen 
und sich dieserhalh an mich wenden, 
bin ich zu jeder gewünschten Auskunft 
L Dr. Klein. 



e ohne ein 



:■ < ^■..■■■nvini. 



die grirriiiscli - katholischen Volker ...ich dein 
julianiwlicn, dir r. im: ich . katholischen und pro- 
testantischen dam ni h.kii dem ■!n^-uriar-i., ]i,-:i 
Kdender, der aber krin^ivej;:. l.ci all.-, Völkern 
des Occjdenls zu gleicher Zeil zur Anwendung 
E ehn e t ist. Osten und Westen unterscheiden 



sich such vielfach in den Festen des Kirchen- 
Jahres aber je weiter zurück, deslo häufiger 
geschah die Datierung nach den Namen der 
Ka:,:nliil ci-.i;;m. Die Juden rechnen nach 
■ " der Weil, die Mo- 




Fragen der Chronologie is 



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Mittlerer Berliner Mittag. 


1901 Metkur. 

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— 167 -- 



Stellungen der Jupitermonde Im September 1901. 1 








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'< ■ !' su k: 

Ec D das Verschwinden des Trabanten im Schi 
Ec R den Austritt des Trabanten aus dem Stria 
Oc D das Verschwinden des Trabanten hinter [ 
Oc R das U/iedererscheincn seitlich neben der 
Tr [ den Eintritt des Trabanten vor die Jupiter) 



ir i am emmii aes ir.iDanicu vor nie jnpnersciicme. 
Tr l den Austritt de? Tralnniesi .ins der Jupherseneibe. 
SU I den hintritt de- Ir:iii:iT]:fii^hnt!t:is auf die |iipilericl:eibe. 
Sh E den Austritt des Tmtnntensduitteru aus der Jupiterscheibe. 
:id nr.1 diejeui.L.'1'ii KrsciiuiiumL.'L'ii der Jeiuilerrmiiule ;u]i;;t!iLhrt. wulche rieh ereiirni'n 
Jupiter 7U (ireemvieli über und die Shiiüi: lüilei dem Horiainte steht. Um die 
esite dieser KrieheiriNiifieii rrielr :nitteleLir:r|i:iiii:liiT Zeit zu linden, hat man mir 



I. Et R. 

II. Sh. I. 




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Band XXXIV. (1901.) 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Centraiorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelskunde. 

Melau saegeben 

unter Mitwirkung hervorragender Fachmänner und astronomlsnher Sohri «steiler 

von Dr. Hermann J. Klein in Köln a.jRh; 

AugUSt 1901. ^BerWMIgTi»? der^enKlHVHt..™" 1 ' "Uoimoj. 

Jeden Monat 1 Heft — Jährlich 12 Mit. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 



■m A. S. ihirtiL-i/iiiiü-. S. II 



William H. Plckeriogs Beobachtungen der Mondformationen. 



Ii Iii;- (ieyeiistaiuie toivi'Eilrinii'. Andcrseils 

UU obachtern der Mondformationen war er aber doch mit den früheren 

in iie-ueskr Zeit, M William 1 [. PieU'iim.; Aiix-itin mdu -u ljto i i : i h bekannt als 

mit in erster Linie v.u nennen, und da soldtis wünschenswert ist; auch gelangt 

die Zalil tler sarlm-rsumJiLjen liucirtuilcr er zu einigen Lr-iurmisiL-n, die meines 

solcher seleini.nr:i|>liisirlnii Arbeiten nur [-lachieus nicht unbesehen angenommen 

äusserst ;;vriiibL i'i, so will ieli Sil ilu'ii.'iu weiden dürfen. 

< )ce etwas r.a : ier au! die. l'.ei>tvlchtimi;ci] Sein HumachtmursiTt wardie Station, 

des Genannten eingehen. 1 ) Sie sind welche die Harvard- Sternwarte bei 

deshalb um sirössler lledeiimtiL;. weil Areouina in Peru in 10" 22.5' südl. 

Prof. Pickering ein mächtiges Teleskop Breite, 4" 16"> 12» westl. Länge von 

unter überaus iiünstuicn Luilwiii.il!- Grcenwidi. in -IMtl m Hohe errichten 

Hissen heniu/eii kannte und «eine ik- l!e^. Das benutzte Instrument war der 

obachtungen konsequent auf bestimmte 13 zollige Boyden - Refraktor, dessen 



tiiil .niSHOicichiif-it- I -u Ftvi-rli.il tn isse, 
dass Prof. W. Pickering ausspricht, es 
sei wahrscheinlich der Mrmil noch nie- 
mals selbst inil den grössteii Teleskopen 
so genau gesehen worden als von ihm 
auf jener Station. Nach gewissen Prü- 
fungen kommt er zu dem Ergebnisse, 
dass dort in seinem Instrumente das 
kleinste noch direkt wahrnehmbare 
Objekt der Mondoberfläche etwa 000 
engl. Fuss oder rund 200 m im Durch- 
messer besitzt und der Mond im Fern- 
rohr so erschien wie dem blossen Auge 
in 1000 engl. Meilen Entfernung. Ich 
werde die von Prof. Piekering beobach- 
teten Mnndregionen in der Reihenfolge, 
■"" ', hier kurz besprechen. 



riingcu in eier Sichtbarkeit bei einigen 
dieser Kraterchen stattgefunden haben 
müssen. Besoniiers das Kraterchen No. 61 
bat ihm die grössten Schwierigkeiten 
bereitet; es ist von Stanley Williams und 
dem Komitee der British Association 



weklie 



selbst längere Zeit beobachtet habe. 

Die innere Fläche der Wal 
ebene Plafo. Piekering hat am r >. Sc 
1892 beginnend, durch Mikromct 
messungen die Positionen von 1 1 t 
i besten sichtbaren kleü 



auf t 



■r Fliicl 



festgelegt v 



apii kr 



sehr kleiner Krater angeschlossen, im 
ganzen 71. Er giebt zwei schematische 
/L'i'ciinmii.'i'n des Innern von Plato, 
welche auf Tafel XII hier reproduziert 
sind. Die Kraterchen auf der unteren 
Zeichnung sind durch kleine Kreise 
liczcichuel und diejenigen, deren l.aui- 
mikrometrisch bestimmt wurde, gleirt:- 
zeitig durchkreuzt. Die kleinen Kreise, 
die mir einen horizontalen Strich ein- 
schliessen, bezeichnen die Lage von 
Kratern, weiche nach Zeichnungen in 
verschiedenen Nichten eingetragen 
wurden; die mit einem vertikalen Sliieli 
solche, welche nur nach einer Zeich- 
nung eiiiiieiia«,-n sind. Einfache Krei-e 
ohne jede innere Markierung beziehen 
sich auf Kraterchen, welche nicht in 
Areqttipa gesehen wurden, sondern nach 
den Zeichnungen anderer fSenl >:n Iiier 
ci nm'l:-;LL,-. ii -.ir;d. Hie [!aherim![swei-e 
richtige Eintragung der letzteren hat 
Prof. Pickering sehr viele Mühe ge- 
macht und er gelangt zu der Über- 
zeugung, ilass offenbar grosse Vcrflnde- 



-ing durchaus nicht aufgefunden 
werden. Meines Erachtens ist daraus 
aber durchaus nicht zu schliessen, dieser 
KraieT, welcher von den genannten 
britischen Beobachtern als gross und 
augenfällig bezeichnet wird, sei ver- 
achwunden, er ist nur verzeichnet und 
mit Pickerings No. 62 identisch. Bei 
ausnahmsweise sehr guter Luft werden 
auf dem Monde bisweilen überaus 
schwache Objekte sichtbar, die sich 
dann wieder jahrelang nicht zeigen ; ihre 
plötzliche Sichtbarkeit ist aber meine.; 
Eraditeus uidi: auf wiiklklie Verände- 
rungen ^mik-k/.iifidiren, sondern lediglich 
optisch za deuten. 

Von diesen Kraterchen sind nur fünf 
gross genug, um ihre Durchmesser 
durch Vergleich mit der Dicke der 
Ml fcrtKu eCe ri adetl des Fernrohres zu 
schätzen. Es wurde gefunden für Krater 
Schein)»™ Wahrer 



Die kleinsten übrigen Kraterchen 
können nicht über 0.3" und nicht unter 
0.2- oder 550 bis SSOm im Durchmesser 
haben, müssen also immer noch grösser 
sein als der Krater des Vesuv. Dieser 
letztere wäre also vom Monde aus mit 
unseren besten Instrumenten nicht mehr 
als runde, schatten erfüllte Tiefe zu er- 
kennen. In der Nacht des 12. August 
1892 bot sich Gelegenheit die Höhe 
einigei der kleinen Kiak-ikegci üh mea-eii. 
Damals 1 1 h 4 m mittlere Greenwichcr 
Zeit erschien ein schmaler Streifen 
Sonnenlicht auf der Fliehe des Plato 
von Krater 41 bis fast zum Ostrande 
der i-laclie. Ilm spater baue er diesen 



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Rand erreicht Später erschienen noch | 
mehr Lichtstreifen und kurz vor 13 h 
erschien auch der Schatten des Gipfels f> 1 
auf der inneren Fläche. Der äussere 
Schatte nw ii rf des Kraterchens 45 wurde 
gemessen und daraus als wahrschein- 
lichster Werl für die Höhe des Krater- 
watles 45 m gefunden. Für das Krater- ; 
clien No. 33 ergab sich eine Höhe von 
51 nu Am 31. August wurde versucht, 
die innere Tiefe einiger Kraterchen zu j 
bestimmen; es fand sich für No, 33 ! 
eine solche von 200 m, für No. 41 und I 
51 solche von 150 m. 

Das am besten sichtbare Objekt ist 
der Krater No. 33, dann folg! No. 51, 
doch wird dieser bisweilen von No. 41 
übet troffen. Pickering giebt noch Mit- 
teilungen über scheinbare Sichtbarkeits- 
schwanku Ilgen mehrerer anderer kleiner 
Krater Und spricht seine Überzeugung 
dahin aus, dass diese Landschaft des 
Mundes gegenwärtig noch in einem 
Zustande vulkanisch« Thiitii;kcit sich 
befinde und mehr aktiv sei als irgend 
eine gleich grosse Fläche auf der Erde. 
Es finde sich aber dort keine An- 
deutung von Lava, indessen deuteten 
die weissen Streifen auirerischeiiilich auf 
irgend etwas, welches Analogie mit 
Schnee oder Wolken habe. -Esmuss,. 
sagt er, ein gewisses Aufsteigen von 
Gasen dort stattfinden, von Wasser- 



wiesen. Die innere Fläche des Plato 
ist merklich stärker gewölbt als die 
normale Mond Oberfläche, wovon man 
sich bei Sonnenaufgang überzeugen 
kann. Dieses Innere unterließt Verän- 
derungen seiner Helligkeit Wenn das 
Sonnenlicht zunächst darauf trifft, so ist 
die Fläche natürlich dunkler, aber unter 
dein kiut hisse des Sonnen lichtes dunkelt 
die Materie, welche den westlichen Teil 
dieser Fläche bedeckt, sogleich ab und 
wird bald dunkler als der schwächer 
beleuchtete, blasse östliche Teil. Wenn 
aber die Sonne höher steigt, dunkelt 
auch dieser ab. Nach Mittag ist der 
östliche Teil stärker erleuchtet und er- 
scheint daher heller, bis gegen Sonnen- 
u Hieran;:, wenn die Maler re, die den 
westlichen Teil bedeckt, abblasst, dunkelt 
der i'Stliclic auch ab. 



westliche Ende der inneren Fläche des 
l'l.-.td blauer, wahrend der letzten Hiilite 
dasandere. Dazwischen ersch eint ein gelb- 
licher Ton, als wenn er von sehr feinen 
Dämpfen herrührte, und diese Materie, 
welches auch immer ihre Natur sein 
mag, hat eine erhebliche Wirkung auf 
— Helligkeit f- 



1 oder 



i der 



weissen Flecke beitiai^. Dass diese 
Gase nur in sein sferiiieeii Meilsen 
dort vorhanden sind, ergiebt sieh aus 
meinen Beobachtungen, denen gemäss 
die Horizontal refraktii.nl in der Mond- 
atiiuis|i:iiuc .i;erin f ;er als i.U' isl. Die 
hellen Streifen in der oberen Abbildung 
Tafel XII sind von Prof. Pickering nach 
einer Zeichnung vom 18. Juli 1891 und 
Skizzen vom 15. Juli jenes Jahres und 
vom 31. August ]6<)2 einheiraten kr 
glaubt, dass sie seitdem ihre Gestalt merk- 
lich L;e;iriilerl haben und sei) i n;i k:r j'.cw ir- 
den sind, sowie über einekleincre Fläche 
il us^eli reitet erscheinen. Mir scheint 
diese Veränderung nicht ausreichend er- 



Tcile der Fläc 
Frigoris bei gleichem 
Lichtgrenzeverglichen 
Sonnenaufgang der 
inneren Fläche des f 
und 1 .5 bis 2 Tage spi 
Dann wird er zuneht 



ras heller 
s dunkler, 
niklcr bis 



sammenfassend zu dem Schinne, dass 
die Erscheinungen auf der Fläche des 
Plafo anzeigen, dass dort, wenn auch 
in sehrgeringen Quantitäten, Feuchtigkeit 
und Kohlensäure zu Tage treten und 
die vulkanische TJütijjkeit mindestens 
sii Ichriait isl als an; der firde. 

Linne. Prof. Pickering führt die 
früheren Beobachtungen dieses Kraters 
an und kommt zu iSein lichli.ecn Schluss, 
dass niemand denselben als Krater ge- 



sehen hat vor Lohrmann und Mädler. 
Letzterer gab ihn 10 km im Durch- 
messer und 300 m Tiefe. Bei einiger- 
massen liolicr Beleuchtung war aber 
Linne stets ein diffuser heller Fleck. 
Schmidt sah ihn als Krater 1843 allein, 
1866 konnte er unter gleichen Beleuch- 
te ngsverhäHnissen die Kraterform nicht 
mehr wahrnehmen und zeigte das Ver- 
schwinden des Linne an. Pickering hat 
das Objekt 1897 OkL 2. und Nov. 30., 
als die Sonne 7h respShüber demselben 
aufgegangen war, am 15 zoll. Refraktor 
zu Cambridge beobachtet. Er fand 
einen kleinen liefen Krater, umgeben 
von einem Walle, dessen Höhe nach 
aussen dem Schatten gemäss nicht über 
40 m betragen konnte. Dieser Krater 
lag am nordöstlichen Rande eines weiss- 
liehen Ringes von 1b" Durehmesser, 
der augenscheinlich die Überbleibsel 
eines ehemaligen Kralers bildete, welcher 
\v:üir;-cl!i':iil:i':i diis,wni 



feineren Monddelaüs keine Erfahrung 
und wandten ihre Aufmerksamkeit auf 
den Linne, nur weil J. Schmidt dessen 
Verschwinden angezeigt hatte. Wie 
gering die Kenntnis der bei weitem 



halbfl 



Ii Zustande w 



. Dies 



i-: wjlimidiU-r sr;ui,- 
Sein westlicher Wall ist höher und 
besser definiert als der östliche und 
wirft kurz nach Sonnenaufgang einen 
kleinen Scharten. Man findet häufig 
kleine Krater auf den Hallen von -jmsser. 
und Pickering glaubt, dass der Original- 
Linne' vor seiner Zerstörung ebenfalls 
diese Lage hatte. -Da,- sagt er, »ein 
grosser Si ' 



r 30 Jah 



Durcl 

Flecken von wenigstei 
Domen gesehen worden ist und gegen- 
wärtig ein solches Objekt selbst an einem 
lüzolligen Refraktor nicht mehr er- 
kannt wird, so hat man Grund zu der 
Annahme, dass während dieser Zeil 
dort eine Veränderung eingetreten ist- 
Ich kann diese Ansicht nicht teilen. 
Dass Linne vor lShü eine andere Gestalt 
hatte, nämlich ein grösserer, an der 
Lichlirmii'e auch in kleinen Instrumenten 
deutlich sichtbarer Krater war, ist sicher, 
aber an eine Veränderung nach 1867 
glaube ich nicht. Die Beobachter um 
1867 herum hatten im Auffassen von 



rtann, wie Birt, 
den Krater Linne noch nicht einmal 
auf der Schröter'schen Karte richtig 
identifizieren konnte, für nahm dafür den 
Fleck g bei Schröter und ich musste da- 
mals diese Annahme ausdrücklieh als 
völlig irrig abweisen. Was ich selbst in 
den Jahren 1883 und 1884 unter den 
günstigsten Verhältnissen an Linne 
wahrnahm, habe ich im Sirius, Jahr- 
gang 1884, S. 242 mitgeteilt Diese 
Wahrnehmungen weiden Iiis ins kleinste 
von denjenigen Pickerings imjahre 1897 
bestätigt, sodass also mindestens seit 
[SS'i keine Verändert] ng uu.lir am 
Linne stattgefunden hat Aber auch 
seit 1867 nicht; denn was Huggins 
damals sah, ist nichts anderes als die 
durch die Trümmer der alten Umwallung 
angedeutete frühere grössere Krater- 
einsenkung. Den Durchmesser des 
heutigen Kraters Linne bestimmt Picke- 
ring zu 0.8" oder 1.3 km. Der Durch- 
messer des weissen Fleckes am Orte 
des alten Linne betrug 1866 bis 1S68 
etwa 6" bis 8", dagegen fand Prof. 
Pickering 1897 diesen Durchmesser zu 
3.91", erkannte aber durch Beobach- 
tungen 1898, dass derselbe mit dem 

kleinsten 24 b nach Vollmond, welcher 
etwa dem mittäglichen Stande der Sonne 
für Linne" entspricht. Pickerhig spricht 
die Ansicht aus, dass die Umrisse dieses 
Fleckes deutlicher gegen Ende des 
Mondtages sind als am Anfange des- 
selben und die Veränderungen seiner 
Grösse völlig analog sind denjenigen, 
welche die Polarflecke des Mars zeigen 
•und wahrscheinlich auch aus dem 
nämlichen Grunde.- Ich muss gestehen, 



t dem Sonnenstände sich 



zei;;[en Iiis diejenigen iiuie: AllsdelmtmL; 

des hellen Fleckes um den Linne, mir 
die ganze Meteorologie des Mars sehr 
illusorisch vorkommen würde. 

SchröfersThal. Mil diesem Namen 
bt'/.eichnc-t Prof, f-'ickcrrng diu fjrosäL 1 
Rille des Herodot, welche Schröter 
entdeckte und die von allen Mondrillen 
am leichtesten zu Sehen ist. Pickering 
giebt auch eine Photographie und eine 
Skizze derselben, die indes.™ beide 
mangelhaft sind. Von dem hellen Scheine, 
der den oberen Teil der Rille und die 
dortige Gegend nördlich vom Aristarch 
bei hohem Sonnenstande umhiebt, war 



erreich im 



raffen, , 



r Dan 



Färbung des Bodens verharrt. I 
ihm mitgeteilten Zeichnungen fi 
die Jahre 1891, 92, 97 und 91 
das Ergebnis kurz anzuführen, \ 
hervorheben, dass H. Pickering . 

Flecken, welche bei höherem S 



fixhii Unionen, \ 
Vulkanen auf" 



hier in Hede Gehenden Kra.crchcn auf 
der Fläche sind die drei, welche in 
Schmidts Mmidb.rtc in der fläche ejek-li 
nordösdicli nehen blcrodot i-czeiduiet 
sind und von denen die beiden südlich- 
sten schräg nahe nebeneinander stehen. 



Ausser dic.cn hat Prof. Picken!!^ mich 
fünf andere kleinere Krater in der Nach- 
barschaft entdeckt, doch sämtliche sieben 
meniais zugleich [tescheu. Die ungleich- 
mässioe Sichtbarkeit derselben und die 
veränderliche (ieslall der hellen Stivife;., 
welche in ihrer Umgebung je nach dem 
Sonnenstande auftauchen, sind es, die 
Prüf. Pickerim; /n semci Sehh:ssi(ili;c- 
rung über vulkanische Thätigkeit dort 
hrmevii. Indessen scheint mir die Regel- 
mässigkeit, mit der sich die hellen 
Streifen, je nach dem Sonnenstände in 
jeder Lmiation wiederkehrend, /eisten, 
d.uiir zu sprechen, dass es. sich Icdi.nlifli 
nur um L ich Iref lese des unveränderlichen 
Bodens handelt. Schon hei ■jieriti^eii 
Unterschieden in der Sonnenhöhe oder 
der l.ihratinu des Mondes können die 
scheinbaren Konturen solcher hellen 
Stellen sich im einzelnen sehr andern, 
während die alicemeinen Umrisse in 
jeder Lunatum wiederkehren. IIa- isl 
gerade bei obigen Gebilden der Fall. 
Ich habe dieselben schon sehr viel 
früher als Prof. Pickering beobachtet, 
nämlich bereits vor 1 88 1 . Merkwürdiger- 
weise aber findet siel: von dem, was 
mich zur anhaltenden Beobachtung jener 
Resort anregte und was jedem, der dic- 
sdhemn LiTurohr während ciikil.imalion 
beobachtet, auffallt, hei Pickering keine 
rrwähuiniL.'. ^uiKiehst i-t es die intensiv 
grünliche Färbung der ganzen Fläche, 
welche von dcn!roäsen Hille umschlossen 
wird, eine Lärbung, die selbst von einem 
ungeübten Auge sofort erkannt wird 
und an Intensität mit' den: eau/cii .Monde 
nicht mehr ihresgleichen hat. Wenn 
man annehmen woilte.dass. wie 1 'ieketinit 
meint, auf dem Munde eio ^eivis-s-i 
l'ilasü-cilwllclis sieh cntwn'la-h, wurde 

man diesen im Gebiete der gössen 
Herodot-Rilleam ersten zu suchen [iahen. 
Derjenige, welcher diese Farbe zuerst 
entdeckte, ist üruithuisen; am 8. Nov. 
IS24 schrieb er darüber in sein Tage- 
buch, er -ehe im Osten und Nordosten 
des Aristarch eine Mischung von allerlei 
Farben in kleinen Lieckchen, die einen 
undeutlichen Begriff von Plantagerien 



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— 174 — 

geben. Es müssten bei uns Weinberge, Ich beobachtete an einem ozolligcn 
Wiesen, Sommer- und Winten-etreide- Remid dcr'sclieti IMraktor. benutzte da- 
f eider und Wälder biuil durdiciiianilcr rauf einen Szollig, PI össl 'sehen Dialyien. 
ebenso aussehen, wenn man sie vom 1 der genau das Nämliche zeigte. Die 
Monde aus betrachtet«. Noch eine . Färbung zeigte scharfe Grenzen, auch 
zweite Erscheinung zeigt sich an der hing der violette Schein nicht dem 
Mundung der Herodot- Rille und gegen hellsleri Teile des Aristarch an, sondern 
Aristarch hin auf dem dortigen Plaiciiii, dehnte sich über eine relativ dunkle 
nämlich ein violetter Schein, der sogleich Fläche aus. Am 7. August hatte sich 
nach Sonnenaufgang sichtbar zu werden die violette Färbung noch weiter aus- 
beginnt und sieh mit steigender Sonne gedehnt; sie griff nach meiner Zeichnung 
mehr und mehr ausbreitet. Am 6. August nunmehr südwärts zwischen Aristarch 
1881, als der Wall des Herodot erst und Kerodot hin aus, ebenso gegen 
völlig aus der Mondnacht heran- war. Weilen Lind überschritt nach Osten die 
erschien mir das :;in«' Termin /wischen ernssc Hille. Her Lauf der letzteren itl 
Aristarch • Herod Ol und dem südlichen dein viulr.n-n l ichte licss sich erkennen. 
TeildergrossenRilleiu starkem violettem Wurde Aristarch aus dem Gesichtsfelde 
Lichte, wie von Nebel hedecki. Ii.- lay gebracht, so änderte dies an der Inten- 
nicht um die hellsten Bergieile, denn sität der violetten Färbung durchaus 
der Ostabhang des Aristarch, der im nichts. Diese violette Färbung erscheint 
Innern so hell leuchtet, zeigte keine zu Zeiicn pijrnu'ulartig dick aufgetragen 
Spur davon, auch zeigie sieh niehl die und ihre Aiisiichrturie: wechselt, worüber 
geringste Spur da, wo der Schatten des ich mir vorbehalte, eingehender zu be- 
Westwalles im Innern des Aristarch richten. Hier will ich nur darauf auf- 
mit dem hellen ( istahhan^e kurürastiert. merksam maeheii, dass Prof. Pickertug 
Um sicher zu gehen, untersuchte ich von dieser büctist auffallenden grünen 
alle übrigen hellen Punkte, besonders die und violetten Färbung bei Herodot 
IrüehU'iidsleti, fand aber nirgends auch und Arislarch nichts erwähnt, 
nur eine Spur von violettem Lichte. Schluss folgt.) 



Untersuchungen Uber das System der Kometen 1843 1, 
18801 und 1882 II. 



H. Kreutz in Kiel mit tiner möglichst vorliegt. Da es sich b 

erschöpfenden Untersuchung über die erschöpfende Untersuchung handelt, 

Hahnen der übet: getrau ri'ctr Kometen welche den ( ieeeirstand auf absehbare 

und deren etwaige Beziehungen zuein- Zeit zum Abschluss bringt, muss an 

ander. Ein Teil der Freclmisse, ym i\\v«.-m Orte etwas näher darauf einge- 

welchen Prof. Kreutz gekommen, wurde gangen werden. 

bereits veröffentlicht, nunmehr hat er Der K.mret ISLil. Prof. Kreutz 

auch den Schluss seiner bezüglichen giebt zunächst eine Übersicht über 

Untersuchungen publiziert ■) und dieser die Sichtbatkeitsverheltnisse desselben. 

Abhandlung noch einige Untersuchungtn der wir folgendes entnehmen. Der 

heigefjgt übei einige andere Kometen, Komet nt mit Sicherheit zuerst in den 

, , ... i, l ■ n lagfAlumten des '2$ I 'rbruar, einen 

de M^NKir'"^-\''-''.-'-c-Z- "r! Ta * nncl ' <*<™ l'e-.heldurehgang. in 

IW. (ii :i. Kieuii. Nu. I. Kiel 1'hii einer Entfc:nung von mehreren Graden 



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von der Sonne wahrgenommen worden. 
■In Europa ist wegen der fast allgemein 
herrschenden Bewölkung die Sichtbar- 
keil leider auf wenige Orte Nord- und 
Mittelitaliens beschränkt geblieben. 
Wenn gegen die direkten Sonnenstrahlen 
Dintrr sinn Mama S huc £*■»"- ht «unJe, 
konnte der Komet bequem mit blossem 
Auge südöstlich von der Sonne als 
weisse Wolke, deren hellster Teil gegen 
die Sonne gerichtet war, erkannt werden. 
Allgemein ist die Siclitbarkcit am 28. 
Februar in Nordamerika gewesen. Be- 
sonders aus den Staaten Neu-Englands 
sind zahlreiche Berichte eingelaufen, 
die Zeugnis ablegen von dem grossen 
Aufsehen, welches der Komet .in allen 
Orten erregt bat. Die Beschreibung, 
welche ein Beobachter in Woodstock, Vt, 
vom Aussehen des Kometen in einem 
3füss. Fernrohr giebt, erinnert lebhaft 
an die Zeichnung, welche Gill am Kap 
der guten Hoffnung vom Kometen 
I8S21I am 13. Sept. 1882 anfertigte. 

Nach dem Perihcldurchg.ing sei der 
Komet mehrere Wochen hindurch am 
Abendhimmel eine glänzende Erschei- 
nung gewesen, in den Tropen wurde 
der Schweif des Kometen allgemein am 
2. März, an c:nia-cn Orten schon in den 
Abendstunden des 28. Februar und des 
1. März, bemerkt, während der Kern sich 
mich Linter dem Horizonte befand. Her 
letztere wurde erst, nachdem er sich 
genügend von der Sonne entfernt hatte, 
am 4. und 5. März sichtbar. Auf der 
Sternwarte am Kap ist der Komet vom 
•I. März an eifrig verfolgt worden: die 
dort angestellten, leider ersi 1851 publi- 
zierten Beobachtungen bilden einen sehr 
wichtigen Beivrss; zur Bahnbestimmung. 
Auf der Nord halbkugel waren die Bt- 
obachtungsverhältnissc viel weniger 
günstig als auf der südlichen. Zudem 
herrschte, speziell in riuropa eine Lindere 
Periode trüben Wetters, die mit wenigen 
Ausnahmen — Franzini in Lissabon 
fand den Kometen schon am 8., Cooper 
in Nizza am 12. März — die Auffin- 
dung erst am 17. März gestattete. Auch 
zu dieser Zeit war der Schwei! des 



Kometen noch ungewöhnlich lang, ca. 
50"; im Gegensatz hierzu stand der 
unscheinbare, sich wenig durch Hellig- 
keit auszeichnende Kopf, der, wie Bcssel 
sich ausdrückt, den grösslen Teil seiner 
Materie zur Bildung des glänzenden 
Schweifes verwandt' zu haben schien. 
Auch erhob sich der Kopf, selbst unter 
den g;i listigsten Sidithiriieits.eerhi'ilt- 
nissen, nur wenige Grade über den 
Horizont, sodass schon aus diesem 
Grunde die Ortsbestimmungen wesent- 
liehen Unsicherheiten unterließen miiES- 
ten. Wie bei den meisten sonnen- 
nahen Kometen, die einen schwachen 
Kern zeigen, verbluten auch hier Kern 

und Schweif auffallend rasch; Ende 

März war der Komet noch ein ziemlich 
auffallendes Objekt und schon mn 
15. April konnte im grossen lierlmer 
Refraklor seine Existenz nur noch geahnt 
werden. Auch auf der südlichen Halb- 
insel st tili essen mit Kap April 18. und 
19. die Beobachtungen des Kometen. 

Die Bahn des Kometen hat von 
Anfang an wegen der kleinen Pcrihel- 
distanz ein ungewöhnliches Interesse 
erregt. Dazu kam noch, dass. die Er- 
scheinung des Kometen eine unver- 
kennbare Ähnlichkeit mit der des Kome- 
ten 1668 zeigte und dass schon sehr 
früh erkannt wurde, dass zur Darstel- 
lung der rohen Beobachtungen des 
letztgenannten Kometen die Bahn von 
IS-l'll vollständig genügte. Nachdem 
ferner Nicolai gezeigt hatte, dass die 
Beobachtungen des Kometen 1843 1 von 
März 20.— 30. sich ebenso gut durch 
eine Ellipse von 175 Jahren wie durch 
eine Parabel darstellen Hessen, fand die 
Voraussetzung der Identität beider Kome- 
ten immer mehr Anhänger. Nur da- 



17. Jahrhunderts, wie 16 
1702.1, in ihrer Ersehen 
ÄlnilidHfittnraitl843Izi 



aber von Boguslawski, der die Identität 
mit 1668 ganz fallen licss und, um 
1695 und einige ältere Kometen, wie 
1106 und -371 mit 18431 zu identi- 
fizieren, U= 147.9a annahm, haben 
alle Berechner aus den 40 er Jahren die 
Identität mit 1668 festgehalten und ihren 
Rechnungen U =■ 175a oder einen Teil 
dieser Umlaufszeit zu Gründe gelegt. 
Auf .lie-e Weise sind die Umlaufszeilen 
U = 175a (Nicolai u. a.), U = 35.1a 
(Laugier und Mauvais), U = 21 '/,a 
(Plantamour, Peirce) und U = 7a 
(Onpna-i) etil stau den, je nachdem man 
nur den Kometen 1668 oder ausser 
diesem noch einen oder mehrere der 
oben genannten als woran gegangene 
Erschein ti ugen des Kometen 18431 auf- 
fasste. Eine direkte Bestimmung der 



n.L- f ] 1 1 1 i : *ie nur ean/ verviii/ell Ulli ilie 

wtchtigen Tagcsbeobachlungen vom 
28. Februar Rücksicht. Es war daher 
ein bedeutender Forlschritt, als J. S. 
Hubbard sieben Jahre nach der Er- 
-ctH'iimiiü de? Kelleren t-ijic definitive 
l der Bahn auf Grund des 



ist jedenfalls vorzuziehen, da bei dem 
enteren sämtliche lienbaditmigen, auch 
die schlechtesten, mit gleichen: Gewicht 
■ Die 



ig der Elen 
der Exccntrizität zeigte ferner die wichtige 
Thatsache, dass die Hypothese der 
Identität des Kometen 18431 mit 1668 
durch die Beobachtungen des ersteren 
nicht unterstützt wird. 

Mit der Untersuchung von Hubbard 
schien zunächst das Interesse am Kome- 
ten 18431 ziemlich erschöpft zu sein; 
es lebte aber wieder auf, als im Jahre 
1880 der Komet 18801 erschien, der 
sowohl int Aussehen wie in seiner 
Halm eine frappante Ähnlichkeit mit dem 
Kometen 18431 zeigte. Die alten Ver- 
suche, iür den Kamelen 16431 eine kurze 
Umlaiiiszcit anzunehmen, wurden von 
neuem wieder aufgenommen und sowohl 
Weiss in Wien wie Meyer in Genf 
glaubten in IScdliiK-htuni'cn des [iilirci 
1843, wenn auch nicht gerade eine Be- 
siriii<;iiiie;, sn doch keinen Widerspruch 
gegen eine Umlaufszeit von 37 Jaliren 

Grunde, sodann aber auch, weil das 
liei ( baelimi:|;smatemlilesKometenl8431 
eine erheblich bessere Ausnutzung, als 
wie ihm Hubbard zu teil werden licss, 
sieh Prr.i. Kiem/. 



llllijen 



Über die 



nahm. Noch während er mit seineu 
Rechnungen beschädigt war, wurden die 
wid"iuenK:ip-Heii]vK'l nu ugcti publiziert, 
suliiss ;meii die-' iiir .:cn Ciiaral-ler 



wieder 

und sie unabhängig von den früheren 
Bearbeitungen durchzuführen. Seine 
Ki-snltate sind im wesentlichen eine Be- 
stätigung der Untersuchungen Hubbards 
und führen wie diese zu einer Wider- 
legung der Annahme einer kurzen 
rml,ui:;.zeit für den Kamelen. Die 



Igen, anzuführen, dass i der kurzen Beobaehtungszeit d 
:h in zwei Elementen, des Kometen nur ganz unwi 
i, von denen das eine, haben ändern können, 
et, aus allen lieobach- Die definitiven Bahnelemc 
eite, VII, nur aus den denen Prof. Kreutz gelangte, s: 



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- = 82" 38' £46- +216.1* | Ähnlichkeit beider Kometen sich mithin 
ß= 1 »51.211 +2(4.(i 1843.0 auch auf dieses Element erstreckt. Stilist- 
ik 144 20 435 + 32.7 I verständlich ist hierbei zu benicksich- 
Iob q = T.T425105 ±0.0012730 tigen, dass die Beobachtungen, aus denen 
e = 0.9999137 4-OJJ000076 die Bahn des Kometen abgeleitet ist, 
3 = 64.033 ±5.886 sämtlich nach dem Perihel liegen. Ob 

L in^fidaucr ■ äl2.» - m.o Jahre. ^ sp ^,, ]ndt]1 ,, lllhi] alldl fflr 

Prof. Kreut; untersuchte nunmehr jenige halten will, mit der der Komet 

zuniiehsr, iib der Komet doch möglicher- in das Sonnensystem eingetreten ist, 

weise mit dem Kometen 1SSI) I (dessen hängt also wesentlich davon ab, ob 

Lhulaii.sdsiicr zu 3ri.i)2 Jahren berechnet man die Möglichkeit einer Störung im 

ist) identisch sein könne, indem er Perihel leugnen oder annehmen will, 

von einem Werte für die Um lauf sieh Im letzteren frillc würde man, wenn 

ausging, welcher durch die Möglichkeit man nicht ganz in der Luft schwebende 
der Identität mit diesem Kometen he- ■ Hypothesen machen wollte, vor allem 

dingt irl und die linderen llahiiclemciilc an eine durch den Widerstand in der 

in möglichst nahem Anschlnss an die Sonncnalmosphärc herbei geführte Ver- 

fScohachturtgeii Liest: nun tc Es iaiul mindmmg der enormen Perihelge- 

sieh, dass die Beobachtungen nicht inner schwindigkeit /n ilenke:i haben, welche 

AniiahineeinerUiHlatifszcilvon Diahren eine Verminderung der l.'mbiits/eil air 

dargestellt werden können und ihmü h,]gc hätte haben müssen. Wäre der 
ist der strenge Beweis erbracht, dass ' Komet 1B431 schon vor dem Perihel 

der Komei IflSOI nicht mit jenem IS4J1 öeohacluel worden. so würde die Lut- 

idcrilisch sein kann, liine Prüfung auf Scheidung dieser wichtigen trage viel 

etwaige Identität mit dem Kometen 1688 leichter als bei dem Kometen 188211 

unter Annahme einer Umlaufsdauer von gewesen sein, da hier eine itachweis- 

175 Jahren ergab, dass auch an eine bare Teilung des Kometenkerns nicht 

Identität mit diesem nicht gedacht werden stattgefunden hat, man also auch über 

kann. Dagegen zeigte die I "iiv:suchiing. die Identifizierung des vor und nach 

dass. die Anrialuue eine: l "inlaufs-zcit dem l'crihcl hiuhaehlctcu Kcrilpliuklis 

von Süll [ahrcu, aiso der nämlichen wie nicht im Zweifel hatte sein können, 
die des Kometen 1SS2II, der auch sonst ■ Komet 18801. Derselbe wurde 

mit dem Konieli n ISi'il sehr verwandle /Heist am 1. Februar ahenils in Moule- 

!lajiiiclciuc:iic bc-itzi, die licnbachhmgei! Video gesehen, vieliuetir sein Schweif, 

gut darstellt. Die Möglichkeit, darr der eine Länge von jO" bis W zeigte, 

heide Kometen eine gleiche Umhin-- Der Kopf war damals und an den 

/eil besitzen, ist daher nicht von der beiden folgenden Tagen noch in den 

Hand zu weisen. Eine parabolische Sonnenstrahlen verborgen. Schon die 

Balm des Kometen 18-13 1 sieht dagegen ersten, Iii; den Kometen ahgdeiick-u 

die Beobachtungen niclu genügi ml dar. provisorischen li.ihndcmciite zeigten 

Die Ergebnisse fa-st Prof.' Kreutz dahin eine so frappante Ähnlichkeit mit denen 

zusammen, dass die Grenzen der Um- des Kometen 18431, dass die Vermu- 

laufszeit /war grösser sind als der wahr- hing der Identität beider Himmelskörper 

scheinliche Fehler anzeigt, dass aber nahe liegen musstc, zumal auch in der 

einerseits eine Idemil.ii rnii rlcni Konic- ausseien k.r-.f lleiiiimg beide Kometen 

ten I66S (oder gar inil 1KSHI) und unverkennbare Ähnlichkeiten zeigten, 

anderseits eine parabolische ßahn als ■Manerlnnertesieh zugleich der früheren 

ausgeschlossen angesehen werden nur-.-. Versuche, den K.uueten 1843 1 mit 

Dagegen bleibt die M. glidüecii bestehen, alterei: Kometen zu i.'.eulifizieren, über- 



sah aber vielfach dabei den Umstand, 
dass die Hu bbard' sehen Elemente die 
zur Identität erforderliche Umlaufszeit 
von 36. <J Jahren nicht gestatteten.. 

Der erste, der diese Frage ei ngeh ender 
behandelte, ist Gould 1 ) gewesen. Von 
der Voraussetzung ausgehend, dass die 
Übereinstimmung der Elemente die 
Identität der beiden Kometen 18431 Und 
18801 ausser Frage stelle, suchi er den 
Einspruch, den die Hubbard' sehen 
Elemente dagegen erhellen, dadurch zu 
entkräften, dass er beim Kometen 18431 
ein Kichtziisammeiiialleti des beobach- 
teten mit dem Schwerpunkt für möglich 
hält. Durch diese Annahme würden 
sich die sonst ganz unzulässigen Fehler 
erklären lassen, die die auf eine Um- 
iaiiiszeit von Jahren inntfcieehneleti 
Hubbard 'sehen Elemente in den Be- 
obachtungen übrig lassen. Frühere i 
Erscheinungen des Kometen sieht Oould 
in den Kometen 1668 und 1702a. Die : 
Verbindung derselben mit 18431 und 
18801 würde als successive Umlaufs- 
Zeilen ergeben: 34 Jahre minus einige 
Tage Ti Jahre und 36 Jahre 1 1 Monate, 
sodass also eine allmähliche Vergrosse- 
minder Umlaufs/eil .iall^eiiindei: h;it;e. 
Die Unsichlbarkeil des Kometen zwischen 
1702 und 1843 würde sich durch die 
une. einstige Uahiila^e dos komek-n er- 
klären lassen. Für die Identität der , 
und 18801 ist weiterhin 



Prof. 



n.kli-t :l 



ei Bo. 



itungen 

de-iMinje(en IS4TI, von Mär/ 5., 25, und 
April 1«., eine elliptische Hahn unter 
Vnraiisseuimg einer Umlaufszeit von 
36.') Jahren ab lir glaubte zeigen zu 
können, dass diese Bahn m der initi- 
ieren Beobachtung nicht gerade unzu- 
lässige Fehler übrig lässt und mit 

|\i»elli:er Annahme der l'erihei /eil anrh 

die Beobachtungen des Kometen 18801 
wenigstens soweit darstellt, dass an 
einer Identität beider Kometen nicht 
mrlir Mivweil'i'lt uetdet: könne. Weins 



gebt ferner auf die früheren Erechei- 
iinngrn öl-- Konnten ein und zeigte 
zunächst, dass die von [Joguslawski iür 
den Kometen 18431 gefundene Periode 
von 147 Jahren 4 Monaten genau das 
Vierfache der Umlaufszeit von 36.9 
Jahren ist. Die von Boguslawski als 
frühere Erscheinungen des Kometen 
1843 I aufgeführten 10 Kometen würden 
also auch hier passen, wenngleich l'roi. 
Weiss zuhiebt, dass bei den meisten 
derselben die Angaben viel zu ungenau 
sind, um sie ohne weiteres mit den 
sonnen nahen Kometen identifizieren 
zu können. 

■ In einer Abhandlung .Über die 
Kometen ersehe in im gen von 37 1 v. Chr., 
1668, 18431 und 18801. (Göttingen 
1880) stellte W. Klinkerfues die Be- 
hauptung auf, dass jeder folgende der 
genannten vier Kometen die unmittel- 
bare Wiederkehr des vorhergehenden 
sei. Zur Erklärung der hierbei sup- 
ponierien Verkürzung der Umlauf szeit 
von 2039 auf 175 und weiter auf 
37 Jahre nimmt er einen Widerstand 
im jedesmaligen l'erihel an, und in der 
That braucht man für letzteren nur eine 
äusserst minimale Grosse vorauszusetzen, 
um die gewünschte Verkürzung herbei- 
zuiiihreu. I - ist ober nicht *ii letie'.iicn, 
dass diese Hypothese viel Bestechendes 
an sich hat; leider fällt sie aber dadurch 
ins Wassel, dass die ISeohachlim^'H 
des Jahres 1843 nicht, wie Klinkcrfues 
behauptet, durch eine Bahn mit einer 
Umtantszeit viui '17 Jahren d:iri;estclll 
werden Kennen. I huer Zugrundelegung 
einer gleichen <_nsehvundii;keilsabtia1mie 
wiirdi- ;iie l : lni:l[ii-'ch de- Koiiu-Ivll riaell 

dem Periheldurchgang im Jahre 1880 
auf 17 Jahre u Monate gesunken sein, 
eine Zahl, die, wie von Rebeur-Paschvv ilz 
ge/ei^t liat. sieh n.icli soeben mit den 
Beobachtungen von 1880 verträgt.« 
W. .\lever leitete nr.ier Voraussetzung 
' * I von 37 Jahrei ' 



ISa-m 



r. N\>. 2 



i A-Iic.il. N. Sil/kl 

teuf, Sitzung v. 10. Juni 1680. 



Wien. 



i sind in der That nicht so gross, dass 



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man eine so kurze Umlauf seit als un- ! 
möglich ansehen könnte. Wenn aber ■ 1 
weiter .Meyer, nachdem er die Elemente ; 
als Funktionen der Ejccntriziiit dnrge- i 
stellt hat, zeigen will, dass ohne eine I : 
beträchtliche Erhöhung des mittleren i 
Fehlers die Umlaufszeit nur zwischen t 
31.5 und 47.7 Jahren variieren kann, 1 i 
kommt er entschieden zu einem Falschen 
Resultate. Die Unrichtigkeit dieser ite- ■ 

hauptung lässt sich, auch ohne die t 

Mf) ergehen Rechnungen näher /.II I 

prüfen, schon daraus erkennen, dass j 
auch eine Parabel zur Darstellung der 
Beob " 
die l 

obachtungen in Widerspruch zu geraten. 

Eine wesentlich andere Ansiebt als 
die bisher genannten Astronomen ver- 
tritt von Oppolzer. 1 ) Nachdem er ver- 
gebens versuch! hat, ilen liuispi-ueh. Jen 
die Hei Pachtungen des Kometen 1843 1 
gegen eine Umlaufszeit von 37 Jahren 
erhellen, durch EiuÜihrung von Wieier- 

schen Kometen, zu beseitigen, kommt 
er zu dem Schlüsse, dass trotz der 
Ähtiliehkeil der Elemente die Kleutiiii der 
Kometen 18431 und 18801 keineswegs 
als erwiesen beachtet werden können. 

Endlich erwähnt Prof. Kreutz noch 
einen Vortrag, den F. Deichmüller über 



auch besüglich de* Kometen Ijrtfll! zur 
einwilligen Frischei -J.m'.y_ gchra.'lii. Als 
definitive flahn dieses Kometen findet 
er folgende Parabel: 

Zeit des i'erillth If.fO Januar 27.05M 109 



dauer von 36.8 Jahren die Beobach- 
tungen nicht su gut dargestellt werden uls 
durch eine Parabel und auch bei An- 
nahme einer Umlaufsdauer von 800 



18801 und 1843 I nicht als identisch 
a:i<;e;c!icu werden. 

Komet 18871. Dieser ausschliess- 
lich auf der Südhalbkugel sichtbar ge- 
wesene Komet wurde zuerst am IS. Jan., 
7 Tage nach dem Durchgang durch 
das Pcrihel, von einem Farmer in 
Blauwberg bei Capetown und von 
Thome in Cordoba gesehen. Derselbe 
bot die merkwürdige Erscheinung eines 
blassen, langen, schmalen Lichtstreifens 
von 35° bis 40° Lange dar, der in 
seiner gruv/eu Aii-i!chniuig vollständig 
gleichmässig hell war. Nahe dem der 
Sonne zugewandten Ende des Licht- 
streifens war weder ein Kopf noch 
irgend eine Kondensation zu bemerken. 
Thonie vergleicht das Aussehen mit dem 
des Kometen 16801, wenn bei dem 
letzteren der etwas mehr als 1' grosse 



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Kopf durch eine 30mal grössere blasse 
Nebelmasse ersetzt wird. Bemerkens- 
wert ist ferner, dass die Sirfuharkdls- 
dauer sich auf wenige Tag x beschränkt 
hat und dass der Komet in den Fern- 
rohren früher unsichtbar wurde als mit 
blossem Auge. Die letzle Beobachtung 
ist schon am 30. Januar von Tebbutt 
in Windsor angestellt worden; am 
l. Februar war vom Kometen keine 
Spur mehr zu erkennen. »Zufolge des 
eigentümlichen Aussehens des Komeien 
konnte von genauen Messungen nicht 
die Rede sein. Am Kap verlock- man 
den Lichtstreifen so weit abwärts, wie 
er im Sucher des ozolligcn Aquatoreals 
zu sehen war und las dann die Kreise 
des Instruments ab. In älmlidn-r Weis« 
verliefen die Beobachtungen auf den 
anderen Sternwarten. Thome in Ounlolw 
giebt direkt die Örter der Sterne, die 
am äussersten Ende des Lichtstreifens 
standen, als Örter des Koptes des 
Kometen an.- Schon die ersten ge- 
näherten Elemente von Finlay liessen 
die Ähnlichkeit der Bahn mit der der 
Kometen 1843 1, 1880 1 und 1882 II 
deutlich hervortreten. Spater hat sich 
H. Oppenheim mit der Bahn des Kome- 
ten beschäftigt und genauere Elemente 
veröffentlicht. 

Prof. Kreutz findet als definitive 
Bahn dieses Kometen eine Parabel mit 



Hz?. 



I. I;*7|.i:i. 



log q» 
Nachdem es nun a! 
eschen werden musi 



1.1b8ttm.Z.Bi 



feststehend an- 
dass die hier 
Kometen 



ausser Betracht bleiben. Prof. Kreut; 
beschränkt danach seine Untersuchungen 
auf die Kometen 18431, 18801 und 
1882 11. Er findet bezüglich des ersteren 
und letzteren, dass die Schnittlinie der 
Bahnebenen mit den beiden grossen 



früheren Zeit im Perihel vor sich ge- 
gangen ist 

Bezüglich der Kometen 18431 und 
18801 findet auch ein näherungs weises 
Zusammenfallen der Schnittlinie mit 
den beiden grossen Achsen statt und 
die gegenseitige Entfernung der Peri- 



auch bestellen. Die gegenseitige Ent- 
fernung der Perihelien beträgt 0.00223; 
doch ist hier wie oben zu bemerken, 
dass alle Resultate, in welche Komet 
18801 eingeht, wegen der Ungenauig- 
keit der Elemente relativ unsicher sind 
und wesentlich von der Annahme über 
die Umlaufszeit beeinflussl werden. 

Der Komet 1680 hat trotz aller 
Verschiedenheit der sonstigen Elemente 



voneinander versdiialaiL-rs llühiidu-irn 
einherlaufen, ist es von Widiliykdi die 
gegenseitigen !iivii iuir:; ;; -ii <kr U:ui:. w-.i 
aufzustellen, da sich aus ihnen mög- 
licherweise Schlüsse auf den gemein- 
samen Ursprung der Kometen ziehen 
lassen. Diese Untersuchung hat Prof. 
Kreutz durchgeführt. 

Der Komet 18S71 muss wegen der 



nzbcfiiz 



Nact 



gro« 



.ilblmc 



on Encke lautet die auf 1880.0 redu- 
ierte Bahn des Kometen: 
:eit d. I'eriheis 1650 Dez. 17.TO4t m. Z. Paris 
- = 350" 37.S' I 

Jl=271 b7S M. Aqu. 1880.0 
1= 60 40.6 I 
loK q = 7.7O306. 

Es hat nun Interesse, auch die Be- 
ichlingen ilii^cs Kometen zu den obigen 
u untersuchen. 



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Prof. Kreutz findet, dass die 
ebenenbeiderKometeiisichiii dergleichen 
Entfernung von der Sonne kreuzen und 
also diese Kometen wahrscheit 
der Verschiedenheit ihrer Bahnclcuicnte 
Teile eines Urkomelen sind, Allerdings 
müsse dann die Trennung in eine weit 
zurückliegende Vergangenheit gelc;:;! 
werden, da der Komet 1680 eine Um- 
laufszeit liesitzt, die sich rechnungsmässiK 
zu 8814 Jahren ergiebt und keinesfalls 
geringer als zu 2000 Jahren ange- 
nommen werden könne. 

Auch bezüglich der Kometen 1680 
L.nd 1S43 1 findet Prof. Kreutz, dass die 
gegenseitige hntieriumg beide? funkle 
der Schnittlinien ihrer Batinen genügend 
klein ist, um einen ehemaligen Zu- 
sammen hang beider Kometen als möglich 
anzunehmen. 

Der Sonnenfinsternis-Komet 
1882 MaiJ6. An diesem Tage wurde 
in Soliay (.Ygyptcri ) wahrend cicr totalen 
Finsterni- der Smine ein Komet in den 
knrouastralilcn entdeckt, ohne dass der- 
selbe jedoch später wieder gefunden 
werden konnte. Prof. Kreutz hat nun 
untersucht, ob dieser Komet etwa in 
der Bahn eines der obigen Sonnennähen 
Kometen einherging. Für eine Bahn 
gleich der des Kometen 18S211 findet 
sieb keine lli-siittiguug, dm;«:™ erliitll 
Prof. Kreutz mit der Bahn des Kometen 
18431 ein besseres Resultat 
stellt die Position des Soha„ 
[;iit itim-rlialb derGrenzen des Beobach- 
tungsfehlers dar, sodass mit grosser 
Waiirsciicuilichkejiiuigeutniiiner, werden 
kann, dass der Komet in einer dem 
Komet 1843 I identischen Bahn ein her- 
gelaufen ist 

Der Sonnenfinsternis-Komet 
18Q3 April 16. J. M. Schaeberle machte 
zueist Mitteilung von einem Kometen, 
der während der Sonnenfinsternis IS l 'i',i 
April 16. nach photographischen Auf- 
nahmen in der Korona sichtbar gewesen 
ist Zuerst ist derselbe von Schaeberle 
auf den Platten der Expedition, welche 
die Uck-Stemwai tc mich Mira Hioucv; 
in Chile gesandt hatte, entdeckt worden, 



später konnte er auch auf den Platten 
der englischen Expeditionen in Brasilien 
und Afrika konstatiert werden. Die 
zwischen den verschiedenen 
lat es ermöglicht, auch die 
terhalb der 
Auf 



■ sdiw 



. heslm 



rend . 



r r"°den 



deutlich : 
kennen war. Dies, sowie der Umstand, 
dass der Komet sich von der Sonne 
weg bewegt hat seheint mit Sicherheit 
darauf hinzudeuten, dass derselbe zu 
den son neu n ahen Kometen gebort und 
Durchgang durch d; " " 



ielu 1 



gvfm: 



iigtmnil 
rechni ' 



len hat. 

Kreutz hat sich auch mit 
in über diese Kometen beschäf- 
:n Annahmen 



isch ?. 



e Hahr. 



streng sicher ent- 
scheiden lässt, welches filemeirsysieui 
das wahrscheinlichere ist. Auf jeden 
hall aber folgt aus diesen Her Inningen, 
dass der in Rede stehende Komet nicht 
der Gruppe der Kometen mit sehr kleinen 
' Perihelabständen welche, durch 18431 
und 1S02U charakterisiert sind, zri/u- 

| Der Komet Pogson 1872 Dez. 2. 
: Dieser wurde infolge einer Aufforde- 
| rang von Klinkerfues, in der Nähe von 
II Cenlauri nach dem Kicla'schen Kome- 
ten zu suchen, von Pogson in Madras 
aufgefunden. Leider gelang es dem 
Entdecker, den Kometen nur noch am 
folgenden Tage, den 3. Dezember, zu 
beobachten, sodass das vorhandene 
Material zu einer selbständiger, liahn- 
bestimmung nicht hinreicht. Die Frage, 



7.1 ich .1 



hängige Bahn b 
heute noch nicht als völlig gelöst zu 
betrachten. 

Die Kometen 1668, 1689, 1695 
und 1702a. Von 1668 bis 1702 sinti- 
vier Kometen sichtbar geworden, welche 



— 182 — 



sowohl in ihrem Laufe am Himmels- 
gewölbe wie in ihrer_ganzen Erschei- 
nung un verkeil 11 bare Ähnlichkeit mit 
den sonnennahen Kometen 18431 und 
] 88211 zeigen. Alle vier zeichneten sich 
ihu-di enorme Scliwciienlwickel uns; hei 
einem verhältnismässig unscheinbaren 
Kern ans; auch ist ebensei wie beim 
Kometen 18431 bei keinem die Slcht- 
barkeitsdauer wegen rasch abnehmender 
Helligkeit eine lange gewesen. Die 
Ähnlichkeit der Kometen 1668 und 
1 702a, welche zudem in derselben 
Jahreszeit in derselben Himmelsgegend 
standen, hewog schon D. Cassini im 
Jahre 1702, die Identität beider zu be- 
haupten. Die Frage der Identität ist 
nun allerdings, nachdem es sieh heraus- 
stellt hat. dass liir den Kometen 1843 I 
eine Umlaufszeil von 175 Jahren und 
weniger im/.ukissig ist, liiiiNilli.i; ge- 
worden; es bleibt aber die imiiieiiiin 
wichtige Frage bestehen, ob nicht doch 
die vier Kometen eine liahn beschrieben 
haben, die denen der Kometeo 18431 
und 1880 1 ähnlich ist, sodass dieselben 
also gewissermassen als Vorläufer dieser 
rini|'|ie /n betrachten waren. 

Prof. Kreutz hat nun Untersuchungen 
angestellt, weich? die Losung dieser 
Fragen herbeiführen. Er findet, dass 

der- Kutilel U(l tl 1 filiS in iler [Vdii'cbene 

des Kometen 18431 einhergelaufcn ist 
inhS wenigstens nicht widersprechen. 



Dagegen genügen nicht zur Darstellung 
der Hcub:icl)tutige:i die hlementc des 
Kometen 188211. 

Itc/üglicli des Kometen I68 1 ) eryab 
sieh, dass derselbe mit Sicherheit nicht 
in der Bahn des Kometen 18431 und 
mit einiger Wahrscheinlichkeit auch 
nicht in der Bahn von 188211 einher- 
gelaufen ist 

Für den Kometen 1695 lässt sich, 
wegen des dürftigen Kcobachttmgs- 
mnlemlf tibcrliaupi.eiue sichere Bestim- 
mung der Hahn nicht ausführen. Da- 
gegen findet Prof. Kreutz, dass die 
Beobachtungen des Kometen 1 702a 
durch die Bahnen der hier betrachteten 
sonnennahen Kometen dargestellt wer- 
den können und dass insbesondere die 
Baiin des Kometen 1882 II diejenige ist. 
welche am besten den vorhandenen 
Bedingungen genügt 

Schliesslich hat Prof. Kreutz auch 
noch die Angaben über einige altere 
Kometen geprüft, die moglidi erweise 
in der Bahn der Kometen 1843 1 und 
1882 11 eiiihergchcn konnten. Es sind 
dies die Kometen 37! v. Chr. (Aristo- 
teles-Komet), 224 v. Chr., 76 v. Chr., 
72 v. Chr., 220, 3Ö8, 663, 958, 1106, 
1253, 1401 und 1548. Er kommt 
zu dem Ergebnisse, dass man bei keinem 
einzigen der hier besprochenen Kometen 
auch nur mit einiger Wahrscheinlichkeit 
behaupten kann, dass er in der Bahn 
der Kometen 18431 und 1882 11 ein- 

IkTgelrmfell uiile. 



Die letzten fiinMg Jahre der Himmelsforschung. 

Von A. S. 

(Fortset Hing.) 

ie Miiglielikeit, die bpociie einer die Bewegung der Knotenlinien er- 
dolchen Weitbegebenheit, welche zeugeu, iurcii tin-iidicrungsweise mehr 
zugleich die Epoche der Lulste-lunn,' der als zweifelhaft.' 

kleinen Planeten sein soll, durch Kech- Heute sind wir in dieser Beziehung; 
ntmg zu bestimmen: bleibt hei der Ver- um keinen Schritt weiter gekommen, 
Wickelung, welche die jetzt schon be- ja die Gauss-Olbers'sche Hypothese 
kannte grosse Zahl der »Trümmer^, die der Zertrümmerung eines ehemaligen 
Säkular-Verrückungen der Apsiden und I grösseren Planeten ist sehr unwahp- 



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Planetoid der Erde näher als Mars und 
letzterer zeigt in seiner Balm Gestaltung 
und geringen Grösse selbst »planetoide- 
Merkmale. 

Die Nachforschung nach etwa vor. 
handenen Planeten in der Region zwi- 
schen der Sonne und Merkur, also das 
Suchen nach einem inlramerkurialen 
Planeten, erschien vor 50 Jahren nicht 
aussichtslos, ja der französische Arzt 
l.e=carbault behauptete, am 2h. Mar/ 1 SV) 



; ' anderen Beobachter bestätigt worden 

Schröter und Harding hatten ge- 
!;buhl, Flecke und dilti] uuuklci! Streiten 
auf der Merkurseheibe wahrzunehmen, 



Sonnenscheibe gesehen zu haben, den 
Lcverrier thalsächlich für einen zwischen 
Sonne und Merkur um die erstere 
Okulierenden Planeten hielt. Die Frage 
nach der Existenz dieses Planeten hat 
mancherlei Kontroversen verursacht und 
selbst ein Astronom wie Watson war 
von dem Vorhanden sein eines solchen 
Planeten fest überzeugt Gegenwärtig 
ist man in dieser Hinsicht weit skep- 
tischer geworden, besonders auch, nach- 
dem die pholographi sehen Aufnahmen 
gelegentlich totaler Sonnenfinsternisse 
niemals die Spur eines noch unbe- 
kannten Planeten in der Nähe der S le 

gezeigt haben. 



Haferungen und Verdunkelungen ge- 
wisser Teile ;!er Scheibe bemerkt hauen 
will. Leicht der Täuschung unterliegend 
waren auch die lieooachiuneen einer 
abgestumpften Gestalt des südlichen 
Horns der Sichel des Merkur. Schroter 
nahm an, diese von ihm wahrgenommene 
Abstumpfung werde durch hohe Berge 
veranlasst, wodurch das Sonnenlicht 
berechnete c 



I iöll 



Bei 



• cm Fhs- 



h 5*> 30s. 



handen 



r Hau 



sehr ' 



die Beobachtungen während der leisten 
50 Jahre nur bei zweien derselben 
wesentlich neue Ergebnisse geliefert, 
nämlich beim Merkur und dem Mars. 

Merkur wurde um die Mitte des 
vnriijeii jahrhunderts (ausser /.um lie- 
hufe von Ortsbestimmungen) fast gar 
nicht beobachtet; seine geringe schein- 



nehmimgen, die aber sr 



i Be- 
denken bei Mädler, doch schien eine 
gewisse Wahrscheinlichkeit zu Gunsten 
der Annahme einer nahe 24stündigcn 
Rotationszeit der drei inneren Planeten 
(Merkur, Venus, Erde) zu sprechen, weil 
auch bei der Venus alle Beobachtungen 

eine solche Umdrehung hinwiesen. Das 
Irrtümliche dieser Annahme b:vuu;lich 
des Merkur hat erst Schiaparelli nach- 
gewiesen, nachdem er m-Ü !W4 erkannt 
hatte, dass in seinem Refraktor deutlich 
Flecke au! der Merkurscheibe wahrge- 
nommen werden können. Als Ergeb- 
nis seiner lieoiiacllluiigcn vcrküruihtle 
Schiaparelli das völlig unerwartete Re- 
sultat, dass Merkur der Sonne stets die 
gleiche Seite zuwende) und also die 



ni:-ii'. : ,lll. Ob Merkur eine 
besitzt, ist /.weite!h;,ti. 
;laob! aus dem allnuhl ielicn 
..■rdeit iterTkTki.-Jcs Merkur, 
in den Rand der Scheibe 
essen zu müssen, da.- den 
e Atmosphäre umgiebt, ja, 



n keinem ! Planeten e 



dass zu Zeilen in dieser Kondensationen 
eintreten, die sich als helle Flecke ähn- 
lich Wollen darstellen ;dagcgen schlössen 
Zöllner und O. Müller aus ihren photo- 
meirischen Beobachtungen, dass Merkur 
in seiner Oberfiächenbeschaffenheit un- 
serem Monde ähnlich sei, also keine 
merkliche Atmosphäre besitze. Das 
Spektroskop lässt die Frage unentschie- 
den, denn es zeigt ein Spektrum des 
Merkur, welches mit demjenigen des 
hellen Himmelsgrunries völlig übereiii- 
Stimmt. Für die Grt'issciiverliäl Inisse des 
Merkur sind auch heute noch die alten 
Messungen Kessels aus den dreissiger 
Jahren massgebend; die Masse dieses 
Planeten ist dagegen merklich geringer 
gefunden worden, als Encke früher ati- 
nahm, doch steht eine genaue Bestim- 
mung derselben auch heute noch aus. 
Newcomb nimmt sie zu 1 : 6000ÜÜ0 
der Sonne nmasse an. 

Bezüglich des Planeten Venus haben 
die ISciihadiuingen wahrend, der letzten 
50 Jahre wenig Neues zu Tage gefördert, 
sie sind vielmehr eigentlich negativer 
Natur gewesen und haben zu einer 
schärferen Kritik der früheren Walir- 
ndiuumgen geiilhrt. Hielt man bis vor 
wenigen Jahren dieRdlrilhuisbcslimiuiuig 
der Venus durch de Vico und Palomha 
1840 —42 auf der Sternwarte zu Rom 
für sicher und die Umdrehungsdauer 
dieses Planeten als wenig von derjenigen 
unserer Erde verschieden, so hat die 
Kritik, welche Sehiaparelli 1890 den 
Wahrnehmungen und Rechnungen de 
Vieris widmete, gezeigt, dass die Resul- 
tate des letzteren nicht zuverlässig sind. 
Auf Grund eigener Beobachtungen halt 
Sehiaparelli für wahrscheinlich, dass die 
Umdrehungsdauer der Venus (wie die- 
jenige lies Merkur) gleich der siiieri bellen 
Iftilaut'usikmer derselben ist, also 224.7 
Tage beträgt Indessen sind Flecke auf 
der VenuEScheibe sehr selten und stets 
weit unbeslhiimler als auf dem Merkur, 
sodass das Ergebnis über die Rolatious- 
daner nur als wahrscheinliches von 
Sduarjarelli dargestellt wird. Es sind 
auch In der That Stimmen laut gewor- 



den, welche sich wieder zu Gunsten 
einer nahe 24stüiulh;ei: I 'rndrelinng-'eii 
der Venus aussprechen, ja die Ergeb- 
nisse einiger Spektroskop iscli er Bestim- 
mungen durch UeliipiiKky ii: PiLknwo 
sprechen ebenfalls für diese Annahme, 
sodass das Problem der Venusrotation 
zur Zeit noch nicht als entschieden be- 
trachtet werden kann. Ebensowenig 
Sicheres weiss man zur Zeit über die 
Ursache des nicht selten vorhandenen 
mallen Schimmers in der Nachtseite der 
sichelförmigen Venus; dagegen ist die 
Frage des sogenannten Venusmondes 
endgültig aus der Astronomie ver- 
schwunden. Im -Kosmos' erklärte einst 
■ Humboldt, dieser Mond gehöre zu den 
astronomischen Mythen einer unkriti- 
schen Zeit und dieser Ausspruch hat 
sich bewahrheitet, denn P. Stroobant 
zeigte umviilerleglidi, dass die früheren 
lieubachler kleine Fixsterne in der Nähe 
der Venus für einen Mond derselben 
gehalten hatten. 

Die Wichtigkeit der Vorübergänge 
der Venus vor der Sonuenscheihe /ur 
Bestimmung der Sonnenparallaxe war 
schon 1691 von Hallcy erkannt und 
[761 sowie besonders 1769 erprobt 
worden. Fast alle gebildeten Nationen 
Europas sandten Beobachter an die am 
vorteilhaftesten gelegenen Orte der Erde. 
Es war das erste kooperative Wirken 
europäischer Staaten zum Zwecke der 
].i';s;ing eines .■l-irüiuiniiichen Problems, 
ein Zusammenwirken, das sich in der 
letzten Hälfte des 19. Jahrhunderts in 
vergrössertem Masse mehrmals wieder- 
holte und lautes Zeugnis ablegt für 
die allgemeine üedentuiig der astrono- 
mischen Forschung. Phigre undHornsby 
fanden damals als Resultat der von 
ihnen benutzten Beobachtungen eine 
I hni/iiiualparallaxe der Sonne von 8.8", 
rianmami iaiidÄ.4" und zwischen diesen 
beiden Werten schwanken die übrigen 
Resultate. Das später von Encke be- 
rechnete mitllere Resultat ist 8.57", ent- 
sprechend einer Entfernung der Sonne 
von der Erde von 20682000 geogr. 
Meilen und dieses Ergebnis galt um 



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[850 als das wahrscheinlich richtigste. 
Rabintt hatte von Anfang an dieses 
Resultat für zu gross erklärt und 
Leverrier folgerte aus seinen Unter- 
suchungen mit Evidenz eine grössere 
Sohuenparallaxe (also eint' ;;ei -in um 1 
LiüfcrtiiüiK), wie sie Enckc gefunden, 
mit der die von Laplace mittels einer 



That gab die Wiederholung der Encke- 
sdicti Arbdtdurdi Pownlky. wobei allent- 
halben diu r.eue-len Fknieuk im Grunde 
):uk-!;t wurden, eine l'iirnlklxL' von S-SGO". 
Unter diesen Umständen erwartete die 
ganze astronomische Welt mit Spannung 
dk uridiskri l j k.- £ 1 1 ;jr 1 1 Y'cimidurdi^ain.-i: 
1874 und 1882, besonders den letztern. 
Es war gegründete Hoffnung vorhan- 



den, itass dnsma) di 
so weit es von dpi 
HcobadilunKwnittdn 



r, de. ..-n. III,. :.. >:-. £ ■ : .1 -f..- i t 

Gebrauch machen und die elcki rächen 
Re^ijtriLTjppjraiL- zu: Ki-njUL-rirmii-riing 
derMiimetitf der Beruh; iiiigdfr l'Iiiirtfii- 
scheihe mit d<-inSnnnenraiu!f anwenden 

Diese Erwartungen haben sich nicht 
ganz erfüllt, indem die von den ver- 
schiedenen ifjpcditkineu erhalteilen Ke- 
sultate in den Berechnungen weniger 
üherdii-iiminende ke^iLlüie eruabeii. als 
vfiiiitiii iingrnomitü:!! werden üiirfltr. 
(FortWtamg folgt.) 



K.iiijüiiUioninAROkt. 27. 

£ AR 

i Dekl - 



Die partielle Mondfinsternis 1901 Oktober 27. 

(* us dem BtriUT AitranomlKlKit jährst«».) 

im Zenith der Orte, deren geographische 
Lage bezüglich isl: 

nördi. Br. 

VW IS' iVtl. Länge Greenwicli 13" 27' 
120 54 > • 13 35 

114 49 . ■ . 13 .43 

Positionswinfeel des Eintritts vom 
N'unlpiiiiid ^e/älilt ^ 137», Posilions- 
Winkel des Austritts vom Nordpunkt 
gezählt = 1Q4». Grösse der Verfin- 
-tertuu; in Teilen de? :\1i)iKkkircliiin-ssi-i? 
= 0.227. 

Die Finsternis wird demnach in der 
nurdwe-tkelieii Miilttc Nordamerikas in 
der westlichen Hälfte des Grossen 
Oceans.in Australien, Asien, im Indischen 
Ocean, im Östlichen Afrika, in dem 
grösseren osliieben Teile Europas und 
in di'n rk:ri:iidieii I'i il:iii;c : ::;iukn sii'kl- 
" Berlin geht der Mond 



A,|li.iiiirl;il - I bii i/i. ma - 



hlte der Finsternis . . 
nde der Finsternis . . 
Der Mond steht i 



h 32i" auf. 



Vermischte Nachrichten. 

Neue Planeten. Auf dein astro- | ^' lnP| 
phypikalisdien Observatorium zu I ieidel- [-JJ- 1 2 \. April 
berg sind folgende neue kleine Planelen GL 21. Ms: >■- 
photographisch entdeckt worden: j q'JJ \ ^ jäni* 

Sirius 1901. H(ft s. 



Die Helligkeiten sind- OK M. Gr., 
GL 11.5 Qr., OM 11.0 Or., QN. 
U. Gr. 

Die Untersuchung der grelegent- , 
lieh der Sonnenfinsternis vom 22. 
Jan. 1898 photographlerten Spektra . 
durch J. Evershed hat denselben zu I 
folgenden Ergebnissen geführt. 1 ) Das 
Spektrum der umkehrenden Sk'lii ' ' ' 



ospltat 



Flash-Spektnim, 
der aus den PluHn^iiipliicii licjtitmntci: 
Wellenlängen mit dem Rowl and 'sehen, 
dass alle starken, tl liii klon Sonncnlinien 
in dieser Schicht als helle Linien vor- 
handen sind. Alle hellen Linien in der 
um kell renken Schicht, ausgenommen 
Wasserstoff und Helium, fallen mit 
dunklen Linien zusammen, wofern sie 
eine grössere Intensität als 3 der 
Kowland'sciien Skala bcsiüen. Die 
relativen Intensitäten der Linien in beiden 
Spektren sind jedoch sehr verschieden, 
da viele starke Linien der iinikehicmfen 
Schielt; nüi schwachen Snniicnliiiictl ^ [[- 
samnierifalleii und eiit;e;e starke Somien- 
linien dureil schwache Linien im Flash- 
Spektrum vertreten sind. Dies gilt für 
das Spektrum im ganzen. Betrachtet 
mau indessen die Linier, eines eiri/ehien 
f:l enteiltes, sotindet nein, dass die relativen 
Intensitäten in dem Flash -Spektrum nahe 
fthcio in stimmen mit denen desselben 
I h-meiiies im Sonnen Spektrum, beson- 
ders bei Eisen und Titan. Der Mangel 
an Üi'ereirisiiiniiiuinr der relativen Inten- 
sitäten der I inien verschiedener Ele- 
mente in den Spektren mit hellen und 
in denen mit dunklen Linien rührt 
wahrscheinlich her von den mttilei eilen 
Höhen, /n denen die verschiedenen 
Elemente in der Chromosphäre auf- 
steigen; ein unten liegendes üas van 
![i':-st-r Dichte Lacht siatkc Absorptions- 
linicn, aber schwache Ausstrahlungs- 
lir.it n weecn der ungemein kleinen 
Winkelbreite der strahlenden Fläche. 

') Proceed. Royal. Soc. 1901 Vol. LXV1II, 



Anderseits geben die weiter verteilten 
Oase von geringer Dichte starlre Emis- 
sionslinien in dem Flash -Spektrum und 
schwache Absorptionslinien. 

Die Spckt raibogen, die man mit einer 
prismatischen Camera erhält, sind nicht 
wirkliche Bilder der sie erzeugenden 
Schichten, sondern mehr oder weniger 
durch phohyraplnsclie Irradiation ver- 
größerte- Heiisfiiiiitfiiildi'r. Mime-elirr- 
niatischc Strahlen an; einer 2 ' tiefen 
Schicht geben Bogen oder 'Linien-, 
welche zu schmal sind, um mit Instru- 
menten von gewöhnlichem Zerslreunriejs- 
vermögen bestimmt werden zu können. 
Die Intensitäten dieser Bilder repräsen- 
lieren nicht die eigentlichen Imenshäteii 
der hellen Linien der verschiedenen 
Elemente, denn die siclitbare Intensität 
der Kiridihui!' von einen: F.iemente iiänel 
ab von dcrYjrösse der Diffusion dles'cs 
Elements über der Photosphäre. Aber 
in dem Spektrum der dunklen Linien 



!>I.UT 



auf i 



; Znst'ai 1 



icKiick- 



■ Diffus 



der versehiedeneii ["leiiieiite. |V;s 5pck- 
tmm der Umkehrschiebt scheint nach 
diesen Er^-hms-cn den oberen, weiter 
diffundierten Teil einer Oassclticht zu 
repräsentieren, welche durch ihre Ab- 
sorption das I-";:i ii i;li nier' sehe Spektrum 

Im Spektrum der Umkelirsehielit 
sind 1 "j klcmcntc sicher erkannt worden. 
5 zweifelhaft vorhanden. Die Atom- 
gewichte dieser Elemente übersteigen 
in keinem Falle 91. Alle bekannten 
Metalle, die ein A:onie;ewicht zwischen 
20 und 60 haben, scheinen in derunteren 
Chromosphäre anwesend zu sein, aber 
unter diesen scheint keine liciieliLinc 
zwischen den Atomgewichten und den 
Höhen, zu denen die Oase in der 
Clirriiiiusphare aufsteigen, zu existieren. 
Die einzigen eetumlettet'. Nichtmetalle 
sind II, He, C und vielleicht Si. Vor; 
den 225 in dem ultravioletten Abschnitt 
des Spektrums gemessenen Linien sind 
29 nicht zu identifizieren. 



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ierliche Spektrum, welches die Protu- 
beranzen im Ultraviolett geben, beginnend 
am Ende der Wasscrstniireihe, scheint 
analog einer von Sir William Huggins 
in den Absorptionsspektren von Siemen 
des 1. Typus bemerkten Eigentümlich- 
keit und rührl möglicherweise von 
Wasserstoff her. 

Aus dem Charakter einiger Helium- 
linien scheint sich zu ergeben, dass 
dieses Element wahrscheinlich in den 
untersten Schichten fehlt, während Par- 
helium von Helium getrennt und in 

scheint. Ungleich dem Helium (riebt 
der Wasserstoff sehr intensive Linien 
in der UtnkehrschichL Diese Linien 
sind scharf und sehmal, selbst in den 
.■tllcrlicistcil Schichten. L>:is Fehlen der 
Wasserst. >ffaliS'ir|iiiouiinliltraei<>lelt und 
der Heliumabsorplion im sichtbaren 
Spektrum mag herrühren von der un- 
zureichenden Menge dieser Elemente 
oberhalb der Pinie .Sphäre, nicht vnn iitr 
Gleichheit der Temperatur zwischen dem 
strahlenden Uase und dem Hintergrund 
der Photosphare. 

Die Helligkeitsschwankungen des 
Planeten Eros. Dr. Egon v. Oppolzer 
beabsichtigt, die zahlreichen Beobach- 

Ergebnissen führen dürfte. Dr.v.Oppolzer 
betont,') dass die Helliykcitsschwan. 
klingen nicht durch Unterschiede im 
Reflexiunseermögcu (Alhedo) der uns 
jeweilig zugewandten Seite des Eros 
licrvorgeriucii weiden kuiuie'i. s-nnderti 
durch die Veränderlichkeit der 



auf die Rotation eines u »regelmässigen 
Körpers zurückzuführen, wie ich es 
äusserte ') und wie auch Herr Sceliger s ) 
meint; ein solcher Körper giebi zu 
Seiiatleuwüricn Anlass, und es steht zu 
erwarten, dass man die Lage der Rota- 
liouKidiw ermitteln und auch einige 
Anhaltspunkte über die Form des Körpers 
erhalten wird. Die Lichtkurve kann 
aber auch, worauf Herr Andre') zuerst 
aufmerksam gemacht hat, durch einen 
Doppel körper hervorgerufen werden, 
was aber nach Herrn Seeliger') sehr 
unwahrscheinlich ist. Bei der lliskussion 
auf ("iriuul einer solchen 1 lypollicse 
darf jedoch nicht der Umstand ausser 
Acht gelassen werden, dass zwei Körper, 
die sieh jeden falls sehr nahe umkreisen 
müssen, mit grosser Wahrscheinlichkeit 
sieh beschatten und Lieh (kurven zeigen 
werden, die wesentlich zu anderen 
Elementen führen müssen, wie bei zwei 
selbstleuchtenden Körpern. < 

Neue veränderliche Sterne. Zwei 
neue Veränderliche sind von Frau 
Ceraski in Moskau auf Pluiice'rapliieu 
von M. S. Ulajko entdeckt worden. Es 
sind folgende: 

72. 1901 Lyrac (o 19* 9™ 17.fis, 
^ + 33* 14' 38.f 1900.0). Im Maxi- 
mum erreicht der Stern iO. Gr. oder 
darüber, im Minimum sinkt er 



12. Gr. Die Peri 
l oder 



Jal, 



dehn» 



."bietende 



leuchtenden Fläche entstehen, da die 
Grösse der liclii^kcitssctmaiikLuig, die 
etwa l.Grösseuklasse mnfasst,dieerstere 
Deutung ausschliesst Dr. v. Oppolzer 
bemerkt: Am nächsten liegt es, dicssc 

') Astron. Nachr. No. 3720. 



73. 1901 Scuti ( n 18h 
d— 12° 46.9' 1855.0). Es ist der 
Stern — 12" 5202 der Bonner Durch- 
musterung und dort als 9.3 Gr, ange- 
geben. Gemäss der Heiibadittineen vmi 
lilajkM sjdn'jr! ei 1 zu den Veräiidcrliehcn 
des Ak'Oltvpiiä. Sc;iu'- l'criode beträgt 
22.9" und wahrend 5 Ii verändert sich 
die Helligkeit von 9-t bis 9.6 Grösse. 

') Eg.v. Oppolzer, Anzeiger Wien. Akad. 
Februar II. 1901. 

See1i K er, Aslron. Nachr. Bd. 155, 
p. 71, 1001. 

: , Am,Iiv. (.:. H. I-..II1F CX.VX1I, n-W, 
1901. Aslrurt. Nachr. Bd. 155. p. Ti, l'Ml, 

'1 Seeliger, I. c 



minima ein sc 



74. 1901 . Persei. Die Veränder- 
lichkeit wurde von Paul Qoihnick in 
Bonn erkannt 1 ) Die Schwankungen 
der Heiligkeil betragen nur 0.6 Slem- 
grösse und ilie Periode scheint minde- 
stens zwei Monate zu sein. Der Stern 
ist intensiv orangefarben. Die Pots- 
dsiniT Reniiacnimiycn eeheu dt'ii St. 



derEigenbewegiingenvonPorterfPubl.of 
the Ctncinnati Observ. No. 1 2) begründet, 
aus dem 699 Sterne mit 0.30- Eigen- 
bi'wcguii!' und darüber benutzt wurden. 
Als endgültigen Wert für die Position 



3.05, I 



44 ( 



l-.Mfi! 



nuvn 



75. 1001 Persel. Es ist der Stem 
6. Gr. 36 Fb. (a 3h 24.2m a + 45" 
-11 für lßläU). Hie Veränderlichkeit 
wurde von l'vot. neictumiller ciuJcck', 
und umlasst etwa 'L O rossen klasse. 
Die licoorulilunuen können durch eine 
etwa /\vfi:iioii.i-.lri-lLf Periode daiuosnlh 



e Unt< 

Punktes (Apex) am Himmel, gegen 
Groningen ausgeführt und über die 

1 '.re .rhu i ssi- lI.'i-hHuti v ni:ili Ii i; I [ i ! : (i. r. - ; 

Veranlassung zu dieser Arbeit war 
der Umstand, dass Prof. Kapteyn bei 
seiner Untersuchung der Figcnbewe- 
gungen der im Auwci-s-t5'adic\-'-.clici: 
Katalog vorkommenden Sterne wieder- 
boll aui Anomalien stiess, die sich so 

he'iiLT 'in 'dcn^cnomnienen 
na:iiinshe«venne.<.-n ik-:- Siein,- liervor- 
gerufen würden. Es bot sich daher 
die Aussicht, durch rechnerische Mit- 
hestiuiniutii; din-er f-Viik-r der Ligeii- 
Ije-wegiiugcn jene Anomalien zum Ver- 
schwinden zu bringen. Seine Unier- 

sucll II 11^:11 ll.lt I Iii:'. k:l[it<:i:i auf Ü0-IO 
Bradky'sciic Sterne und auf den Kalaiug 



desA 

ihm angewandten fiereclinungsnietlioden 
findet IV.if. K.iptevn (für IS75) 
a = 273.6 n + 1.3° 6 = + 29.5"+ 1.1 0 
Dieser Wert befindet sie Ii in guter Über- 
einstimmung mit demjenigen, weklu-n 
(js tu jibell ans (Ilm: spektra lnlioiogr;l])lli.sdi 
bestimmten f-'sseribewcgiutsicti von Yh- 
sternen in der Geskhlslinie abgeleitet 
hat 1 ) und der für die Position des 
Apex ergab: 

a=277.5 ll + 4.8 0 b — + 20.0 0 ± 5.9 ". 

Eine merkwürdige Metallmassa 

ist den Angaben gemäss am 15. Juni 
R'Goureyma ' 



/. Mai- 



Luft 



cht beträgt 37,^ 
tul ein liruclistück der .Wisse wurde 
acli l'.iris /nr Ui:ltriiic!tiii).u' ücscliiä,;. 
Mernacti bestehl dasselbe aus 92$ 
isen. 7 % Nickel und geringen Meiiüeu 
Ott Scliwcfckiscn, ['luispliiuviserc. 
lohall und (.ii-ipliil Ar; ver;dunk'iit:i 
teilen der Masse zeigen sich l'lierre-lc 
■uer !:lilu/euden schwarzen Rinde, wie 
i.m siel™ Meteoriten yewöhnlielifind.:;: 
ueh die Furchen und Rillen auf der 
inen Seite der Körpers sind ähnlich 
en jenigen der Vorderfttche mancher 
eilten Meteoriten. Sonacli kann man 
n der meteorischen Natur dieser Metall- 
Fernrohre für Freunde der 



Fernrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Himmels- 
bcobachtung, welche die Anschaffung 
eines s, ,|chen Instrumentes beabsietmeyn 
utid sich dieserhalb an mich wenden, 
bin ich zu jeder gcwünschlen Auskunft 
gern bereit. Dr. Klein. 

') Astrophys. Journal XIII, p. 80— 89, 



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mimerer Denincr mmajr. minierer ueriiner mittag, 

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Stellungen der Jupitermonde Im Oktober 1901. 




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_ 192 _ 

Ersebelnuti(ren der Jupitermonde. Die sämtlichen Angaben über die Er- 
sclici'niinscri der UipiieniKeide he/iehe:i sir)i ;iuf initiiere /eil von Greenwich. Die 
Trabanten sind der Reihen iul;:..' Nne. Aii-Mude- vnm J:i r itur undi mit I Iiis IV l.i- 
neicriiiei. Die vki eT'->sstre:i h-'i^ureii itisren die Sttlhtii; jedes Mündt!- mi: Itaug auf 
den Jupiter für Jen Augenblick der \'i-r!i :i n:r-rn n:.- -:J, ndtr Je^ Vi iedererscheinens i.r). 
Ist r nicht angegeben, kinin der Austritt aus dem Schatten nicht beobachtet werden. 
Ferner bedeutet bei den nachfolgenden Zeilangaben: 

Ec D das Verschwinden des Trabanten im Schatten des Jupiter. 

Ec K Jen Austritt des Trabanten alls dem Seltnen dr< JupMiT. 

(Ii- I) dii:-. Yer-clr.vinden des Trat?ai::eri 1 1 1 1 1 1 1- [ der JupitL-rptlieil'C-. 

T^de" Eintritt des Trabanten vor die Jupiterecheibe* 

Tr r Jen Achill .1,- 7r;il-.-.nteii an- d.-r )i];iit,T^-lieibe. 

Sri I den r:i;dr:t: Je* Tr;d::inten;c:i:dien.-; nid die Jnjiiterfdieibe. 

Sil E Jen Austriit Je« Trabanteiiscliatlesii :<n~ Je: Junilerscheibe. 
Es sind nur diejenige]: Iir.^iiciiliiN-ei] der lii[;iler:[liii:dt jie 1 f lt 1 Li [n n . lecljtie ;i;ll eiei-ntll 
wenn ju|'iiei i:\ fi.eeilu Ith iilier lind die P.inlle im:ei dtiii fliili/.inie Kein. Um die 
Mnmente dieser tir.-cneinm:^:']; nach iiiitrek-iirop.iir.clH'r /eil ?ii finden, hat man nur 
ni'niji 1 .'Ii den .iriütijeiieiien /eil|ui:dlen :v. addieren. 

Oktobar l. II. Sh. I. st«. [1. Tr. E. 6h 7«. I. Oc D. fit a9». II, Sh. E. 
8" 4»». Oktobar 2. I. Tr. E. B» 29". i. Sh. E. 7" 48». Oktober 8. III. Ec D. 
6"36»lt'. 11. Tr. 1. Gl 6a». 11. Sh. 1. B' 32". Iii. Et R. 81 13» 61 .. 11. Tr. E. 
St 4)». 1. Oc D. 8" Bl". OktOberB. I. Tr. 1. (h t«. 1. Sh. 1. 7 ■ an». I. Tr. E 
8" es». Oktober 10. II. Ec. R. 6" 60» ä8>. I. Ec. R. «* 66» 51-. Oktober 16. 
IV. Ec D. ü" 11» III. Oc R. f 38». II. Tr. I. 8" 31». Oktober 16. L Tr. L 
e». Oktober 17. I. Oc D. ot. si~. u. Ec. R. Bf 34» 19>. Oktober 18. I. Sh. 
E. u" 0». Oktober 28. IV. Tr. E. 7*> 38». Oktober 24. 11. Oc D. fit 66». 1. Oc 
D. 7* 13». Oktober 26. I. Sh. I. «». I. Tr. E. 0» sa». I. Sh. E. 8^ i». 
Oktober 28. I. Et R. 6» 15» <<K II. Sh. E. 6"ö2i=. III. Sh. E. «« 43». 



Saturnmonda. (Erklärung S. 24.) 
Zeiten der östlichen Elongation im Oktober 1901. 



Titan. Oktober i. n-6" E.; Oktober a. B-o* I,; Oktober Ii. w» V7.; Oktober 18. 
7-3>>S.; Oktober ao. CD h E.; Oktober 31. Lj Oktober so. 0'3» W. 
lapetus. Oktobers. Ilük 1.; Oktober ai, nkV. 

Ntraus e cber: Dr. Hermann J. Klein in KeJn. - Druck von Oskar Lciner In Lnpiig. in« 



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Band XXXIV. (MOL) 



SIRIUS. 

Zeitschrift flir populäre Astronomie. 



Centralortjan für alle Freunde und Förderer der Himmelskunde, 



von Dr. Hermann J. Klein in Köln aJEth. 

«lonfornhop IQflt Wissen und Erkennen sind die Freude lind dl 

WPWmDer WUl. Bereddlgting dtr Menschheit,. Kosm 

Jeden Monat 1 Heft. - Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 



rniisdile Nacliriflucn. S. 210. - 
noode iin November IW1, s. 2!S. — Erschet- 
. S. 216. 



Die astronomische Bewegungslehre und Weltanschauung 
des Kardinals Nikolaus von Cusa. 

I^S jm 7. Juli waren 500 Jahre ver- in demselben ein auf gmmtlichen 
fsj&l flössen, seit einer der herfihm- Quell Studien beruhendes unparteiisches 
testen Kardinäle deutscher Nalionaliiät. Biid C.nsas, wodurch dessen Bedeu- 
der Vorläufer elcs Cnp|ieriiieiis, dem ttmg i'in für alk-mal fesigestcllt wird. 
Strande der Mosel das Licht der Welt WirrnliielniiendiesemVortragfolgendes: 
erblickte. 1» seinem Geburtsorte, in .Nikolaus von Cusa (Cusanus) war 
welchem noch heute chic. Slitunij des i:cbu:eri 1101 in dem Hecken Cucs an 
hiiohmten Mrmius bl-ihi, ist dic-cr Tai;- dt-r Mosel, etwa sieben Wegestunden 
gebührend gefeiert worden; aber über uoleilialb Trier grli^en, als Sohn eines 
ilie wirkliche fieeleutunr Nisulaus von tue!» tiiikiimieltci! Sehiticrs und Wein- 
Cusas ir. der Geschichte der Astronomie bauers, Johann Chrypffs (Krebs). Sein 
sind die Ansichten noch vielfach ge- genaueres Geburtsdatum tässl sich nicht 
teilt Unter diesen Umständen ist ein mein angeben, da auch der Oedenk- 
Vorlrai;. den Herr ['ruf. I Icicoimillcr stein in Cuesiinr itr.s Geburtsjahr .inf- 
am 8. Juli in der Niederrheini sehen weist. Schott ilt früher Jugend entzog 
(iesdlsthalt für Nalur- und Heilkunde sieh der Knabe der rauhen Behandlung 
zu Hotin über Cusa und dessen Weh- seines Vaters durch die l'luclit in die 
anscliauung gehalten, von hohem Inter- Eifel, wo er im Hause des Grafen von 
esse, denn der Bonner Astronom giebt Matwii-rsd midi -Kail in Dienst trat, fr 



fand da eine wohlwollende Aufnahme, 
Lind der Graf, der die ungewöhnliche 
Rdüykeil des Knaben bald erkannle, 
übergab ihn der Kloslerschule zu De- 



wenu er jetiseils der Alpen a 
werde. Cusanus war vom Probsl in 
Münslereifel zum Arehidiakon von 
liuiidi, spater zum Fürstbischof von 
Brixen und 1448 zum Kardinal der 
römischen Kirche und Starthalter von 
1464 zu 



e An- 



e Bed 



als Naturforscher nichl genügend von 
seinen fruchtlosen [i 1 1 i ] o;. n ] j 1 1 i sc I » c- 1 ) Ideen 
(ti trennen vermochten und ihm so 
namentlich ein Verdienst, das ihn als 
einen Vorläufer des Coppernicus gelten 
lasst, absprachen. 

Der Zögling der Fraterherren von 
Deventer wählte, als er in raschem 
Laufe die Vorbereitungen zu einer 
wissenschaftlichen Laufbahn absolviert 
harte, die Rcdltsue'chrsaml'eit /u seinem 
Berufe, studierte in Heidelberg und 
Padua und wurde hier 1424 zum Dok- 
tor des römischer. Rechts promoviert. 
Nach Deutschland zurückgekehrt, (rat 
er in Mainz als Anwalt auf, allein sein 
Trieb zu spekulativen Studien und ein 
Formfehler, den er in der Praxis be- 
ging, veranlassten ihn, die üeclilsprasis 
zu verlassen und sich der 'rcis'.lielieii 
Laufbahn zu widmen. Bereits 1430 
finden wir ihn als Decliant des Kol- 
legialstifts zu St. Florin in Koblenz, 
1 Vi2 v.-ar er .Mitglied des Konzils von 
ßa^el , wo er anfangs auf Seilen des 
Konzils, bald aber auf der Seife des 
l'apstes stand. Diesem Wechsel seiner 
kirchcii-polilischen Stellung hat er, der 
von da ab das Primat des Papstes mit 
lieileisterim;! und f"u?rgic verflicht, 
seine weitere glänzende Laufbahn wohl 
mit zu verdanken. Dass er aber seine 
Anllnilglicliteit an Deutschland mit serner 
positiven Stellung zur römischen Kurie 
und seiner nahen Freundschaft zum 
Papst Pius II. zu vereinigen wusste, 
<.'[■!■■! rroeh alr- -einem Te-ticienli- her- 
vor, in dem er anordnete. d:iss man ihn 
in seiner Heimat Cucs beerdigen solle, 
falls er auf seinen Reisen nördlich 
der Alpen sterben werde, aber zu Rom, 



häniilichkeit an sein Geburtsland da- 
durch zur Geltung, dass von seinen 
Testamentsvollstreckern sein Herz, in 
einer doppelten Kapsel eingeschlossen, 
vor dem Altar der Hauskapelle in dem 
von ihm gestifteten -Hospitale Cuts 
zur Ruhe gelegt wurde, während die 
anderen Überreste des bedeutenden 
Mannes in sein« Tifularkirche in Rom, 
in San Pietro in vincoli, beigesetzt 

Was Cusa als kirchlicher Refor- 
mator und Staatsmann geleistet hat, ist 
wied erholt Gegenstand eingehender, an- 
erkennender Darstellungen genesen . 1 ) 
daeegen erscheint das liiid des Gelehrten, 
unil namentlich des Naturforschers Cusa, 
noch immer ungeklärt und wider- 
spruchsvoll. Wer sich in den neueren 
gesell [eidlichen Darstel hinge Ii der Well- 
crkemuuis über die Bedeutung des 
Cusanus unterrichten will, wird mehr- 
fach eine Verkennung der Bedeutung 
ilie-e. Mannes in der Entivickelung 
unsercrWeltaiischaiiuiiganlrcffcniander- 



ffn 



mildert 



1 'l>e;e 



iburtstag in 
Mosel lande, 
mifMoiitnelalt-listoiredes Math. Küssend, 
rundweg erklärt, dass Cusanus hundert 
Jahre friilu-r ais Coppernicus die Be- 
wegung der Erde um die Sonne gel ehrt 
habe. Nun, ein Coppernicus ist Cu- 



!■ aber eben 



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uercdit dem freie« Geiste iL'.; Orsaniis, m:;. iti ilesj-eii Schritt: De dut(:i i.e.uu- 

anschauungen seines Zeitalters trhch. Weltsystem des. Pliiictl.ieis nochmals 
von den ptolc maischen Lehrsätzen frei- aufgewärmt werde; heute kennen wir 
machte und so zu Copperiiicus liinüber- durch die klassischen Qik-Iicns-Iiidien 
leitete. Si-lii.ij-iiri'IIii den I 'liilulii'» /v.-.ir als den 

Während Wolf noch 1S77 in seiner ivürJiL.'sU.eu derV^rlauferciest / 'ppernicus 
Geschichte der Asininrsmie den Cusanus im Altertum, aber vnn der Weltansdtau- 
als einen Mystiker bezeichnete, der nur img des Cusanus ist sein System e>vi-juJo 
insoweit von der Bewegung der Erde im wesentlichsten Punkte verschieden, 
spreche, als sie unverkennbar und nur Aus den Ltedrurktcti Schritten des Kar- 
durdi den Verstand denkbar sei und der dinals, deren iiir uns wichtigste, De 
dabei auch nur an die tätliche Hewcgung docta iyuoraiüia, am 12. Februar 1440 
der Erde yeeiaclH haben könne, weil in Oies vollendet wurde, yeht es nicht 
er in einer seiner Schriften sagt: Gott hervor, wie er sich die Rcwci;ii:i;: de; 
bestimmte einem jedem seine Al t. meinen Erde sv-dacht hai. aber ans einem vnn 
Kreis und seinen Ort; er setzte die Dr. Clemens in der Bibliothek des 
Erde in die Mitte und licslinimle, :t.i-- i;j^ (.■!. e.':'c' eusienen ur.d 

sie schwer^i und *ich am Mittelpi-nkl erst rtacti dem Iahte UJ-I vnn des 
der Welt heu-egr. damit sie «.tfts m Kardinals eigener Hand heschii ebenen 
der M ; tte der Well bleibe und vvede: I Vr^inentblatl '( ficht klar henor. dass 
nach oben, noch nach der Seile ab- ihm die I ehre des l'h.lnlao, .twar nicht 
weiche — daher als Vorläufer der neuen fremd, aber auch, Uass er die Hewegung 
Lehre gar nicht in lletrachl klimmen der I rdc nicht ab eine lurtschieiifrtde. 
knnnr ■ , yeslfht e: ihm anderseits in sondern als eine rotatorische auifasste. 
seiner neu.-sicn A-isgihe seines flir.,|. Auch Mädlci , der aber dies neuem, 
buche* der Astronomie zu. dass Cu- deckte Fragment bei Abfassung stinet 
«wus einer von der.en war, die dem Himmelskunde zur Heurtcilung des Cu- 
Gippcrnicus den Boder. ebneten, indem sanus bereits verfüge, will darin noch 
jener mchl um d.e I rde unter die keinen I oitschrilt zur Crkennlc.is des 
Weltsystems erkennen, ireiheh 
.,ch nicht der Müht unterzogen, 
i es andern überlassen, in diese 
les Cusanus einzudringen. Für 
olleg über Geschichte der Welt- 
hatte ich nun Veranlassung, 



woben erscheint, daher nur schwer der 
Kern, der von Pttrlcmäus zu Copper- 
niens hiiuihcrlcitcL IkTaiMufiuduu war. 
So hatte noch Wolf nach der ersten | 



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Vorgänger des Cusanus in der Pflege 
jener epochemachenden Blüte der 
Wissenschaft, Dante, Petrarca, Boccaccio, 
bezüglich der Wettordnung in ihren 
berühmten Werken sich nicht von dem 
griechisch- scholastischen (ielcisc zu 
trennen vermocht, so verdankte der 
Cusanus die erfolgreichere Richtung 
seiner spateren, am die Weltcrkvmitnis 
gerichteten Studien einem Manne, der 
auch in der Geschichte der Entdeckung 
Amerika- eine cinfhissreiche Rulle ge- 
spielt hat, dem I 'hysiker l'atil T Kra- 
uel!]. Die geistige Hiclitiing ut:d die 
Leistungen dieses berühmten Floren- 
tiners, der auch zum Zwecke der Ver- 
besserung der Alfonsin ischen Tafeln 
1468 einen Onomon auf dem Dome 
zu I'loivuj' emrhit;e, mit dem er haupt- 
sächlich den Lauf der Sonne beob- 
achtete, und der daher der erste beob- 
achtende Astronom in Europa war. 
hatten, ebenso wie sie schon dem Co- 
lumbus die wesentlichste Stütze für sein 
Entdeckungsunternehmen auf geogra- 
phis.lu.-rn Gehiele ge^ek-rt hatten, 
auch in seinen Schüler. Nikolaus von 
Cusa, die Keime für die Entstehung 
von dessen astronomischem System ge- 
legt und ihn namentlich auch zu einet 
besonderen Schrift über die Alfon- 
sinischen Tafeln veranlasst 

Der Ausgangspunkt seiner Natur- 
philosophie ist freilich noch nirhi auf 
dir: lieolincluutigeii gegriiiulcl, sondern 
auf die Betrachtung des mathematisch 
Unendlichen, das er aber mit dem 
Absoluten verwechselt und so zu den 
Widersprüchen gelangt, die die Eigen- 
schaften und Verhältnisse der Figuren 
zeigen, wenn er sie ins Unendliche 
wachsen lasst; er beweist so, dass dne 
ins Unendliche verlängerte Linie, ein 
Kreis oder ein Dreieck, dass eine 
ins Unendliche wachsende Kugel auch 
ün Kreis, ein l >: eieck eine Gerade fein 
kann. Nun nimmt er das Weltall nach 
seinen Prinzipien als unendlich an und 
die Bewegung ab etwas den Körpern 
von Natur Zukommendes. Da die Welt 
unendlich ist, so kann sie weder einen 



i Mittelpunkt noch einen Umkreis 
i. Es bann daher auch die Erde 
Mittelpunkt der Welt sein. Terra 

carere 11011 pntesl- , Da aber auch 
der Fixsternhimmel der Umkreis der 
Well nicht ist, aber nach dem Augen- 
schein diesem näher und die Erde dem 
Wellcentrum näher ist, so ist es nur 
notwendig, dass wir die Sterne nicht 
mehr da finden, wo sie nach den Welt- 
systemen der Alten stehen sollten; da- 
raus folgt wieder, dass sich die Erde 
bewegt Dass sich Cusanus diese Be- 
wegung der Erde aher i:icln als eine fi.rl- 
sch rettende, sondern als eine Achsen- 
drehung gedacht hat, erhellt schon ans 
dem oben citierten Satze, dass die Erde 
schwer sei, sich am Mittelpunkte der 
Welt bewege, damit sie stets am Mittel- 
punkte der Weit bliebe und wchi 
nach oben noch nach der Seite ab- 

Die Erde ist ein Stern wie die anderen 
Himmelskörper, sie bewegt sich, und 
wenn sie auch in Bezug auf die anderen 
Sterne dem Pole der Mitte näher und 
einen kleinen Kreis zu beschreiben 
scheint, so bewegt sie sich doch , und 

Auch kann weder die Sonne, noch der 
Mond, noch die Erde, noch eine andere 
Sphäre (obwohl es uns so scheint) eine 
wirkliche Krciilieu-,i;iiii}; haheii , denn 
sie bewegen sich nicht um einen festen 
Mittelpunkt. Des weiteren findet Cu- 



Cap. XI), t 



n (De docta h 



nikt der 



Vell u 



i Nordpole 



Mith . 
Befänden u 

auf der Erde, so würde c 
im Zenith «scheinen; befänden wir 
uns im l'nle seihst, so würde tlie Mitte 
uns im Zenith zu liegen scheinen; so 
wie wir den Himmel über uns haben, 
würden wir, uns in jedem der beiden 
I'ole befindend, die Erde im Zenith 
sehen. Und wo wir uns auch befinden, 
da glauben wir im Mittelpunkt der 



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Weil zu sein. Die Welt, ihre Bewegung 
und Gestalt erschein! gleichsam wie 
Rad In Rad, Sphäre in Sphäre, ohne 
Mittelpunkt und Umkreis. 

In diesem, im Jahre 1440 abge- 
schlagenen Werke hat Cusamis bereits 
eine so klare und richtige Anschauung 
durch die Einführung des Begriffs clor 
relativen Liewc^iiui: zur Erkliirini.LT des 
scheinbaren Laufes der Gestirne bekun- 
del, wie sie noch fast 1 Jahrhunderte 
nach ihm (1585) der grosse Tycho 
Brahe nicht zu verstehen vermochte, 
indem er mit Reimarus Ursus das in- 1 1 

System durch die Wiedereinführung I . 

Grundsatze fussend: -Die Erde ist ein 
irci r HewcLruRK ungeschicktes Ding. 
Cusanus sagte sich schon ganz richtig, 
wir nehmen die Bewegung der Erde 
nicht wahr, wie wir überhaupt die Be- 
wegung nur im Vergleich zu einem 
festen Punkte wahrnehmen und wie 
jemand au! einem SchiiiV die HcwcgLmir 
des Schilfes nicht wahrnimmt, wenn er 
nicht weiss, dass das Wasser fliegst 
und er nicht die Ufer sieht. Darum 
seheint es auch jedem, wenn er sich 
auf der Erde, auf der Sonne oder auf 
einem anderen Sterne befindet, so, als 
oh er in einem unbeweglichen Mittel- 
punkte sei und als ob alles Andere sich 
bewege; er wird dann je nach seinem 
Slarulptinkte immer andere Pole fest- 

Dic weiteren Darlegungen in diesem 



Lehren über die Natur der Weltkörper. 

Zunächst möchte ich hier einen 
Satz des Cusanus anführen, der zuerst 
die Kugelgestalt der Erde behauptet und 
der vielleicht andere verleitet hat. zu 
behaupten, Cusanus habe zuerst die 
liev/e^um; der tirde um die Sonne ge- 
lehrt ; L'nde un;is nnjtiis est cireuhiriur 
et perfectior alio. ita et figurae sunt 
ditiereutes, terrae h;itiir fijiiira est nio- 
bilis') et spherica: et eius motus cir- 
cularis, sed perfectior esse passet. (De 
- ib. IL Kap. 12.) Wenigstens 

te einer fortschreitenden Be- 
könnte. Aber Cusanus will hier bloss 
behaupten, dass die vollkommenste 
körperliche Gestik die Kugel Lind die 
vullk niuusie Beweis imj; die kreis- 
förmige ist; und der Vollkommenheit 
iiachstri'Kiut ist das Schwere nach der 
Erde, das Leichte nach oben gerichtet 
und die Bewegung des Ganzen nähert 
sich, soviel sie mag, diT Kreisbewegung-. 
Daher könnte die Kugelgestalt der Erde 
eine vollkommenere sein und ihre Be- 
wtgLirig rsl eine kreisförmige, die aber 
auch vollkommener sein könnte, Cu- 
sanus steht hier unzweifelhaft noch auf 
dem Boden der Anschauung von einer 
allgemeinen relativen Bewegung der 
Himmelskörper, ohne die Pole der 
S icnlurwi-giiiig als die Wellpole er- 
kannt zu haben; hier ist für ihn der 
immer wechselnde Pol aller Pole: Gott. 
Über die Grössen der Himmels- 



■ ^igt 



■: !:t ui 



seines Weltsys« 



alter, aber wahrscheinlich nicht nach 
1460, in der Haiuischrifl in Cues nieder- 
gelegt hat, während die erste WrüfiVril- 
lichung von Coppernicus' Lehre um 
\bAO erfolgte, immerhin finden sich 
auch in unserer gedruckten Schrift des 
Cusanus seinem Zeilaller weil voraus- 
eilende, erst von der modernen Natur- 



hoc notum nobis est: 
nobis notum quanto regio solis sit 
rtiaior aut minor regitme terrae, aei[Lialis 
autem praccise esse ncquit. nulla enim 
Stella: alteri aequalis esse potest. neque 
terra est minima Stella: quin esl maior 
luna, ut experienlia celypsium nos do- 
cuit. Et mercurio etiam: ut quidam 
dicuni El forte aiiis stellis. Über 

■) Der Text hat »tiobilia-. 



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die Beschaffen heil der Himmelskörper 
spricht er sich so aus: Die Erde liat, 
si i gut wie die S'ii; ri ^ und die übrigen 
Cicstirne, ihre Elemente, diese sind bei 
(U'ii vtirrliit'ileiie:i Himiiidskiirix'm mir 
durch die Mischung derselben und 
durch das Uh erwiese ti lies einen hic- 
mentes über das andere verschieden; 
Jeder Himmelskörper hat auch sein 
eigenes Licht, seine eigene Wärme und 
seinen eigenen Emfliii? (inthicntia), die 
vi«) denen der anderen iic-iime ver- 
schieden sind. Man d:ir( hiernach iaijvri, 
dass die Voraussehung des Cusanus 
über die Natur der Himmel Körper 
sieh hauptsächlich deckt nii: dein, w;is 
die Spektralanalyse 400 Jahre später 
über diese Frage gelehrt hat. Ja, der 
[il.ilonisi eren lieKirclieiiiiii verkennt m ich 
weiter, da—, da die Rjume des I limmeis 
unmöglich leer stehen können, jeder 
Stem, wie die Erde, seine Bewohner 
hat, die vielleicht naeh de:- verschiedenen 
Beschaffenheit der Natur des Sterns 
anders gcslahe; sind. >n ahnt er denn 
so viele besondere Weltteile des Welt- 
alls, als es Sterne giebt, deren Zahl 
im enn csslich ist. Seinen weiteren fie- 
traeliinni'cn übe: die Imtwickelung lies 
Weltalls legt er herdls den klaren Ge- 
danken von der Unzerslörbarkeit der 
Materie zu Grunde. Denn, indem er 
die Auflösung aller Dinge bedenkt 
kommt er zu dem Schlüsse, dass irgend 
etwas nicht ganz und gar untergehen 
kann — freilich nur wegen des Ver- 
hältnisses gegenseitigen Einflusses, in 
dem alle Dinge zu einander stehet:. 
Aber klar sagt er, dass ein Untergang 
nur der Seinsweise nach möglich ist, 
[lanü also |;ii(er;[iiiu{ nur Verwandlung 
sein und für den Tod kein Raum bleiben 
kann. Der Tod ist nur die Auflösung 
des Körpers in die Teile, ans denen er 
zusammengesetzt ist; es kann also von 
allem, was Gott geschaffen hat, nichts 
untergehen. 

Cusanus spricht sich auch Über die 
Natur des Sonnenkörpers aus und zwar 
in einer Wehe, die eine iiappan'e Ahn 
lichkeil mit der Herschel -Wilson' scheu 



; Theorie hat, die sich bekanntlich auf 

i die Gestalt und Umgebung der Sonnen- 
ileeken stützt. Man könnte also ver- 
sucht sein, dem Cusanus die Kenntnis 

I der erst l 1 /» Jahrhunderte nach ihm 
entdeckten So nnenf lecke, vim denen 
er vielleicht einige grössere bemerkt 
haben konnte, zu/iuclireibcu. 

Es schein I mir aber auch hier, 

j dass er, ohne auf Beobachtungen hissend, 
ebenso wie in -einer Bewegungslehre, 
leiblich deduktiv /,i diese, Ansieilt Über 
die Natur der Sonne gelangt ist, die 
noch um die Mitte des IQ. Jahrhunderts 

Die Ach send rehitng der Erde hat 
Cm-aiuis in dem von Clemens aufge- 
fundenen Fragment in Cues näher be- 
schrieben. Sie zeigt so viel Verwandtes 
mit der von Scliiaparelli klargestellten, 
eleganten Sp hären theorie des Eudoxus 
in der Erklärung der himmlischen Be- 
wegungen, dass der Versuch des Cu- 
s.uiiis, die Bewegungen im Wellall, an 
der die Erde (eil nimmt, als eine Auf- 
gabe der sphärischen Kinematik zu be- 
handeln, uns als ein wesenüicher Fort- 
schritt in der Erkenntnis des Weltsystems 
erscheinen rauss. 

Nach den Naturprinzipien des Cu- 
sanus konnte aber nicht nur die Erde, 
sondern es mussten auch der Fixstem- 
himmel und die Sonne in Bewegung 
sein. Er durfle also ;iie läßliche Um- 
dreiumgdes l 'iistcnihiitimtls nicht dureii 
die Rotafion der Erde um ihre Achse 
allein erklären, sonder:! er uinsste der 
Erde und dem Fi (Sternhimmel Be- 
wegungen zuschreiben, deren Verhält- 
nis ein dem Augenschein entsprechendes 
hi-gchnis hatte, d. Ii. die scheinbare täg- 
liche licv.cgimg des Fixstern Iii tum eis 
darstellte. Cusanus hat nun in dem 
Frau in etil von dies zur Erklärung diese;, 
nach seinem metaphysischen Prinzip 
notwendigen, relauveu Bewegung der 
titele und des t i^slernhimtnels das denk- 
bar einfachste Verhältnis gewählt: Er 
gab der Erde eine konstante 24 stündige 
Umdrehung*- Bewegung um eine, .mit 
der l'mdrehuugsaehse des Fi.istern- 



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himmcls zusammenfallende, Achse in 
der Richtung von Ost nach West und 
dem Fix Sternhimmel gleichzeitig eine 
Umdrchungsbewcgung in derselben 
Richtung, aber von doppelter Winkel- 
geschwindigkeit Damit erhielt also 
Cusanus in der Thal die dem Augen- 
schein entsprechende Umdrehungsdauer 
des bixsternhimmels von 24 Stunden 
in der Drehungsrichtmig von Osten 
nach Westen, gerade so, als wenn die 
Erde keine Rotation härte. 

Zu berichtigen ist hier die Aus- 
legung, welche dieser erste Teil der 
Cusanischen Lehre von der Erdbewegung 
durch Professor S. Günther (Die Lehre 
von der Erdrundung und Erdbewegung, 
llaüe 1S77), einen eifrigen Ver:entiger 
des Cusanus, gefunden hat. Von Cu- 
sanus 1 eigener Hand finden sich in jenem 
Bruchstück die Sätze niedergeschriene] 
»Consideravi, quod terra isla nori pote- 
esse fixa, sed movetur, 



sacht wird, - — 



V 

24 ' 



Um al 



dem Augenschein entsprechende Rich- 
tung und Gleima iulii;kdl der Um- 
d/dsuii^sbeui-pirig; Jes rixsliTiiliimmrls 
zu erhalten, musste Cusanus die 
eigene Rotationsbewegung desselben 
— -+- setzen; damit erhielt er dann 

die dem sinnlichen Augenschein ent- 
sprechende Bewegungsgrösse des Fix- 
stemhimmels 

_ — 360 + 720 _ 360 



24 



24 



Pythagoi 



umSi revolvit 



in die et nocte, sed ocu 
Fixstemhimmel) »bis, 



Dauni ersdidot dns ErjruhiiH der Unter- 
suchung von Prof. Günther, wonach 
im System des Cusanus die Bewegung 
des risatiTiiiimirnds mit der Jnpi leiten 
Winkelgeschwindigkeit in der der Erd. 
rotation entgegengesetzten Richtung vor 
. sich gehe und also eine Winkel- 
geschwindigkeit des FixsterrJüinrin'l- 



et nocic . Zunächst ist klar, dass Cu- 
sanus hierbei die Erdrotation von Ost 
nach West gerichtet angenommen haben 
muss, weit, wenn er die wahre Be- 
wegungsrichtung supponiert hätte, für 
den Fixstemhimmel augenscheinlich 
keine eigene Achsen dreh uug -esoltierk:. 
Hier müssen wir also den Satz auf- 
stellen, dass das Verdienst des Cusanus 
in seinem auf Pliilolaos hissenden 
Wettsystem, die Rotation der Erde klar 
und notwendig nachgewiesen zu haben, 
wieder dadurch geschmälert wird, dass 
Cusanus nicht die wahre, sondern die 
eiits;ej;ei]i;eidxtenreli[ii]!i5rictil[iiii; fand. 

Welche Drchungsrichtung Cusanus 
nun dem Fixstemhimmel, der achten 
Sphäre, geben musste, kann nach den 
ersten Grundsätzen der Bewegungs lehre 
nicht zweifelhaft sein. Nennen wir 
die Bewegungsrichlung des Fixstem- 
Uimnids positiv, wenn sie im Sinne 
Ost-West verläuft, so ist seine Winkel- 



— + resultieren würde, wider - 

24 

legt. Die oben citierten Satze des Cu- 
sanus lassen auch keinen Zweifel, dass 
unsere vorstehende Beweisführung sich 
wohl mit seiner Bewegungslehre für die 
Erde und die achte Sphäre deckt. 

Dieselbe Berichtigung erfordert nun 
die Oi'mlher'sdie llarsli'Hung aueh be- 
züglich der Cusanischen Lehre von der 
Sonnenbewegung. Denn da Cusanus 
ig der Sonne 



dlnchmen 



mehr an der Umdreluingsbcw 
Fixsternsphäre um die Erde ( 
lässi — nur etwas langsamer — , so 
muss die Umlaufsbewegung der Sonne, 
ebenso wie die der achten Sphäre und 
die Rotationsbewegung der Erde, von 
Ost nach West gerichtet sein. 

Während nun der Fixstemhimmel, 
wegen der konkurrierenden Erdrotation 
von halb <<> grosser \Vitikd^esdnVLiKlii>- 
keit im gleichen Drehsinne, in zwölf 
Stunden um die Wellachse von Ost 



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- 200 - 



nach West rotiert, vermindert Cusanus 
die Geschwindigkeit der gleichgerich- 
teten Sonnenbewegung um wo- 
durch er die Revolutionszeit des jähr- 
lichen Umlaufe der Sonne um den 
Fixstern Ii immcl in dem der täglichen 
Umdrehung entgegengesetzten Sinne 
darzustellen meinte. Er sagte sich ganz 
rii'luL', dass die Sonne im Laufe eines 
— J "e Erde zu 

" ""zahl' 



Jahre- 
rotier 



mal v 



seh eil 



r Sellins 



ihrer jährlichen Dotationen daher 
(.■ins jieringcr sei als die Zahl der Tage 
des Jahres, beruht aber (nichl wie 
(jiiuilier meint, auf einem Hccliuun«.-- 
fehler, sondern) darauf. da;; Cusanu; 
den Unterschied zwischen mittlerer 
Sonnenzeil und Sternzeit dabei nicht 
" i die Zahl der Kul- 

n des rrühlingspunktes daher 
11 3ÜG iiiii.H'rtiin;iiK'ii 



inus durch die Erd- 
bewegung und die nach der seiner 

Weih II -eil am Inj; t'[ll;|i;l'L'lh'lnlt'i) all^i'- 
meinen HL'H''.', T i!iik' auch des tij.;terri- 
himmels den Wechsel von Tag und 
Naclii und den iäluliduT] l rmlaiif der 
SimriL' erklärt hat, jji-'Iit lt auch ilaian, 
den Wechsel der j.ihreMCilen dadurch 
zu erklären, dass er der Sonne ausser 
ihrer Umlaufsbewegung um die Well- 
achse eine zweite jährliche Bewegung 
um eine im Äquator gelegene Achse 
zuschreibt; und ferner will er die durch 
das Vorrücken der Äquinoktien resul- 
tierenden säkularen Änderungen der 
Nxslernörter dadurch erklären, dass er 
auch dem Fixstcrnlummel eine zweite 
llcu'üiins /iKchrcihi inn eine Achse, 
deren I'ule im Äquator liefen, 

Cusanus mussie, da er durch die 
tägliche Verzögerung des Sonnenlaufes 

von — — unter den Finsterocn wohl 
365 

einen vollen Umlauf der Sonne im Jahre 
dargethan hatte, diese dabei aber das 
ganze Jahr über im Äquator bleiben 



dritte periodische Bewegung zu- 
iben; er Ihat dies, indem er an- 
nahm, dass sie um eine in der Äquator- 
ebene liegende Achse einen jährlichen 
Kreis von 23 0 Radius beschreibe. Man 
hat dem Kardinal hieraus Verwirrung 
seiner mathematischen Ansc ha imng zum 
Vorwurf gemacht und behauptet, nach 
dieser seiner Darstellung müsste die 
Sinne sieh jährlich nur um einen und 
denselben Punkt am Himmel in einem 
Abstände von 23" drehen, aber keinen 
ganzen Umlauf um die Himmelskugel 
machen. Ich meine zu Unrecht Dem 
Urheber der neuen Weltanschauung, 
deren erste Grundlehre war, dass Himmel 
und lirtk- in vieler ikwemjrijr sind, kann 
man nicht unterstellen, dass er sich noch 
in dein alten Wahne befand, wonach 
die Gestirne an krystallenen Sphären 
angeheftet waren und daher auch den 
Drehachsen eine reale Bedeutung zu- 
ye-ch rieben werden müsse. Vielmehr 
will und kann er hier nur so verstanden 
werden, dass die im Äquator ruhende 
Achse zusammen mit dem jährlichen 
Lauft der Sonnt: eine Umdrehung um 
die Hauptachse der Sonnenbewegung 
in der Richtung von West nach Ost 
beschreibt, Ist dann die in der Äqua- 
torebene ruhende Achse der Sonnen- 
bewegung vom Zeichen des Krebses 
nach dem des Steinbocks gerichtet zur 
Zeit der Si>l;tiiien, su resultiert aus der 
jährlichen Umlaufsbewegung um die 
beid en Achsen näheru ngs weise d ie schein- 
bare Bahn der Sonne an der Himmels- 
kngel. 

Hierbei ist es demnach dem Scharf- 
sinn des Cusanus noch gelungen, die 
himmlischen Bewegungen zu erklären, 
filme die den Nck;uni:cn ihrer Üahn- 

ihrer Umlauf Sachsen einzuführen. 

Niehl so glücklich ist Cusanus in 
•einem System in Bezug auf die Dar- 
stellung jener säkularen Änderungen 
de:- l-'isslerinirtcr gewesen, die eine I^lijc 



de? Vorrücken? i:er AisuinuSiticn sind, von der von Cusanus abgeleiteten; man 
Gerade hier, wo die Rewi-gm;^ ik'r darf ilim aber in diesem Punkte zuge- 

Erdbahn gegen den Äquator sich am 
Fixstern himmcl widerspiegelt, konnten 
die primiiiven Annahmen seines Systems 
den Erscheinungen nicht mehr gerecht 
werden. Qifmins IüfsI einfach die Lrde 
und die Himmelskugel um eine im 
Ä q Ii ato r ruh en d e A c h sc n tue Be we g 1 1 ngei i 
vidlttibren, die f(> absein esf.cn find, d:iss 
die Fixsternkugel um einen kleinen 
Betrag weniger rasch umläuft als dfe 
Erde. Diesen Geschwindigkeitsunter- 
schied nimmt er 50 klein an, dass ; Planeten nicht näher ausspricht. Wohl 
sich die Lage des Weltpols erst in aber ist die neue Geistesrichtung des 
1(10 Jahren um 1 Grad unter den Kirelieitfiirsteu, der zum ersten Male 
Sternen verschiebt Aber auch die in in den Abendlanden die Erde in das 
der Nähe des Äquators stehenden Sterne b>tcrnfystcm einreihte und es sich danach ■ 
umssten dann um denselben [ielr;:^ ver- mit bewundernswertem Scharfsinn kou- 
schnben erscheinen. Das ist nun keines- streievlo, eine fi'.'i?t;i;e Givssthat an der 
wegs der ball; eben ziiiiilgede: \e'f.;iuig Wende ik's Atitlcliihers ni'd der neueren 
der Ekliptik gegen den Äquator ist Zeit, die ihn als würdigen Vortäufer 
die Verschiebung der Steniörier eine I des grösseren Coppernicus erscheinen 
ganz ungleichförmige und verschiedene j lässt." 



der Erscheinung, die er erklären wollte, 
nicht lliiirL'kheud klar vorlag. 

Wenn wir diese Beirut Ii hing des 
Wellsyslcnis des (jisamrs ven/jleklieu 
mit jenen eleganten Darstellungen der 
l'ylkigoräer, wie wir sie jetzt, bcsundcrs 
iturch Schiaparelli, kennen, können wir 
nicht sniieii, dass er in der Darstellung 
der himmlischen Bewegungen einen 
Viir/iijt verdiene, um so weniger, als 
1:7 sich über dk Jk'.ie''i:ii!'eii der rm i Iitcit 



Die Thätigkeit des Astrophysikalischen Observatoriums 
zu Heidelberg. 

=rtigt, die grossen Metallkassctten für 
„ . lie beiden Kameras umgebaut, die elek- 
■tinphyfdialki-heu Ab- t:i>L"!n- Anlage ihr ( ihnvtrk, Feinbewc- 
ihcr/riglkheii S:er:iwarle gimtr und lieleiichtmig des Teleskop« 



BSgerr Prof. Wolf giebt 
P-jS? Arbeiten an der seiner Leitung 
unterstellten 
teilungdt 



■1 Heidelberg im J; 
rieht, dem wir beende- etitm 

Das Jahr 190-Owar für die Geschichte 



Be- 1 gemacht, das Uhrwerk vervollständigt 



Für -das Bruce-Teleskop wurde die 
EntivicSidmis des Observatoriums englische iWmilieruugslorm gewählt, 
" ■ ■ ■ aber nach modernen l'riuzipk-n 

zeren Massen entsprechend von 



in der Zeit vom 8. bis 11. August die dei 
Versammlung der Astronomischen Ge- Pr< 
Seilschaft in Heidelberg abgehalten. Mt 
Der grösste Teil des Jahres wurde 1 Bl< 
darauf verwandt, einzelne Teile für das I ein 
grosse pholographische Bruce-Teleskop 
fertig zu stellen und dieses in Thätig- 
keit zu setzen. So wurde ein grosser 
Okularkopf 'um 'clmziill igen l'.'irüer 
nach eigener Konstruktioi ' ' " 



die Mitte der Achse bildet. In ihren 
beiden spitzen linden trafen diese Kegel 
die Stahlzapfen der Achse. Die Dekli- 
nationsachse durchdringt den Kubus. 



fläche des Würfels, während ein schwerer 



Gusskomis auf der gegenüberliegenden 
Würfelflächc aufsitzt und das andere 
Lager frei hinan strägt. Die Wiege sitzt 
einseitig nahe am Würfel und fasst 
gleich zeitig drei Rohre, nämlich die 
zwei kürzeren aber dicken Kameras der 
beiden Sechzehnaöller und das längere 
Hohr des zchnzölligcn Lcilfemrohrs. 
Die Rohre sind nahe dem Okular und 
dem Objektiv noch durch (."uissslücke 
unter sich verbunden. Die Polaradtse 
liegt mit dem Nordiaplen in einem 
schweren Support, der vier Bewegungen 
für die Justierung gestattet und der die 
Sjiiize eines schweren ( jiisshonics bildel, 
das auf dem nördlichen Steinpfeiler 
ruht Mit dem stählernen konischen 
Sitdzapfen dreht sich die Polarachse in 
einem Roigusskonus, der durch ein 
Kugellager entlastet wird. 

Die f entroll rt sind deshalb einseiti;; 
miicn ilii; Inline Pnlanii'lisi' gelc;;l, rr-1- 
lichum besser Veränderungen an ihnen 
vornehmen und experimentieren zu 
können als bei der Pariser Anordnung, 
dann auch, um den Pol jederzeit auf- 
nehmen zu können. Die beweglichen 
Teile wiegen an-eualiert hundert Ceilbirr, 



Dadurch ist es also ermöglicht, dass an 
jedem Instrument die Sekunde der Nor- 
maluhr unmittelbar benutzt werden kann. 
Die Anlage wurde aber 1900 noch 
nicht völlig vollendet. 

Im Jahre 1900 war das Wetter un- 
günstiger als 1899 und noch ungünstiger 
als 1898. 

Die Gesamtzahl heiterer Abende war 
ziemlich beschrank! und es wurde nur 
in 100 Nächten pholographiert. 

Es wurden 213 verschiedene photo- 
irraphifclie himinclf,iiif:iahitini mit im 
.Hangen 250 Stunde]] MclidLlLisig gemach. 
Dabei wurden 383 Platten exponiert. 

Bemerkenswert war der seltene (irad 
von Klarheit. -Ich der Uitchilidie Himmel 
am 6. bis 9. Oktober 1900 zeigte, 
während gleichzeitig Nebel über der 
Ebene lagerte. Der Mond war blendend 
weiss mit einem Stich ins Blaue wie 
Licht ik-r llogcukimpc im i il /i'i«ir 
die nur bei grosser Klarheit auf tief- 
schwarzem Himmel sichtbaren zwei- 
farbigen Ringe von 2 1 /, und 5" Durch- 
weiche vom Auge verursacht werden 



Da? -uiauc I olsren erschient iladureh, 
dass man zwei Knöpfe des Tasters eines 
elektrischen Kontaktes drückt Berührt 
imüii den rechte]! Knopf, su geht das 
Fadenkreuz recbls, berührt man Jen 
linken Knopf, links. Die genaue Re- 
gulierung des Triebwerke? geschieht 
durch eine Sekunden kontrolle {absolut 
Kegulatur), welche von einer Pendeluhr 
ausgelöst wird. 

llic l'cndcldirv.in Kieiler nilN'ickcl- 
s:slil[ie[iitel kam Ende Juli zur Aufstel- 
lung i;n<! ist snlhrr ausgr/eichnri ge- 
gargen. Dieselbe dienl al> Nor-nah-hr 
lind steht durch einen Kontakt mit c.ncr 
An -ah: von einlachen Sekundcnpendc!- 
ulire.i in lerschledenen Räumen r.acli 
einem eigner. Verfahren in Verbindung. 



mewer des Monde- vor die Mondscheibe 
hält Die Durchmesser und Farben 
wurden von allen Beobachtern gleich 
geschätzt 

Eine andere ebenso interessante op- 
tische Erscheinung konnte mehrmals 
im Jahre 1900 beobachtet werden, näm- 
lich das Ausbleiben der scheinbaren 
Vergrösserung der Mondscheibe am 
Horizont Diese Erscheinung lässt sich 
wohl nur auf einer Höhcnnatii m be- 
obachten. Wenn nämlich Nebel Über 
den Thälern lagert sodass der Himmel 
und dcrN'ehel am Horizont ohne Grenze 
:n der Dämmcrim;: ineinander übergehen, 
dann scheint sieh du Himmelsgewfilbe 
nr.ler den Horizont gegen das Nadir 
hm uhre Unterbrechung und cinhirbig 
!(i:t/useuen Komm: dann der Mund 
;i:m llon/uiil, so ei-Mheinl er |Cdem 
licohachlcr kle;n wie im Zeiulh. 



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Diese äusserst frappante Erscheinung 
scheint zu beweisen, dass die bekannte 
scheinbare Vergrösserung der Mond- 
scheibe an dem Horizont von der Lage 
des Anemul des Kopf es des IScohachtcrs 
vülliji unabhängig ist 

Es wurde im Jahre 1900 wieder eine 
sv-lemrtfcdic Ver^lciehnng der ut- 
sdtiedcticu tutwicklcr bei verschiedenen 
Temperaturen durchgeführt Dabei 
wurde auch die Emwicklungsdauer für 
tdeiehe Hei ich hingen variiert. Trotz aller 
Bemühungen fand sich aber wieder, 
dass von allen Entwicklern — unter 
Alueägim].;- aller Vm- imd Nacliii-ile — 
das Hmliunl den Sic;» davontrug. 1 Vol. 
Wolf hat daher für die Sternaufnahmen 
diesen Entwickler weiter beibehalten. 

Wie in früheren Jahren, so wurde 
auch 1900 der grösstc Teil der Zeit 
auf die Aufsuchung hilfsbedürftiger 
Plauelen verwandt, ilh zaus September 
wurde der seither stets benutzte sechs- 
zöüige VoioilanHtr vom Ofimiuffsver- 
hältnis 1:6, von da ab hauptsächlicli 
das Bruce-Teleskop, vmi ;;k-i L-kfin ( )fi- 
nungsverhällnis, benutzt. Nebenbei 
kamen auch andere Apparate meist 
zu Kon Irollz wecken zur Verwendung. 
Einigemale wurde mit Erfolg ein sechs- 
zölliges Objektiv von Paujy vom Öff- 
iiungsve;!i:i]iiiis t : SV. benutzt. Im 
ganzen wurden 36 versdiiedene Oegen- 
den auf Planeten hin aufgenommen. 
Dazu und zur weiteren Verfolgung 
einzelner Planeten wurden im ganzen 
66 Aufnahmen mit 161 Platten und 
147 Stunden Belichtung gemacht 

Es wurden in den 3b Gegenden 
13 neue und 35 alte Planeten aufge- 

Neu entdeckt wurden die folgenden 
Planeten: 



rS -V<i eindeckt am il. Okt. [<)!» 
FT — — . . 20. D,-i. i'|.jt) 
FU = - . . 20. . 1900 
Die Vermessung der Nebelflecke 

auf den Platten 434, 1011 und 1441 

durch Dr. Schwass 



geiiil, 



■ Redul 



_ : =454 e 
FO -155 
FH =456 
Fl = 457 
FK - lirf 



u 23. Mär 
22. Mai 

15! £"pl 



Messungen viin demselben grösstenteils 
erledigt Die Resultate sollen womög- 
lich in einer zusammenfassenden Arbeil 
in Jahre l'JOl publ mert werden. 

An den Beobachtungen des Planelen 
Friis beteiligte neb das Observatorium 
nur in geringerem Masse, weil Prof. 
Wolf wegen des Eros nicht die viel 
notwendigere Verfolgung der übrigen 
Planeten aufgeben wollte. Immerhin 
konnten mit einem langbrennweitigen 
Secliszöllcr im Oktober und November 
r i~ ku r/belichtete Aufnahmen des Eros, 
darunter an vier Tagen entsprechende 
Sätze von Abend- und Morgen-Beob- 
achtungen, ausgeführt werden. Am 
Bruce- Teleskop wurde dagegen stets 
die Gegend, durch die der Planet ziehen 
musste, im voraus mit langer Belich- 
tung aufgenommen, um Karten für die 
ISeohacaiunglieiYustellcn. Davon wurden 
Abzüge gemacht und diese an eine 
grössere Anzahl von Astronomen im 
voraus versandt. Durch diese Arbeil 
wurde verhindert, den Eros selbst, wie 
beahsichligl, der Helligkci^schwankung 
wegen (wie früher bei Tercidina, Sirona 
u. a.) länger aufzunehmen. Nur ein- 
mal am 3. September wurde er längere 
Zeit mit zwei h'ernruhren gleichzeitig 
aufgenommen, die Platten aber für 
spätere Untersuchung zurückgestellt 

Für photo metrische Zwecke wurden 
34 Platten exponiert, besonders auch 
von S Leonis, der dort seit Jahren ver- 
folgt wird. Ein neuer Veränderlicher 
(13h 3m— 12° 381 wurde im April ent- 
deckt. Auch einige Vergleichsauf nahmen 
der Helligkeit des Zodiakallichtes, der 
Milchstrasse und des Himmelsgrundes 
wurden gemacht. 

i Für Nebelflecke wurden im ganzen 
mit 37 
teU- 



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weise zur Weiterführung des Verzeich- 

Darslellung bekannter ausgedehnter 
Nebel. Die Karte der l'lejadennehel 
erschien im Druck. Dabei wurde auch 
versucht, eine Darstellung der relativen 
H l- 1 1 i .Lckt- l K- 1 1 der einzelnen Partien dieses 
grossen Nebels zu geben. Die Dar- 
stellung der ausgedehnten Nehcl int 
Orion wurde weitergeführt, aber wegen 
Mangels an noch nötigen Koniroll- 
plalten nocti nicht weit gebracht. Nur 
fünf Mi [chstrasseuauf nahmen mit zehn 
Platten und 15 Stunden Belichtung 
konnten gemacht werden. 

Mit dein Sdimtfohoninictcr wurde 
eine Anzahl Aufnahmen des Zodiakal- 
lichles erhalten und daraus die Achsen- 
lage des Lichtkegels ermittelt. Dieselbe 
wich beträchtlich nach Norden von der 
Ekliptik ab, und die Aufnahmen Hessen 
sich gut mit der Anschauung vereinigen, 
dass das Zodiakal licht in der Ebene 
des .Sonn er',;»] nah >rs liegt. Die ersten 
Resultate sind im Druck erschienen. 

Im Jahre 1900 gelangen nur fünf Ko- 
metenauf nahmen (zehn Platten mit zu- 
sammen Stunden Helichiiinj'i. Da- 
von entfallen drei Aufnahmen auf den 
Kometen Oiacobiui, von denen die 

und zwei auf den Kometen Brooks. 
Die Positionen des Kometen Holmes 
<j<) II vom vergangenen Jahre wurden 
fertiggestellt. 

Die Saturnbedeckung am 3. Sept 
wurde beobachtet und am Bruce-Tele- 



skop photographiert. Dabei wurde 
ein besonders hübsches Bildchen 
erhalten, worauf gerade die Hälfte 

der Salurnscheibe vom Monde be- 
deckt ist 

Am VI. Oktohcr nachmittags w irde 
in einem grossen Teile Sud Westdeutsch- 
lands (voll Oberwesel am Rhein Iiis in 
den schwäbischen Jura) ein grosses, 
blendend helles Meteor beobachtet, das 
bei hellem Sonnenschein den Himmel 
durchquerte und in der Juragegend zer- 
platzte. Die vielen Beobachtungen dieses 
Phänomens sind gesammelt und harren 
der Verarbeitung. 

An: 1 '). Oknuier nachmittags wurde 
in einem Teile Siiddeutsehlands bei 
sriilieiu Himmel eine heftige ilduiutia 
wahrgcuoinmen (auch von Prof. Wolf). 
Die zahl reichen Beobachtungen sind eben ■ 
Falls gesammelt und es zeigte sich, 
dass ein grosser Meteorit, der vom 
mittleren Württemberg aus auch mchr- 
lach gesehen wurde, in der Gegend 
von /wingeuiie;g am Neckar explodierte 
;unl in einzelnen unter Donnern weiter 
«miauenden ttriichsliicken auf die 
Gegend von Wiesloch (am Rande der 
Rheiucbeuc) flog. Leider konnten die 
Hrudisfücke nicht geiundeii werden. 

Noch von einer ganzen Reihe von 
grosseren Feuerkugeln, alle zu dieser 
Zeit, erhielt das Observatorium Nach- 
richt, sodass also der Oktober 1900 
in dieser Hinsicht besonders bevor- 
zugt war. 



Die elfjährige Periode der Sonnenflecke und der Cirrus- 
wölken. 
Von Dr. Klein. 

f jS^or 29 Jahren habe ich 1 ) als Er- geteilt, dass die (Zirruswolken in den 
S&JoB gebih.'. meiner Untersuchung der jähren der Sonnendeck -Maxima zahl- 
in Köln 1850-1871 dreimal täglich reiche: . um die /eilen der Sonueutleck- 
angestellten Wolkenbeohachtum;cii mit- Minima seltener auftreten. Dieser pa- 
' rallcle Gang mit der Sonnenfl eckhäuf ig- 
') Zeitschr. d. Opstcrr.Qv;. f. Meieuro- *<eit zeigte sich, wie ich a. a. O. im 
ht-iii: ]:-72, so. Ii. , Einzelnen nachwies, auch wenn man 



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— 205 — 



die Morgen-, Miliag- und Abend- Ho 
nhachtungen gesondert darstellte oder 
jede der beiden Jahreshälften getrennt 
gruppierte. Der damaligen Kol« liann 
ich jetzt die Beotiachtungen von »eiteren 
28 Jahren beifügen, sodass Im gänzen 
die Sonncnllcckpennden tum Maximum 
1848 bis zumMinimum 1901 vonCirrus- 
beobachtungen begleitet sind. 

Von dieser neuen Reihe gehören 
die Beobachtungen der Jahre 1872 bis 
1881 dem durch seine Sonnenlleck- 
und Nordlichlb.:t'hrid)iiiiii.ii']i heknintcr. 
Lehrer W. Weber in Peckeloh (in West- 
falen) an, die übrigen sind von mir in 
Köln angestellt worden. In dieser 
neuen Reihe werden übrigens nur die 
Tage, an denen Citrus wölken gesehen : 
wurden, aufgezählt, da nicht nur an 
dreitäglichen Terra instunden, sondern 
so oft als thunlicli nach der Bewölkung 
gesehen wurde, 

W. Weber giebt folgende sum- 
marische Aufzählung der Anzahl von 
Tagen, an denen er Cirruswolken be- 



1877 78 79 SO 81 



Cimisfomien notiert, sondern 
jenigen, welche am Nordhimmel in 
□estalt der sogenannten ■Polarbanden- 
auftrafen. Es ist nicht ohne Interesse, 
hervorzuheben, dass auch diese Formen 
allein in Bezug auf Häufigkeit des Auf- 
tretens den Parallel ism ns milden Sonnen- 
fleck Relativzatil i 

Aufzeichnungen reichen bis Ende der 
70er Jahre zurück, doch wurden sie 
nicht su regelmässig fortgeführt, um ver- 
gleichbare Zahlen für die Häufigkeit 
des Auftretens dieser Wolkenformen zu 
liefern. Solche begann ich 1382, zur 
Zeit, als Weber seine Aufzeichnungen 
ziemlich einstellte. Dadurch ist es mög- 
lich, die Reihe ununterbrochen bis zur 
Gegenwart auszudehnen, doch sind na- 
türlich die absoluten Zahlen in den drei 



Teilreihen (Köln 1850 — 1871, Pecke- 
loh 1872—1881, Köln 1882 — 1900) 
nicht miteinander unmittelbar vergleich- 
bar, sondern nur die Wendepunkte der 
Häiifigkeitskurven, welche durch sie 
gegeben werden. 

In der nachstehenden Tabelle ist 
nach meinen Aufzeichnungen unter A 
die Anzahl der Tage angegeben, an 
welchen ich in den nebenstehenden 
Jahren Cirruswolken notiert habe. Es 
ist klar, dass an den Tagen mit trübem 
Wetter Citren, auch wenn vorhanden, 
nicht notiert werden konnten, und da 
die Anzahl der Tage mit bedecktem 
Himmel in den einzelnen Jahren ver- 
schieden ist, so wird es wünschens- 

t, diesen Einfhiss auszugleichen. 
Nähenmgs weise ist dies ausführbar, in- 
dem man die Zahl der Tage, an denen 
die durchschnittliche Bewölkung mehr 
als 0.8 des Himmels betrug, in Betracht 
zieht und die Jahressumme der Cirrus- 
vorkommen im Verhällnis vergrössert 

Diese berechneten Häufigkeitszahlen 
finden sich in der folgenden Tabelle 



1882 128 223 1892 89 135 

1883 113 192 1S93 71 101 

1884 87 145 1894 70 III 

1885 97 149 1B95 75 115 

1886 75 121 1896 62 119 

1887 82 130 1897 73 120 

1888 69 115 1898 66 116 

1889 40 70 1899 57 92 



1891 



HB 



.Für 1900 sind übrigens nur die- 
jenigen Hille liier /n.t;e/uj;eri, in welchen 
die Cirren als grössere Streifen auf- 
traten, da ich während dieses Jahres 
auch die allergeringsten Spuren von 
Cirrus notierte und von Morgen bis 
Abend jede heitere Stunde benutzte, um 
nach Citren auszuschauen. Dadurch 
ist das Jahr 1900 nicht eigentlich ver- 
gleichbar mit den früheren. 

Vergleicht man die Maxima und 
Minima aller drei Beobaehlmiirsrciliei! 
von 1850 — 1900 mit den Zeiten der 
Maxima und Minima der Sonnenflecke 



— 206 - 



(nach Wolf und Wolfer), so ergiebt I Hlnffgtdi 
sich Folgerates: I dfr Cirruswolk 



IflVJ M.i.ililjrll 

SD5 Minimum 

S7Ü M-.ii-iuill 

879 Minimum 

s^ .\l.miiv.ini 



Ifii'J Minimum ISTO Minimum 

1S"2 Us.inram lf.i>l MjKriiiKin 

I9DQ Minimum 1401 Minimum 



William H. Pickerings Beobachtungen der fflondformationen. 

Von Dr. Klein. 



gHlccIolL .1» di«er e™«" W»H- 
erene feigen sidi uaeli l'r.ii l'n i.e- 
rin>; Veränderungen (kr Irirhmu', die 
ihren Cyldus in 24" durchlaufen, ja in 
weniger als r il- bisweilen sehr tnerkl irli 
-riul und .Iii.' der .|> 1 äi-liliT einer Vi'-.-- 
tation zuschreibt. Ich habe diese Färbun. 
gen nicht vvrftilitL lan:i alst! ans eigener 
Kaiiiiiiis nichts darüber beibringen, 
doch möchte ich daran erinnern, dass 
lÜL-ciiiii wegen seiner gii:E.;cr Nahe heim 
Mondrande in starker ostwestl icher Ver- 
kü riru Iis» erschein! und wegen dieser 
seimigen Ansicht sehen Kirc I (clligkci-s- 
wechse! in svii.fm Innern leicht ent- 
stellen können. 

Mcssier ii.ul Messier A. Oie Auf- 
merksamkeit Prof. Pickerings wurde auf 




Seine Beobachtungen begannen 1391 
und wurden 1997 und 1898 fortgesetzt 
Sie fujlrten ihn zu dem Ergebnis, dass 
keit: An/eichen vorhanden ist, welches 
eine säkulare Änderung dieser Formation 
beweise, dass aber periodische Verän- 
derungen, von einer unbekannten Ursache 
veranlasst, dort vorkommen und eine 
Reihe der auffälligsten Änderungen im 
Aussehen diese; Objekt veranlassen. 

Prof. Pickering giebt eine Abbil- 
dung des An— ehens von Messier und 



Mai 



12 h 5Qm 



.ekle Wl 



Grecnwich, zu Areiiuipa am ll/olligen 
Refraklor bei 795facher Vergrösserung 
zeigten. Diese Abbildung ist hier in 
Fig. 1 reproduziert. Dieselbe zeigt 
nach Prof, Pickering mehr Detail als 
andere in Cambridge am 15zolligen Re- 
fraktor gc/cichnctcrr, wegen der besseren 
Luft in Arequipa. Der erfahrene Mond- 
beobachtcr kann sie aber nicht für sehr 
gelungen oder auch nur detailreich 
halten. Überhaupt ist zu bedauern, dass 
Prof. Pickering von den früher über 

Messier angc-tedleil 1 1 1 1 r;i n.-ii 

keiinrlei Kenntnis brsii/:. er weis;, weder, 
d.i— ( ir.iitlnusen ungetaltr alles, was er 
jetzt als neu berichtet, schon 70 Jahre 
früher gesehen hat und vieles andere 
dazu, 1 ) noch sind ihm die zahlreichen 
■) Vergl. Wochenschrift für Astronomie 



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Reo hacl Illingen aus den Jahren 18-12 
Iiis 18S2, diejul. Sduuidl in snnem Send- 
schreiben an mich veröffentlichte, 1 ) be- 
kannt, endlich auch nicht die Beobadi- 
lim^reihe von mir-) aus den Jahren 
1877 bis 1833 und die zahlreichen Mit- 
teilungen über Messier in den verschie- 
denen Jahrgängen des Sirius- . Das 
an diesem Orte publizierte Material 
halte /■.vufcllfis Herrn Pirtering in deti damals 
Stand gesetzt, seine Beobachtungen über 
Messier unter dem günstigen Himmel 
Aivqmpas ueil erftilyividu-r und jcilen- 
' " zielbcwiisster zu gestalN 



Was 1:ül 



r M;id 



völlig. 



didn.ckc 



Obere 
Messi. 
sagte, trifft 
kann gar nicht begreifen, wie Mäiller 
dazu kam, zu behaupten, auf den Ring- 
v.-äik-n hciil/r Krater fanden sie;) Kuppen 
in su genau gleichen Ligen orieniiert, 
dass man an ein höchst Sünderbares 
Spiel des Ziiialli-s denken müsse. Hei 
meinen [ieeibaehlungen hatte ich vielmehr 
immer damit zu kämpfen, dass die 
beiden Mt-ssier niiden!lidi erschienen ; 
völlig scharfe Bilder derselben habe ich 
trotz jahrelanger Beobachtung kaum 
jemals erhaben können und fir.de nun 
aus den Bemerkungen von Prof. W. 
PicktTiirg, dass es diesem vielfach ci'-ensii 
ergangen isL Sonderbar wäre es, wenn 
suldies Itdiiilidi auf Zufall beruhte; 
Pa-kei-im; denkt an eine Art Nebel. Bei 
dieser Gelegenheit will ich au eine Be- 
obachtung 

Idi habe d 



das Innere des Kessels war wie ein 
Halbschatten. Das östliche Ringgebirge 
war scharf, vollständig und im Innern 
zur Hälfte mit tiefschwarzem Schatten 
erfüllt. Auch am folgenden Tage war 
das westliche Ringgchirgc halbmond- 
förmig, voll diffusen Schattens. Es war 
völlig nUüHiglidt, den westlichen Halb- 
rand zu sehen. Ich bin überzeugt, dass 
damals eine Art Nebel im Innern des 
Kessels lag und sich auch über die 
westliche Halde des Ringwalles ver- 
breitete Eine andere Erklärung der 
Unsielubarkeit desselben scheint mir 
nidlt zulässig. Prof. \V. Piekering ist 



net südöstlich neben A den halben Ring 
eines sekundären Kraters, der etwas 
kleiner im Durehmesser ist als A und ist 
der Meinung, dass dieser halbe Krater bis 
dahin noch nicht bemerkt worden sei. 
Dies ist indessen ein Irrtum, denn der 
anhängende Halhkrater wurde schon 
1870 Juli 2. und 1874 März 23. von 
Ingall gesehen, dann 1882 März 23. 
von mir, 1 ) hierauf 1885 Febr. 18. von 
Saxby und am 19. April des nämlichen 
Jahres abermalsvon mir. Audi Krieger hat 
ihn gesellen und auf Tafel 1! seines ,\lt;nd- 
atlas sowie auf Tafel Vll im Sirius 
(Jahrgang 18<J4) dargestellt. Hier zeigt 
sich deutlich eine Öffnung int Wall 
von A, die in den anhängenden Halb- 
krater hineinführt Auch auf Tafel XI 
der grossen Mondkarte von J. Schmidt 
' der anhängende Krater und die 



Wall 



-illim; 



Pit 



'I a. a. O. Jahrgang 



i Messier und A nicht, wie in seiner 
i Zeichnung, eine Vertiefung liegt, sondern 
dass sich dort ein Plateau erhebt und 
r A mit seinem Westwall höher lieg? als 
1 . der Wall des Messier, wodurch bei ge- 

') Sirius 1883, S. 174. 



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eieiieteni Slaiul der Sonnt- ein liingsiiie.k 
des letztem vom Schatten des Walles 
von A bedeck! wird, sodass Meseler 
dann hufeisenförmig ltscIicj üt. Dirs 
hat schon Oruirnuisen 1825 Septbr. 1. 
sehr schön gesehen und ich habe Mine 
Skizze nachbilden hissen. 1 ) Er sagt 
erläuternd: »Als die Lichtgrenze (des 
abnehmenden Mondes) nur noch 2'/ s . 
Durchmesser (des Messier) von diesem 
entfernt wir, ging ein Halbschatten (!) 
des östlichen Circellchens (A) über das 
westliche (Messier) und das östliche 
marh;e einen Schatten bis an die l.icht- 
grenze.- In der Skizze geht dieser 
Schalten breit über Messier hinweg und 
letzterer zeigt sich als matte, längliche 
Umwallung in diesem Schatten. Prof. 
Pidaiiiic: flieht zum Schluss eine Ver- 
gleichung seiner Beobachtungen unter- 
t-inniiLi.-r An einem i roliigeu Kefraktor. 
sagte er mil Recht, ist die Veränderung 
In der relativen Grösse der Krater sehr 
augenfällig. Zwei Tage nach Sonnen- 
aufgang erst ii eint A dreimal so gross 
als Messier, am nächsten Tage wurde 
er vier bis fünfmal so gross gesehen,, 
am Q. Tage sind beide Krater gleich- 
gross. Hie Deimling dieses sonderbaren 
Phänomens scheint eine dopne-lie Am 
2. und >. Tage uiieb SonueiiaLiimiug 
werden die Umrisse des Messier seihst 
im H>/.oiligen üclraktor nebelig imhe- 
s:iri!iii(, während A vi'iilig schari iileibl. 
Beim Vergleich der Grösse des Kralers 
n Teleskt 



Da 

in den ersten Tagen nach ^.onucuaiii- 
gang die Innenflächen beider Krater 
nur wenig heller als das benachbarte 
Marc sind, so urteilen wir über ihre 
relative Grösse hauptsächlich nach der 
mehr oder weniger grossen Augen- 
fälligkeit, namentlich auch der Schalten, 
und deshalb erscheint Aals der grössere. 
Spater werden die Innenflächen beider 
Krater heller als das Mare, wahrend die 



lieh r, 
lieh s 



berück. 



> hesoti 



fttfgt, v 



seine Wände steil ahf; 

Messier dagegen einen 
je schmaler ein solcher S' 



wir die Krater mehr in ihrem wahren 
Grossen Verhältnis. Indessen findet 
man auch au einem grossen Teleskop, 
dass die relativen (iiössen <iic-cr beiden 
Krater sich ändern, wenngleich in ge- 
ringerem Masse als an einem kleinen 
Fernglase. Prof. Pickering giebt aus- 
betrachteten Formen und gemessenen 
Durchmesser heider Krater und stellt die- 
selben, geordnet nach der Reihe der seit 
dein S: in ni-iiiui Ilm nve verflossenen Ta:<e, 
durch Kurven dar. Gemäss diesen ist A bei 
Sonnenauf- und -Untergang am grössfen, 
um .Mitia- ,ind beide ungefähr gleich 



illre elliptische borm erst etwa 2 I ;i,;e 
nach Mittag wieder. Der Krater A 
(nebst Anhang) erseheint bei Sounen- 
uiuerjjaiiL,' wieder dreieckig. Eine grosse 
ider Krater ui Grösse. 
Gestalt und Richtung ihrer Lage tritt 
n:ii bei hohem Sonnenstände, /wischen 
dem 5. und 9. Tage nach Sonnenauf- 
gang, ein. Vor Mittag ist A gelber, 
nach Mittag grünlicher als sein Nachbar, 
um Mittag sind beide von gleicher 
Farbe. Der dein Krater A siidi'islu ärfs 
anhängende Halbkrater ist vor Mittag 
gewöhnlich scjimal, uacb .Millag erschein I 
er grösser; bis zu 3 Tagen nach Sonnen- 
aufgang und von ebenso lange vor 
Sonnenuntergang ab ist er unsichtbar. 
Diese UtiMilitbaikeii rührt meist daher, 



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200 - 



lcgcnthch 
und er i 




Ti 



issen ph/im ist wie wiche, mii 
-■Jcr tw-ii Ausnahmen, aut dir noriJ- 
n Hemisphäre nngiirulien werden 



zusammen als ein Objekt. Wa> die Sorgfältige/eirhnnngen und Messungen 
Helligkeit des Krater Innern vi n Messier mögen il inn eigenen, was wirklich 4:cl: 
anbelangt, so nimmt dieselbe in;: steigen- ereignet, während die vorliegenden Beob- 
der Sonnt- :u und erst mit dem 12. Tage acliliiugeii i- L-iy , wa-, scln-iiiliar vorsieh 
beginn! ihre Abnahme. Das Innere von geht. Nachdem Prof. Pickering das 
A wird ne>ch heller als das des Messier, Vorstehende geschrieben, gelang ihm 
wenn auch langsamer. Die Umgebung IS')« November 21. 4 " Tage nach 
nördlich und südlich von Messier zeigt Sonnenaufgang «her Messier, bei sehr 
vom 2. Tage nach Sonnen au (gang an, guter Luit an 550facher Vergrösserung, 
Aufhellung und rasche Zunahme ihrer eine mtei essame Beobachtung. Aus 
Intensität, aber kor/ nach Micag niiiinil dei sehn-n wurde wahrscheinlich, das< 
dieselbe, wieder ab und ist am 1 1), Tage der I lalbr ins; väddsllich neben A, welcher 
völlig verschwunden. Prof. Pickering nach Sonnenaufgang gesehen wird, nicht 
schreibt dies de:' Reith ildur.g daselbst identisch ist mii der ähnlichen Bildung, 
zu. Der Schalten im Innern des Messier die sieh vor Sonnenuntergang zeigt, 
verschwinde! zwischen 7. und 7. 4 Tage Wenn A elliptisch erscheint, ist der 
nach Sonnenaufgang, bleibt also bis erstgenannte Halbring in ihm zu unter- 
um Mittag und da die Sonne, vom scheiden oder mit dem Mare ver- 
Monde aus gesehen, an einem Tage schwömmen, wenn A dagegen dreieckig 
12" fortschreife!, so muss der Abhang, erscheint, so ist sein Halbring mit ihm 
w-elcherdiescuSchaKenw-irti.tastYertikal kombiniert und das. Ganze zeigt sieb 
sein. Der innere öslliche Abhang ist al- ein Krater. Damitsind dieSchwierig- 
iveit weniger 'teil; der Schatten ersehen« keilen treib eh nicht gehoben. Die ver- 
im Messier 12.7 Tage, in A dagegen äiulcrliche liichtuug der grossen Achse 
11.7 Tage nach Sonnenaufgang wieder, der beiden elliptischen Krale; .Wessier 
Der veränderliche Fleck auf dem inneren und A ist nach Pickering zum Teil 
Kralerboden des Messier erscheint 2.6 wenigstens auf die Libralion zuriiek- 
Tage, im Kraler A 2.8 Tage nach zuführen. Dies ist auch meine Meinung, 
Sonnenaufgang; beide Flecke werden allein ich finde ausserdem, dass beide 
stufenweise dunkler bis zum 4. Tage, Krater auf dem gewölbten Rücken eines 
bleichen dann langsam ab und sind breiten, (lachen Kückens stehen, der eine 
um Mittag bestimmt matter; am 12. Tage auf den ostwärts, der andere auf den 
nach Sonnenaufgang wurden sie zuletzt . westwärts geneigten Flanken desselben, 
gesehen. Ihre Breite nimmt mit der Hierdurch erst sind die erwähnten 
Dunkelheit zu und der Fleck in A Aul lerunreii in (iestall und Richtung 
wurde zuletzt fasi rund. | erklärlich. — Schliesslich heb! Prof. 

Welches, sagt 1'ieVering, ist mm dir l'ieki-iing herein. 1 } das* die allgemeine 

Llrsache aller de; Veränderungen, die Meinung, auf dem Munde erschienen 

bei diesen Krater;] stattfinden- 1 Seine aile Ubeil läclu-r.leile hei gleicher He- 

Antwort lautet: »Was mich betraft, leucliitmg stets in gleicher Klarheit und 

sii muss ich frei heni:is Mgcn, da— ieli Schär ie, .-ichevlich irrig Ist. Diese näm- 

IS nicht weiss! Seit 7 Jahren habe ich liehe Ar.siehl habe icli auf * trund eigener 

die Kraler Studiert in der Hoffnung, das Bei ibaditaugen schon vor 23 Jahren aus- 

Rätsel zu lösen. Diese Losung mag gesprochen'-) und begründet. Wenn 

vielleicht sehr einfach sein, aber ich hin aber Prof. Pickering ausspricht, »die 

geneigt, zu glauben, dass sie eniigiliig ■■ 

nur gegeben wird dureheinen gesebiekieii i. .,, .,. n., S. 'ä4. 

Beobachter, der unter günstigeren Ver- Sirius 1878, S. 54. 

Sirius ts»1. Heft 9. 27 



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— 210 — 

Moudatmo-;|iha:c ist widirsdiciulich coli wart in Verl )int9 liii i> mittler Abwesenheit 
von Wollen; wo wir einen hellen Sircitcn der Schallen, welche im Vollmond das 
sehen, zeigt sich einige Tage nach Detail mancher Moudrcgion so schwer 
Sonnenaufgang eine Walke und es isl erkennbar macht', so möchte ich dieser 
hauptsächlich deteuai igen Eilige Cii-gen- Meinung tlodt nicht beipflichten. 



Vermischte Nachrichten. 



Die Ergebnisse der Beobach- 
tungen dertotalen Sonnenfinsternis 
vom 18. Mal 1901 müssen in Anbe- 
tracht der ungünstigen meteorologischen 
Verhältnisse im allgemeinen als erfolg- 
reich bcvddmri weiden, da uislcr Ii 
längs der Totalitätslinie besetzten Sta- 
tionen an 13 brauchbare Beobachtungen 
gemach! sind. Die auf die ungewöhn- 
lich lange Dauer der Totalität basierten 
besonderen Untersuchungen waren frei- 
lich vergeblich. So in erster Reihe die 



Photographien iler Korona durch Prot. 
Barnard, die Spektroskop! sehe Bestim- 
mimg der Rotation der Korona durch 
Ncwnll, Wiltcrdinck und Baumc-Pluvinel 
und die Messung der Wärmestrahlung 
der Korona durch Abbot und Julius. 
F.iiolgrcicher u.n-,-11 tlk- Photographien 
der Gegend um die Sonne für die Auf- 
zeichnung der Steme und zum Auf. 
suchen eines etwaigen iiurameikuriellen 
Planeten; gute Resultate erhielten Prof. 
Perrine in Padang und Dyson zu Auer 
Oadang. Die poktriskopi sehen Untcr- 
u Teil erfolgreich; 



Prof. Julius und eine Reihe von Pho- 
tographie» wurden von Newall mit der 
Sawart'schen Kamera erhalten. Vom 
Chromosp hären Spektrum haben mehrere 
i Sei: Im' liier mehr otler weniger ertol^- 
reicht' Plniiograplüer: erlügen. Zu fori 
de Kock erzielte Dr. Mumphri'ys «:ile 
Spektra der unteren Oirnmnsplicrt, 
unter Verwendung eines konkaven Oit- 
lers, bei dem das ganze blaue und \ [oldte 
S[X-litr,-ili;etikn/w ( -inisslaiig war. N'ewall, 
■stützt von l.eiit. Briggs, erhielt mit 
n ebenen Gitterobjektiv eine Reihe 



von Spektren mit starker Dispersion über 
einem kleinen Gebiete. Dr. Mitchel 
erhielt mit einem Gitterspektroskop eine 
Reihe von Spektren der umgekehrten 
Schicht (flash). Gute Reihen von Pho- 
tographien mit prismatischen Kameras 
erhielten die holländische Expedition 
in Fort de Kock, de la Bauim; Plnviuel, 
Donitch und Maunder auf Mauritius. 
Zahlreiche Photographien der Korona 
und ihrer Umgebung wurden mit ver- 
schiedenen Arten von Kameras erhalten, 
aber es ist unwahrscheinlich, dassirgend 
eine in Sumatra aufgenommene eine 
beträchtliche Ausdehnung der Strahlen 
zeigen wird, und man wird sieh dies- 
bezüglich mehr ani die Photographien 
verlassen müssen, die tinter den güns- 
tigeren Bedingungen /u Mauritius auf- 
genommen sind. In Sumatra sind Reihen 
von Bildern in grossem Massstabe mit 
■iOfüSaigen Lins-.'n erhalten woroen von 
Prof. Nyland, Perrine und Dr. Hum- 
phreys. Prof. Todd hat in Singkep die 
Korona nicht einmal gesehen wegen der 
dichten Wolken. Eine Prüfung der 
Platten ergiebt mehrere helle Bogen, 
die offenbar auf ausgesprochene Pro- 
tuberanzen zu beziehen sind, besonders 
im S.-O.-Quadranten. Die Dauer der 
Tolaliiäi seheint beträchtlich von der 
ocrcdineteu fipiitMucrideiiMtvcrsducdt-ii 
gewesen zu sein, und zwar ist die be- 
obachtete Zeit in den meisten Fällen 
kür/er. Die holländischen Astronomen 
zu Painan melden sie etwa elf Sekunden 
und Dyson etwa neun Sektinden kürzer, 
als die Dauer der Berechnung nach sein 
sollte. Autlere Beobachter, z B. Prof 
Burton und die Fori de Kock-Partie, 
scheinen die Zeit der Totalität länger 



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gefunden zu haben. Eine bemerkens- 
werte Thatsache bei dieser Finsternis 
war, dass die meteorologische Statistik 
die Beobachter bei der Wahl ihrer Sta- 
tioiisorte sehr stark irregeführt hat. Die 
Finsternis wurde unter fast vollkom- 



Padang Pandjang, welches für die reg- 
nerischste und wolkigste Gegend in 
Sumatra gehalten wird, während die- 
jenigen, welche in dem alten Solok Fort 
kampierten, am wenigsten begünstigt 
an der ganzen Küste waren. 

Be ne n mi ng von k 1 ei n e n Plan eten. 

Folgende Asteroiden haben die beige- 
setzten Namen erhallen: 

(3931 1894 BQ Lampetla 
(399) 18« BP Persephone 
|407) 1895 CC Arachne 
1408) 1805 CD Fama 
(4B) IS« CO Palst«! 
(417) 1896 CT Suctia 
(413) 1896 CV Alemannia 
(419) 1896 CW Aurelia 

(45S) fooMaf'kiua. 
Rückkehr des Encke'schen Ko- 
meten. Derselbe ist am 6. August 
nahe dem vorausberechneten Orte von 
Wilson in Northfield (N.-A.) aufgefunden 
worden. Fi nmss /i-.'inliiii lichlslaik 
sein, da er trotz des hellen Mondscheins 
gesehen werden konnte. Seine letzte 
Wiederkehr fand 1 898 statt, wo er aber 
nur auf der südlichen Erdhälfte gesehen 
werden konnte. Die diesjährige hat die 
grösste Ähnlichkeit mit der Erscheinung 
vom Jahre ISdS, da der Komel jetzt 
zur gleichen Zeit wie damals, am 
15. Sept., sein Perihel erreicht. Man 
darf daher hoffen, dass die diesjährige 
Erscheinung ungefähr so verlaufen 
wird, wie diu damalige, iirjiillt sich 
diese Hoffnung, so wird der Komet 
gegen Ende August so hell werden, 
dass man ihn schon in sehr kleinen 
Fem röhren wird auffinden können. 
Leider wird die Dauer seiner Sichtbar- 
keit für die Nordhälfte der Erde auf 
den Monat August beschränkt sein, da 
er im Anfang des September in den 



Strahlen der Sonne verschwinden und 
bei seinem Wiederau hauchen so weit 
südlich stehen wird, dass er nur auf 
der Südhalbkugel beobachtet werden 

Über die Sternschnuppen vom 
3. Januar 1000 schreibt Dr. J. B. 
Messerschmitt.') Professor ' ' 
beobachtete in der Nacht z 
1900 in England einen zieml 
Sternschnuppenfall, dessen Strahlungs- 
punkt sich im Sternbilde des Mauer- 
quadranten, zwischen dem Kleinen Hären 
und der Krone, befindet. Es wurden 
während 5 1 /* Stunden von abends 
11 Uhr bis morgens 4% Uhr gegen 
130 Meteore gesehen, von welchen % 
zu den Quadrantiden gehörten und 
welche meist aus Sternschnuppen erster 
und zweiter Grösse bestanden, also sehr 
hell waren; einige erreichten auch die 
Helligkeit der Venus. 

Da nun während dieser Jslires/cit 
meist ungünstige XVitternngsverliältuisse 
in unseren tiefenden herrschen, so sind 
Beobachtungen dieser Art schwer an- 
zn-ieilen, wi-slinlh aneli weniger genaue 
Angaben, besondere aus früherer Zeil, 
Wert haben. Eine Durchsicht der 
letzten metenroiogiscliet: Seliii fsjonruale 
der Scewailc ergab. dass lientr an diesem 
Tage auch auf der südlichen Halbkugel 
meist bewölkter Himmel iiensrh:e. also 
Beobachtungen nicht möglich waren. 
Diejenigen Schilfe, welche diesbezüg- 
liche Bemerkungen enthalten, sind im 
[■'(.ilu'enden znsammcugestelii : 

Si-grlsi.-l.ifl Allamie- ,Kspl. H.nojen, 
in 43° nördl. Br., 18" westl. Länge, 
sah bei teilweise bedecktem Himmel 
am 3. Januar 1904) früh in der Wache 
von 12 bis 4h häufig Sternschnuppen 
nach westlicher Richtung fallen. 

Segelschiff >Capelia.,Kapt.H.Wilms, 
beobachtete zur gleichen Zeit auf 211" 
nördl. Br., 41 11 westl. Länge, bei wech- 
selnder Bewölkung, /.nie;/: Bedeckung 
8, "Sternschnuppen'. 

Am Abend des 3. Januar notierte 
Kapt. M. Schoemaker, Segelschiff »Flott- 

') Annalen der Hydrographie 1901, S.81. 



,1 l-laeyl 

„ Mor,- 



solch unruhiges Wetter 
herrschte', sind keine Meteore erwähnt. 

Kapt. F. W. Keppler, Segelschiff 
• linmshauscn . . nolierte am 3. Januar 
abends Sil ohne nähere /eiianr/abe Linier 
43° nördl. Br., 26" westl. Länge: »Starke 
und helle Sternschnuppe fiel in Nord' 
westrichtuuj; aus dem Adln" . 

Endlich berichtet Kapt F. Jäger vom 



nuppcn auf ii ' mau daueren die Imltntiliil au. so hälle 
. Länge. In der | man auf eine Periode von 24 Jahren 
" herrschte wecti- oder eines aliquoten Teiles davon zu 

böige Winde, In ; Durchschnittliche Fixsternpa- 
vom 3. Januar, railaxen. Prof. Kapteyn in Qroningcn 
hat eine umfangreiche Untersuchung 



in I' a 



Ein Med 



D Li reb niesscr, Vinn Sternbild Ossiopeia 
nach NO; ungefähr 10" über dem 
Horizonte platzte es wie eine Rakete 
ohne Knall und verlosch.« Es war 
klarer Himmel bei nur vereinzelten 
Wolken. 

Die Beobachtung™ von den beiden 
zuerst erwähnten Schüfen beziehen sidi 
offenbar auf die von Herschel unter- 
suchten Quatrantiden; die beiden letzten 
eutiirdtin [ieiili^HiiLiri'.'iTi vnn n'hr hellen 
Meteoren. Auffällig erscheint, dass auch 
am 3. Januar abeu,:s tmlz unsjLiiistiger 
Witferungsverhillntssc viele Stern- 
schnuppen auf dem Segelschiff •Flott- 
bek gesehen wurden. Mauels näherer 
Angaben kann fischt emsdiieden werden, 
ob es sich um den nämlichen Schwann 
handelt oder ob sie davon unabhängig 

Zur Feststellung einer ;d Halligen 
Periode simi allere l><oo;idiluiii;eu : jr- 
eignet, Finc Durchficht der soi>eo:uio!cn 
Quadratarbeiten der Deutschen Scc- 
warte ergab für die ersten Tage des 
Januar aie-^er euuvlneii lie<ihacl]luii!;r:i. 
die sieh wahrscheinlich meist auf hellere 
<>ujeklc be/ielieii, dass am 8. und <J. [an. 
!S70 be/w. ISljQ viele und am 4. Jan. 
1876 sehr viele Sternschnuppen notiert 
wurden. Mangels näherer Angaben 
lässl sich nicht entscheiden, ob die von 
8— 12h abends notierten Sternschnuppen 
,TJ angehören. Nimmt 



über n 
angeste .. 

guniien und scheinbare:! Hclligkei 
nauer bestimmt sind. Fs wurden dabei die 
Paral laxem Hesslingen auf Kapstern warte, 
die Bestimmungen von Elkin am Vale- 
Obsm-atnriuiri, die hdiomctrisdieii l'.v 
railascubcstiiniuurifieu von Peter in 
Leipzig Prof. K.ip;cvus ei-ene Resultate 
soeeieeiuiireaudcre benutzt. Als mittleres 
li]!;ehn:? aus allem benutzten Material 
finden jicii idsrende Parallaxen für die 
entsprechenden midieren Helligkeiten 
mid i:i«i'iibi:we;:imi!eu von Fixsternen: 
mittl rrp initiiere 
H.ie,,-t-, Uirtj.«- £i 4 tj o>.n«r> 



li.lFi üm.-se 
5.31 • 



4.33- 



0.164 



Diese Zahlen sind übrigens Rech- 
1 1 n r l l: rir t - i> 1 1 i s.s t-, denen eine heslinin;'.- 
physische Bedeutung nicht beigelegt 
werden darf. Ihre Bedeutung liest 
darin, dass sie zeigen, dass eine Be- 
ziehung zwischen Parallaxe und Eigen' 
lieWLiiui:- der Fixsterne nicht erkenn- 
bar ist 



Fernrohre für 1. . 
Himmelsbeobachtun?. Aus dem 

Leserkreise des. Sirius- sirid mir mehrere 
grössere und kleinere, sehr gut erhaltene 
Fernrohre zum Verkaufe ausieuiehle; 
worden. Freunden der Hinimels- 
beubaditiiiiL;-, welche die Au schal fiuis 
eines solchen Instrumentes hcahsichtUi'i: 
und sich dieserhalb an mich wenden, 
bin ich /n jeder i;ewii lachten Aii-kini:i 
gern bereit Dr. Klein. 



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Astronomischer Kalender für den Monat 
November 1001. 



Planeten Konstellationen 1901. 



Jupiter in K™j. i" Hctlast mit Sjmr.1. Jupiltr 0° 37' = 



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Mittlerer Berliner Mittag 

!""- 

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IIIIII iS 

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N 1:s'Hij:EE| !• 
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==L=L= = 

18'0 Letztes Viertel. 
S7'S Neumond. 
17-0; Erstes Viertel. 
11-2 ; Vollmond 

- 1 Mond In Erdnähe. 

- 1 Mond in Erdferne. 






-^.""Jsä.", -SÄ. 

1 h m | h 


- r 


2- 


S 


7T1 





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— 216 — 

Erscheinungen der Jupitermonde. Die sämtlichen Angaben über die Ei- 
scheinungen der Jupitermonde beliehen sich au! mittlere Zeit von Oreenwidi. Die 
Trabanten sind der Reihernde ihres Ahstandes vom Jupiter nacli mit I bis IV he- 

den Jupiter für den Aii.ireitMkl- d.r Verfinsterung (Ji oder des Wicdererseheinens (r). 
Ist r nicht angegeben, so Itann der Austritt aus dem Schatten nicht beobachtet werden. 

Ec D das Verschwinden des Trabanten im Schatten des Jupiter. 

Ec R den Austritt ile, Tr.niiiiieii M i, ,| L -iii Schatten des Jupiter. 

Oc D das Verschwinden des Trabanten hinter der Jupiterscheibe. 

n,: I! das Wkiiererx-heinca -lilikh neben der Jm pi(<.TAr:i l' i-i L -. 

Tr I den EmtritE des Trabanten vor die Juni terrae™. 

Tr E den Au-liiii Ji'. Tiaiianki' stu lI l i Jupilei Scheibe. 

Sil I den Eintritt de» Tr.ihanlei:.. h;mnis aui die Jnpitersclicibc-. 

Sil E den Austritt des TrallaiuerKeimireri:; an- der Jii| 1 i 1 LT-.rndbe. 
Es sind nur diejenigen Li scli l-üi um,':.' it der Jniiiter:iici:ide aui-duln i. welche sielt ereignen 
sveun Jupiter .n Hiv-ie/kb über tun! die Nini-e mirer dum I b:i \i. wie stellt. Um die 
Momente dieser [ir.i±ehr.in<;ui riaeii miiti-leiiropaisdier Zeit m linden, hat. man nur 
notig I /11 ileri angegebenen Zeitpunkten zu addieren. 

November L L Tr. i. 6* 31-. I. Sh. L 7 h 11™. November 2. IL Sh. I. st 35». 
]][. Tr. E. 6b 8». II. Tr. E. 9- I. Et R. 7- 10- 08-, III. Sh. L 7» 23-. 
Novembers. I. 5h. F. lt. asi>«. November 8. I. Oc D. )7-. II. Tr. I. «» a». 
III. Tr. 1. 71 13-. November 10. I. Tr. E. 5» 23». I. Sh. E. Bt am. November II. 
II. Ee. R. st' ««■ im-. November 13. III. Cr. K. 4t w N-, November 17. I. Tr. I. 
6" l-. I. Sh. I. fi" 1™. November 18. I. Ec R. 6" so- 10.. November 20. III. 
Oc R. 5k 8-, III. Et D. r.i. :ii- ja-. November 2ö. 1. Oc. D. 4' 17». II. Oc. D 
6» 31- November 26. !. Sh. E. 1" Ii-, November 27. II. Sh. E. 8» 31». III. 

Oc D. 15-. 



Stellungen der Saturnmonde. (Erklärung S. 24.) 
Zeiten der östlichen Elongation im November 1901. 

Tethys. November 1. 7*h; November a. Mk; Novembers. w»; Novem- 
ber 6. ä3-ih; November 8. 20'if; November 10. i7-8>>; November ia. 15*lf; 
November U. m", 

Dlone. November a. i3'7h; November 0. IT**; November 8. in*j Novem- 
ber u. 4Hi; November ia. 92-nti. 

Bhea. Novembers. 1-S*; November 7. MI*; November 12. I-f»; Novem- 
ber 16. Ui». 

Titan. November 1. 7-t b S.; November 6. 0 0» E.; November 9. S-SM.; 
November ia. u-ü^ VC.; November 17. 7-a» S, 
lapetus. November 14. rs"> S. 



McräjiSKcbtr: llr. IteriiMini J. Klein in Kiilll. - Druck teil Oskar [.einer in Leiiuig. 



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Bnnd_XXXlVMl901.) 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Centralorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelekunde. 



Herausgegeben 
t M 11 Wirkung herverrageailar Fichmäontr und u< 

von Dr. Hermann J. Klein in K 



Oktober 1901. 



■den Monat 1 Heft. — Jährlich 12 Mk. 

. EDUARD HEINRICH MAYER In Lelp 



nicn. S. TU. - CJi-t H,'l]i: i kdis^l.i-,inl.'..r^ni , 
- Die T/i.iM-leii .i.- A.!r,,;,l:,.:Wi-e]ie>i OIhtvi, 
i: fint'ii; J,i!in Iii ■..■I.v i-,lr.ii;:-. V. 11 V. P. 



Die Entdeckung und Katalogisierung von kleineren 
Nebelflecken durch dte Photographie. 1 ) 

ie Widitigkdt der photographi- Anzahl Aufnahmen gelangt, war Prof, 
sehen Forschung nach WM- Wuli iiln'iT.i^tit, wh: ungemein zahl- 
flerken wurde wiederholt im Sirius- reieh allenthalben am Himmel die 
dargelegt Unlängst hat nun Prof. Wolf planctarischen und kleinen Nebelflecken 
in Heidelberg, der Kgl. bayer. Oes. d. m finUt-n waren. Besonders ein vor- 
W'i". ril .München iibtT Seine Arhi.'ilri) /üf;lii'hi> V< i:fIt':'ir!iJtr 'sclli-s ( 'bii'kliv Von 
und Erfahrungen et. n c dieicn) (kWel: lüiv;r Oiimic;- nr.d S I cm Brennweite, 
eine wichtige Abhandlung vorgelegt, das also ein Off nungs Verhältnis von 
der wir nachfolgendes entnehmen. ' i :5 besass, gab manche Gegenden des 
Bei der Anweiidmiji- der Dopivl- Himmels als ganz besät mit solchen 
'jbjtttive vun .L;rijw:m Uli naiver- p]:meuriidien Nebelilee-kc". l'm !_;!■. ii.ll 
hältnis auf die Himmelsphotographie ein Extrem als Beispiel herauszugreifen, 
iur Aufsuchung schwache ra u sg cd eh nur so fanden sich auf einer Piaitc (vom 
Nebelmassen am Himmel und der vielen 24. März 1892) von 96 Minuten Bclich- 
fcleinen Planeten zu einer grosseren j Bing in einem Kreis, den Prof. Wolf mit 
^cih...«h. r i ■] , ■ L'i einem Ib. lim vn l find um i. Virgil»* 

a. ÄLwÄ».";;;; .»• Mm^u schlug, »w««:*» 

i'Hi, ii. iieii ± | als 130 Nebelflecke. 

Sirius 1901. Heft 10. 18 



— 218 — 



Ähnliche Zahlen, wenn auch selbst- 
verständlich nur selten so ungeheuer 
gross, ergaben sich ihm an anderen 
Stellen des Himmels und es war damit 
gezeigt, dass die Düblet- Linsen uns den 
Himmel mit einer ungeheuer viel 
grösseren Zahl planetarischer und kleiner 
Nebelflecken erfülll erscheinen lassen, 
als seither angenommen worden ist. 

■ UlL-ichKcitiE,« sagt Prof. Wolf, -war 
aus den ersten Versuchen ersichtlich, 
dass diese schwachen Nebel, vnn 
denen ja das Auge am Fernrohr nur 
verschwindende und vorübergehend er- 
haschbare Eindrücke erhält, sich auf 
der Platte mit grosser Sicherheit ein- 
stellen und messen Hessen. Anderseits 
war das Wesentliche ihrer Gestalt 
unmittelbar zu erkennen und zu be- 
schreiben.- 

Diese trh Ii runden brachten ihn zu 
dem Entscbluss, den >kleinen Nebel- 
flecken' des Himmels eine ganz be- 
sondere Aufmerksamkeit zu widmen. 
Er begann sofort mit Aufnahmen yon 

iini^sdaiier /ik'M in ji-rn-ri Gegenden 
des Himmels, wo bekannter masseu die 
kleinen Nebelflecken am reichsten und 
schönsten vertreten sein sollen. Im 
Laufe der nächsten Jahre wurden so 
-.Iii: üe[ffinifii von Virco, Leo und 
Coma Bereu ices zum griissteii Teil 
mehr nls dreimal mit Piusen bedeckt. 

!:s handelt sieh, fährt Prof. Wolf 
fort, dann nafurgemass darum, die 
Positionen Jicsei nnfjtviililten neuen 
Objekte zu bestimmen. Ich versuchte 
zuerst mit dem einfachen Hambere' sehen 
Schraubcnmikroskop, mit dem ich die 
l\isi:in]k-ll iler kleinen Plnni'-fil /II vit- 
ulesseli pllce'lc, ilie Pl;-1tcii ans/nmc~-eii 
und zwar, in derselbe!! Weise w ie dort, 
dadurch, dass ich immer die Distanzen 
di r Ki ln l von verschiedenen Anhalt- 

Dabei zeigte sich sehr bald, dass 
/.war die eirciehliarc < inniüi-.ikeit eine 
sehr grosse war, dass aber die Mülie . | 
der Vermessung auch nur eines kleinen 
Teiles einer Platte so ins Grosse be- 1 , 



sonders bezüglich der Rechenarbeit 
wuchs, dass ich gezwungen war, da- 
von abzustehen. 

Nach allem, was ich erfahren hatte, 
mussie sich für diesen Zweck, .illerdirigi 
unter Aufopferung der grössten Genauig- 
keit, der von Professor Kapteyn in 
(i|-iniiii|;fii ersonuene paraliakiisdk- 
Messapparat ganz besonders eignen. Es 
musste das richtige Instrument sein, 
diese Nebelflecken' zu katalogisieren. 

Daher zögerte ich auch nicht, als 
sich mir die Gelegenheit darbot, 1 ) mil 
bescheidenen Mitteln einen paiallak- 
tischen Messapparat zu beschaffen, diesen 
Apparat hei einem bekannten Mechaniker 
zu bestellen, und er wurde nach 
seiner Vollendung auf dem Obser- 
vatorium auf dem neuen Koi:ii>u:K 
aufgestellt. Leider hat sich die media- 
nische Ausführung der Arbeit des 
Apparates — der an anderer Steile be- 
seliiieberi weiden soll — als ziemlich 
mangelhaft erwiesen und die Messungen 

In der Zwischenzeit wurde es 
mir ermöglicht,-) ein neues bedeutetnl 
grösseres Fern rolir zu erbauen. Die 
Aufnahmen mil den Secbszöllem von 
kurzer Brennweite gaben zwar alle 
Nebel ebenso gut und kraftig als sit 
jede- Lp-ii^sen: Instrument i;chen knuiia-; 
allein es war oft sehr schwierig zu ent- 
scheiden bei den kleinsten Nebelflecken, 
ob man es mit aan/ schwachen Stein- 
eben oder mit kleinsten planetarischen 
Nebeln zu thun hatte. Mil dem neuen 
Teleskop, dessen zwei je 40 cm Öffnung 
hc<:/eade Ihibkls eine liiciimvciv v-m 
2 m haben, sind infolge dieser längeren 
Brennweite die kleinsten Nebel viel 
sicherer als solche zu erkennen, und 
deshalb wird das Arbeiten -ich. Ter und 
leichter. Da zwei gleiche Linsen vor- 
handen sind, so können stets zwei Auf- 



11 Kath. Wolfe-Bruce. 



nahmen gleichzeitig gemacht i 



ichketten 

hier ei umflechten, dass die Lichtkraft 
trotz mehrfacher Warnungen und Be- 
fürchtungen seitens befreundeter Astro- 
nomen e;anz entschieden nicht e^e r E n g e r 
geworden ist gegenüber den kleineren 
Linsen; das öffnungsmhälfnis zwar ist 
das gleiche wie bei jenen und die Ab- 
sorption musste mit den grosseren Qliis- 
dicken stark zunehmen, nichlsdesto- 
vn-niger blieb liii- l.ieiiikiait prnlvi.-di 



leicht darin, dass die bei den ineisten 
•dt Ii engen Absurpti!>:iHii:)tersii elimigen 
jjäiiz nberieheiie f lel Iii; keil ;:i-.s I fiinmel-- 
yrmidts, die eine wcscnllidic Holle in 
der Praxis spici!, bei den grosseren 
Linsen viel günstiger für die Platte 
wird. Als Beispiel sei angeführt, dass 
die feinen Ausläufer de? ; f Jnon NVln li 
mit dem Crossen Teleskop bei gleicher 
tielichlung kräftiger herausk. 



Himmel in q Sh I2.lm A + 19" 20.0' 
(für 1 875.0 ) und wurde mit dem liruee- 
Teleskop am 13. Februar 1901 bei 
1 Ii 32 m Expositionsdauer aufgenommen. 
Sie umfassf 60 kleine Nebelflecken, 
deren ['(Bimmen mr! einer diu eliselluitt- 
lieiicn Genauigkeit bis auf 0.11s \„ 
kckkiseension und 4- 1.2 in Deltli- 
nation ausm-in essen wurden sind. llUw 
zueile (iruppi- in ?ls 1 7-7 rti ,i _j- 20" 
5.9' enthielt 39 Nebel, eine dritte in 
o8h 8.8m ,) -1-24" 42.5' 24 Nebel, eine 
vierte in n 8h o.7m ii + 23" 30.5' um- 
fasst _13 Nebel. 

Über einige interessante I:igeliüinl- 
lieiikeiien eiu/ebier von den gemessenen 
Nebelflecken wird Prof. Wolf später 
beruhten. Überhaupt Hullen später aueli 
die interessantesten Objekte möglichst 
genau mit einem bei Repsold in Arbeit 
befindlichen Messapparat anderer Kon- 
struktion untersucht werden. Für jetzt 
war der Zweck der Mitteilung, zu 
'einen, wir es möglich wäre, auf photo- 
KraphüLhrm Wege und mit einlachen 
Meßwerkzeugen dir tiefen unbekannten 



Seit Mir.«: -V.l-i.:i "-; i 

schliesslich zur Verfolgung i 
Planeten hemi-ji werden. Lben 
fast .icischhesilicb Pentium 
Himniel:köt|>erajfdcnrrhlllr: 
ausgemessrn (Jcieh wurde, 
war, du- Grlrgcnhci: benut?! 

halfttem 



Nrbd 



In 



oder ganz ahn- 
n Absieht Prof 



n photographi« 
t für ' 



; fn- 



>kbclkata- 
die L.- 



sehlosseiii' 
messen. Dies wird gcgcnwan-.ii weiter- 
geliihrt. 1 1 1« aber meine Absicht, die 
Katalng-.si.-njng de. kle.men Nebel fli-cket: 
tut Hau|;tdiifgj:-ie unsere* CJbfe-rva- 
toriums zu machen.' 

Um eine Vorstellung davon zu er- 
möglichen, wie zahlreich diese unbe- 
kannten kieineii, plüiiekv.-.'-einii Nebel- 
flecken sind und wie sich ihre Kata- 
logisiert! tu; mit Hilfe des paralldd-elu-n 

WoTeinlg^alt^erne^ueOntp^en mit! 
Die erste liegt um einen Punkt am 



kenntiss unseres Weltoysfen 
Sötis'ik geschaffen werdet!. 

Wir wichi.g diese K.ilal.igi-.cnmg 
isl, ■ SJgt e:, -geht aueh aus den an- 
gclühriin Ifen 



:-ei 



-dci 



igeführtcn (jruppen 
bestriebeno bladie am Himmel betragt 
4.7 Quadratgrade. Es wurden auf ihr 

1 BN'elvllk eki-n ve i m essen, vi jiiweldlvu, 

wie oben ersichtlich, nur drei als be- 
kannt im Dreyer'schen Genera Ikatalog 
angegeben sind. In den mir zugäng- 
lielie-ii I i.-k u Swilts bebudel sieh kein 
Nebel, der die betreffenden Gegenden 



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berührt. 1 ) In diesen vier Gegenden — 
sie liegen alle zwischen Praesepe und 
Milchstnisse — , nämlich 

<■ = S'' 12.2™ * = + W"20' (1S75.0) 



17.7 



20 



24 43 
23 40 

stellte sich daher das Verhältnis vnti 
neuen (deckten zu bekannten Nebel- 
flecken wie 132 zu 3. Mit anderen 
Worten: es waren hisher — vor An- 
wendung der Photographie mit den 
kurzbrenn weiligen Linsen — nur 2% 
der leicht zu photographierenden Nebel- 
llecken katalogisiert 



ich an anderen als nebelreich bekannten 
Orten anstellen konnte, scheint hervor- 
zugehen, dass dort die Zahl der Nebel 
durch die Photographie nicht in wesent- 
lich grosserem Masse zunimmt Es sind 
dort im Durchschnitt die Nebel nur 
grösser und heller und daher mehr 

Sollte sich diese Erfahrung bei der 
Weiterführung der Katalogisierung be- 
stätigen, so würde daraus ein merk- 
würdiger Schluss auf die Konstitution 
des Weltsystems zu ziehen sein.« 



Die Nova im Perseus. 

v. 

BMJrof. Edw. C Pickering giebt eine es, wegen der Lichtah nähme des Sterns, 
Hin kurze Zusammenstellung und vorteilhafter, nur ein Prisnil zu benutzen, 
Charakterisierung der photo graphischen das ein Spektrum Meierte, in welchem 
Aufnahme]], welehe he/iij-ith de; spi'k- die ;;cmm!ter] beiden Linien .r; 
trums der Nova des Jahres 190! im voneinander entfernt sind. Mittlerweile 
Perseus, au der Harvard- Stern warte er- war eine zweite Reihe von Aufnahmen 
halten wurden. ') Er bezeichnet den des Spektrums am 8zolligcn Draper- 
Stern als Nova Persei No. 2, da im Teleskop erhallen worden, mit kleinen 
Jahre 1887 in dem nämlichen Sternbildc Dispersionen, bei denen der Abstand der 
von Mrs. Fleming auf Cambridger oben genannten Linien nur 0.57 und 
Photographien ein Stern mit einem 0.14 an beträgt wobei Sorge getragen 
Spektrum mit hellen Linien entdeckt wurde, du», solange die Nov» hdl war, 
wurde, der später verschwand. nieiit über e.|irniien wurde. DiesePhoto- 

Die Nova Persei No. 2 ist anfangs graphien des Spektrums sind also durch- 
Juni d. J. so schwach geworden, dass , aus vergleichbar mit solchen, welche 
ihr Spektrum nicht länger mehr vurleil- auiueiumimeii wurden, als der Stent 
Itaft mit starker Dispersion Photographien j schon recht lichtschwach geworden war. 
werden konnte. Seit ihrem Sichtbar- bs ist zu erwarten, dass das Spektrum 
werden wurde zu Cambridge eine Reihe deshalb noch vergleichend studiert 
von photographischen Aufnahmen des ! werden kann, wenn die Nova bis zur 
Spektrums am 1 1 zulligeu Di aper - Tele- Hl. < jrii-.se herabgesunken ist, d. h. mehr 
skop ethalten. Anfangs wurden dabei als 10 ()()() mal Ii cht seh wach er erscheint 
zwei Prismen benutzt, welche ein Spek- als im Maximum ihrer Helligkeit Ein 
trum lieferten, bei dem die Distanz sorgfälliges Studium der erhaltenen 
zwischen den Linien N .■ und 1 1 :i.7i> ein Photographien ist von Miss Annic J. 
betragt. Nach dem 19. März fand man Cannon ausgeführt worden und Prüf. 

! Pickering giebt eine kurze Übersicht 

') l Lii '5 n , No ' 2 . 3 > 4 '. 6 ' 7 ' 8 - 12 '" der Ergebnisse desselben. Die haupt- 
3 4 4a i I'hT,!,,^' 1 '' ,',! \i'iV|'" : f 'iv-. 1 ' 1 ^i'-'iih'.hiten hellen Linien erscheinen 
Obttrvifory* ' OTy °' au ' 1 ' en Photographien begleitet von 

■) Harvard O, Ciicular No. 59. ! dunklcnLinien nach derSeite der kiireen 



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\Viil'.'iil;iTi:;'cn hiu. Dil' \V el ferilJn^L'ii 
wurden bezogen auf die Mitte dieser 1 
hellen Linien, seit nach dem 23. März 
die dunklen Wasserstoff linien ver- 
schwanden. 


mit Ausnahme der feinen Umkehrlinie 
auf den hellen Streifen; das kontinuier- 
liche Spektrum war fast unwahrnehm- 
bar. Die Linie K fehlte. Die an diesem 
Tage gemachte Aufnahme geschah mit 
zwei Prismen und 120 Minuten Expo- 
sitionsdauer. Eine eigentümliche Ver- 
breitertini; oder Verschiebung gegen 
Violett zeigte seit März 17 die helle 
Bande HC März 19 dehnte sie sich 


Eine Beschreibung des Spektrums 
der Nova nach den Photographien am 

geben worden.') Die Platten seit Fe- 


ungen: dunkle schmale Linien erscheinen 

e.elinmi' .1:1' l'iilensi'ü: i:n Vergleichen 
dem kontinuierlichen Spektrum 7.11; die 
duuldcu 1 ^1 iiL.3t.-n wuc'.Ti rclimälcr iJüii 


feine dunkle Linien zeigten sich an der 
Seife der kürzeren Vdletd jujven rou 
Ht, Hfl und H r . Drei andere dunkle 



licht wieder gesehen. Am Orte der 
ß.iiul nahe hei rL) zwi-idic:] den Vellen- Vdicnlau.ec JütJO zei.i;;c s-idl eine 
längen 4056 und 4069 am 24, Februar schmale dunkle Linie, sowie eine 
/ei.ek cigemihnNchi- Aii;le;i:iiiien in »elLwädiere hei 'ISüfi. Vrm üSiiü his 
' "l, lireile und Wellenlänge. Die 'jS'iT ers-diien ein v i: 1 w a.-elicue^ dunkles 



Band und ei 



helles vi 



1 4453 bis 4489, 



Streik 



war normal. März 30 war das Spektrum 
ähnlich dem vom 27. März, nur war 
die Linie :iS(>5 intensiver und die Linie 
3S60 fehlte. Das kontinuierliche Spek- 



einer schmalen, scharfen, schwarzen t 

Linie und bei sorrjriiiiii^k-i Ke-tueiibiii;' wurde bis ins Violett Photographie«, 

der Plnik.f;nu.!l]icn sali man daneben abt:i keine Linie war Iu mi ininl zu sdicu, 

noch eine äusserst teine liegie.illiiiie ausser einem verwaschenen, dunklen 

gegen die violette Seite hin. tip war B.mdc von i S77<> bis 3794. Das helle 

dc-.Ulieii .ii -[ipdl und die leim* Beek-ii- I'.and l'.IOS bi; 4042 war sein schwach 

Ihie will! marU-rt. D.i. lueite duiiVIc und ca> Ü.iiilI 4990 bis 5040 heller als 

liand K wa- völlig eer-eimiinden. au d.n \kn,'iic.inii:baiid b. April i war 

filier Sldlc zei.i.'le sich eine .dlmale das Spe^t-iuu nahe so wie :i:;i ill. Miir/. 

dunkle Linie, etwas intensiver als die Nach einer Periode wolkigen Wetters 

umgekehrte Linie K. Am 19. März wurde April 12 ein eigentümliches Aus- 

sebien eine be -'..-.ndure Veränderung im sehen dt* S"i l::rniu-.i plK.teijrapliicrl. 

Aussehen d;> Spd;i, iue..< eini;eire;eri zu Die Linie II: -ehien /.» fdilen, nahe 

sein. Keine dunkle Linie war sichtbar, ihrem Platze zeigte sich ein helles Rand 

— so intensiv wie ttß, dessen Mitte auf 

') Harvard O., Circalar No. 56; Sirius Wellen länge 3S73 fiel. Dieses Band 

1901, S. 76. sowie Ht und HA waren gegen die 



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rote Seile des Spektrums hin scharf 
abgeschnitten, dagegen verschwommen 
gegen Violett hin. Iis ist ran Interesse, 
zu bemerken, dass im Spektrum von 
T Velorum in der Wellenlänge 3875 ein 
dunkles, \u>:il markirrlcs Y,:-.iv'; erscheint. 
April 12 erschien im Spektrum der Nova 
eine eigentümliche helle Linie nahe hei 
Hj-, gegen die Seite tler grosseren 
Wellenlänge hin, in i4384,scharf gegen ' 
das -rote Ende des Spektrums abge- 
scbnilteri. während der Kanin ^vivrlirii 
ihr und I 1; ahn Iii-;! einem -rli;>rr"rli ln:l k-rj 
liandc erschien. A f in 1 1 i wärdie I'r>fitioEi 
und Intensität von H," normal und das 
Spektrum zeigte nicht den eigentüm- 
lichen Typus vom vorhergehenden Tage. 
Dagegen erscheint letzterer wieder auf 
einer l'liuh Graphic vom 2fi. April, auf 
der das Band 3S75 das inlensivsle ist, 
Band 4990 Iiis 5040 ebenfalls an Inten- 
sität gewonnen hat, Ho und t\ß aber 
schwächer geworden sind. Hj- war 
intensiver als Hji, das kontinuierliche 
Spektrum nicht wahrnehmbar; auch die 
[Solide iy03his49-!2 unddasMagnesium- 
band b fehlen. April 27 war das 
Spektrum wieder normal, da- kontiimier- 
liehe ziemlich intensiv und dasliand S#7"i 
fehlte; im allgemeinen erschien das 
Spektrum ähnlich wie am 26. April. 
Am 28. April und Mj ' " 



: Spek 



Am 12. lind 13. April war die Hellig- 
keit der Nova die gleiche, während das 
Spektrum verschieden erschien; am 
26. und 28. April dagegen, als der Stern 
il'.i-;;e..pioehelie Minima -einer HeUh;- 

Spektrum,'' während das normale am 
2/, April gefunden wurde, als der Stern 
eine lialhc ürössenklasse heller war. 

Eine am 1°.. Juni aufgenommene 
Photographie der Nuve /.cigt dem; 
Spektrum voll ig ähnlich demieui/en de; 
Oasnebels NOK 3918, doch ist die 
Nebcllimc ilJüV etv.a Snnl heller als 
die Linie Wß in dem Nebel und nur 
gleich hell wie diese in dem Sp. sinna 
der Nova Die Linien [ISOT, 397U (H;), 
■1102 (Hd), 4341 (Hrf 4688. ISI.2 (H,.), 
4980 und 5007 sind beiden Spektren 
gemeinsam und zeigen mit Ausnahme 
v.Ti ")<)U7 in neiden die gleiche rclatr,-.' 
In'.Liidvit. \'ier helle Linien /wischen 
Hf und Hß erscheinen schwach in der 
Nova und fehlen im Spektrum des 
Nebelfleckes, wahrend eine Linie I/. 4Uui) 
in letzterer sichtbar ist, aber nicht im 
Spektrum der Nova, vielleicht vvej-n 
ihrer Nähe hei tler Linie Ii ;. 

Am 19. und in der Nacht des 20. 
zum 21. August haben h'Iammarioii und 
Antoniadi auf der Sternwarte zu Juvisy 
photographisch c Aufnahmen der Nova 



■n Neb 



i. Auf 



Auf die telegraphische Nachricht, 
das- es Plammaistm und Amoniüdi ee- 
limi^Ti sei, dnreii phnto^rapllisdie Anr- 
nahmen zu zeigen, die Nova Pereei sei 
von einer Nebelaureole umgeben, habe 
ich 1901 August 22, von 14 Uhr 
10 Minuten bis 15 Uhr 20 Minuten 
— also mit 1 Stunde und 10 Minuten 



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lieliditmlii — mil den zwei Sedi/ehn- 
zötlern des Itruce- Teleskops die Nova- 
TO'eiiti aufgenommen. 

Die Rückseiten der Platten waten 
selb-lversiandlie]) yin tjesehwär/t uiul 
so dicGlasrclleiion (Hiiishlldiinyl sdbsi 
bei den hellsten Sternen der Platte 
völlig vermiede ii. Die Platten sind bei 
strahlend klarem Himmel vorzüglich 
aiisgdullci: und erhüben tili sdir itterk- 
würdiges Resultat 

Die Nova ist auf der Platte a Jt die 
mit den Scdizellii/iiller : i aiil.e.eniimmcn 
ist, wohl genau wie jeder andere S;cr:i, 
ohne erkennbare Spur von Nebelhiille, 
abgebildet. Auf der Platte b„ die mit 
iiL-m Secbzclm Miller b niifgcnnmiiii'n i=i, 
steht die Nova dagegen in einer matten. 



wieder mit beiden Objektiven auf die 
Nova und zwar von 1Ü Uhr 5<J Minuten 
bis 15 Uhr 5 Minuten M. Z. Königstuhl, 
also mit 4 Stunden 6 Minuten Be- 
lieliui:);;sdaucr. Dabei bedeckte idi das 
Objektiv b zur Hälfte durch einen 
ULTSilläMis; hc i L;T l .'!]/t'.-ii. uiiiliirclisichliucii 
Schirm, sodass genau ein Halbkreis 
ik-s Objektivs Licht empfing, wahrend 
die ander-.' Haltte jenseits 'des Diirth- 
messers bedeckt blieb. 

Der Erfolg entsprach der Erwartung. 
Auf der mit dem abgeblendeten Ob- 
jektiv b aufgenommenen Platte b, ist 
die hübsche matte Scheibe um die 
Nova wieder sichtbar, aber sie ist jetzt 
ein genauer Halbkreis entsprechend der 
Blende. Der Durchmesser der Nebel- 
Scheibe ist wieder IS tum. Da die 
Litlitmenjje, die die Platte b, erhielt, 
doppelt so gross war, als am ersten 
Abend (b,), so ist auch die jetzt halb- 
kiei-ii'iiiiiiyc. i'a-i liuiiKiyeni-, ;;iil be- 
grenzte 'Nebelhiille- viel intensiier als 
auf der Platte h, vom ersten Abend. 
Hierdurch und durch die HalbkreisFornt 
ist bewiesen, dass diese Aureole um 
die Nova durch das Objektiv b 



Gleich/cd. i;, da kein 



guten Platit a, ist nichts um die Nova 
/u sehen. Die völlig geschwärzte, kreis- 
runde, haaischarfe Scheibe steht völlig 
klar auf dem llunmilfgrund. Ausser- 
dem wa: autfallenu). dass an der Uni- 
randung de» -Nebels- aut Ii. Ranz gut 
eikfuiihaj die Spur von scclis teken 
eines gleichseitige n Sechsecks angedeutet 
ist. Ohne viel Worte zu verlieren — 
CS war mir aus früheren Versuchen 
deshalb wahrscheinlich, dass der »Nebel < 
auf b, rein optischen Ursprunges, 
d. h. durch das Objektiv bewirkt sein 



anderer Stern, die viel helleren nicht 
ausgenommen, diese Aureole besitzt, 
ist ■jczeiifE, dass die Nova eine Lichtart 
besonder^ intensiv anssemieii iiutss, eine 
1 iehta:i eieenlimiiicher Natur, für die 
das Objektiv nicht korrigiert ist und 
Iii; die der Zerstreu unirfkreis einen 
Durchmesser von etwa 6' besitzt. 

Das ist ungemein interessant und 
wir inb^e:) Namtnarion und Anloniadi 
für diese Entdeckung sehr dankbar sein. 

Auf der Platte a, des ObjeUivs a 
vom zweiten Abend, die viermal soviel 
Licht empfangen hat, als die vom ersten 
Abend — sie enthält wohl mindestens 
Sterne der 10. Grössen kl asse — , ist jetzt 
■ ■ nc. matte Kreis um 



die Not 



ail-eit 



r Dur. 



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r Nih 



- Nov 



eine deutlich erkennbare aber 
schwache und trotzdem strtikturreiche 
Ncbelmaterie abgebildet ist Da sie auf 
beiden Platten a, und b», und bei 
letzterer unter der bedecklen Seite, an- 
grie«l ist, in m_ Iii reell im 
I linnnd vorhanden sein. 

Diese äusserst feinen, gestreckten 
Nebelzüge, welche noch eben iiadiweis- 
bar sind, erscheinen am dichtesten etwa 
5; südlich von der Nova und scheinen 

^S^KosÜnaky von der Sternwarte 
l'ulkovo schrieb tilgendes:'] 

■ Nachdem ich das Telegramm der 
Herren Flainmarion und Anton iadi 
vom 21. August gelesen halte, er- 
hielt ich an demselben Abend eine 
pholOKrapHisdie Anhohim- der Nuia 
Persei mil Hilfe unseres Astruyrapheu 
( X = 501.0,.,. ausserordt 



ist die Nebelhülle in Oestalt eines scharf 

sehen. Da nach den Meinungen einiger 
Astronomen die Nova Persei sieh all- 
mählich in einen Nebel verwandelt, so 
eri;iebt sich (iie Prrisje: Haben wir es 
mit einer wirklichen Erscheinung am 
Himmel zu thun oder nur mit einer 
optischen, welche von Umständen hei 
der Beobachtung selbst abhängt? Der 
Charakter des Sternspektrums in Ver- 
bindung mit seinen in letzter Zeit recht 
bdräiiitlidien ViTi'iTi.i.Timyeil. - nvie 
auch das Aussehen der Aureole seihst 
bemi»™ Herrn lielopoisky und :uica. 
dit- rrkliiriiii.n iiieser i"i •eiiriiinin. mir 
in einer ungenügenden Fokussierung 
der plintn.jmpliiithe:] Ol^cklivs i:i U-.- 
zu;; auf ilie im Spektrum vrjr]i<_-rr^l.eii- 
deu Strahlen ,n suchen. Thatsädilich 
erscheint das Spektrum des Sterns jetzt 
beinahe ausschliesslich als folgende 
Gruppen von Banden im grünen Teile 
des Spektrums: 
rttidi hell (10) 
(2-3) 



Die in Khinineni stehenden /iliilcn 

derF,an,l,:,i. l)ask-uimnienidirSp'd>!Niii: 
ist sehr seil wach. 

Dil die jiiifun^r.iphif.dn.'ii nlvilaiv. 
ueniihert für die Linie H T {434 pa; 
fokussierl werden, so ist ewehüidi 
dass ein bedeutender Teil des Uchic 



jjektiv Diaphragmen i 
eiecks und eines Qui 

') a. a. O., No. 3737. 



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Die Sternspektra mit teils hellen, teils dunklen Wasser- 
stofflinien. 



jie -[H'klniLnapli Ische F'l I ix Ii riur-it'- 
feSt "mg des Himmels, welche auf 
d.T HaiTard-Steiwnrlc in N < j:-.i:-.in cri kr« 
ausgeführt wird, hat eine Anzahl von 
. Sternen keimen nelchrl. i;i ,leren .S r <-k- ilti 
die Wasserstoff linie H /f hell ist, während 
die nach der brechbaren Seite des 
Spektrums liegenden Wasserstoff I in ien 
dunkel sind. Spater hat W. W, Campbell 
nachgewiesen, diiss in den meisten (und 
wahrscheinlich a'.lcni Spektren dieser 
Klasse auch die Wasserst' >fili nie ll'i 
hell ist. Nach Campbeils Angaben') 
ist im Spektrum von tj Argus die Linie 
Hu hell, tiß kaum und vielleicht 
noch als breites, wenig helles Band 
sidilklr, in welch 



hing befinden, und hierin liegt ein 
Element ihrer grossen Wichtigkeit ; ühcr 
am wichtigsten ist die Thaisache, das.-; 
sie manche Schrille der Siernciuwicke- 
lung in der Nähe eines der w:chligsk-n 
Punkte dieses Vorgangs repräsentieren. 
i,Tauri is; immer als la klassifiziert 
worden; aber die Entdeckung einer 
einzigen hellen Linie (Ha) versetzt das 
Spcklrum dieses Siems in die Klasse I e. 
Es befindet sich daher im i" bergan i;c 
zwi-;l:e:i den Klassen Ic -nid ia. Einige 
dieser Sterne mögen nur zwei helle 
Wasserstoff lin ien, Ha und hff, ent- 
heben, mica.-c viclleich: ilivi uder mehr. 
Y Cassinpejae enthüll mindestens i 



Linie burin. 



die 



Expos: 



tulili 



Wolf-Rayet-Stern BD. + 433571 0 ver- 
halten und schliesslich auch die in 
j; i'auri, in welchem Hn hell erschein! 
mit schwachen dunklen Linien auf 
beiden Seiten, während alle übrigen 
Wasseisiiifillilien dunkel sind. In yx- 



Dit 



sind I 



hierbei 



üiigis:,uichlYMi.r.imph.,ll 
mcni Kiar. er sagt 5 ) diesbezüglich: 

>Diese Sterne fallen nafurgemäss 
unter Prof. Vogels Klasse fc, obgleich j 
die Linie D a in manchen von ihnen i 
nicht anwesend ist Ei muss ange- ' 

selir f Milien Zustände dei Siemen hvicke- 



Sirius 1501. Heft 1 



/eigen, wo reiz! bei den gewöhnlichen 
Lvpiisitionszeiteu keine zu sehen sind. 
Es ist möglich, dass einzelne Sterne 
belle W'ss'exdfi'liiifeii über das ganze 
Wasscrstoffspcklmm hinüber enthalten, 
I;s ist auch nmglidi. d:is; lauge l r -Spo ■ 
■.ilinii-,eiU , i: scinvuelii-lieüe 1 hnen iuncr- 
halb der dunklen Hf7-, Hy- etc. Linien 
bei ij Tauri ergeben würden. Jedenfalls 
aber bei rächte ich iulgeiide Punkte als 
fest begründet: 

a) Einige Sterne enthalten sowohl 
helle als auch dunkle Wosserstoff- 

b) Die hellen Linien insolchenSternen 
sind diejenigen von grösseren 
Wellenlängen, die dunklen die- 
jenigen vi m kür/cieii Wellen langen. 



n ab. j 



[»iebilelisilälell del dunkle!! Linien 
nehmen in dii 'er Richtung üu.« 
ampbefl stimmt einer früher von 
Scheiner geäusserten Meinung bei. 



n S:.idi:ü 



befinden 



. e.cldiei 



n Laufe der Zeit in den Typus la 



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— 226 — 

übergehen. "Allein,« so fragt er, «wie I kühlung und Zusammcnzichung ver- 
geht nun ein Stern des Typus Ic in Ursachen iortsehreitciide Änderungen in 
den Typus la über? Wenn ein Siern ihren Spektren. Wenn wir es mit einem 
der Klasse le eine cin/i-e iielle Wasser- Siern zu thun haben, dessen Almospltärc 
siofilinic eutliäl n < ine ausserordentlich ausgedehnt und djrcli 

Wasserstoff linien hell sein? Wenn ein I und durch sehr heiss ist, so führen uns 
Stern eine ein/ige dunkle Wasserstoff- unsere Kenntnisse von der Wirkung ab- 
linie enthält, müssen alle seine Wasser- . nehmender Temperatur in den äusseren 
Stoff linien dunkel sein? Wenn ein Stern Teilen der Atmosphäre zu der Erwartung, 
m Li hellen Linien in einen solchen ü'-cr- dass gewisse Str;ii]li;n^;]ill:'iiMiiu'i)e ab- 
geht mit dunklen Linien, ändern dann nehmen würden, während gewisse 
alle Wasserstofflinien in dem gleichen Absorptionsphänomene zunehmen. Die 
Momente ihren Charakter? im aJIgc- Zustände auf unserer Sonne sind nicht 
meinen werden alle Wa— ersinn I iuieu iieeijjnet. die Phänomene in den ohi^en 
sich gleichzeitig nach derselben Rieh- Sternspektren zu erklären. Wenn jedoch 
hing hin ändern; aber verwandeln sie die ltolinffiir:etcii auf unserer Sonne 
sich von hellen in dunkle Linien oder genügend sind, um nur einen Bruchteil 
von hellen Linien zu lüintirmierlieliein des VC'idcL-piiichs in dem Verhalten 
SpeiitMim und dann in dunkle Linien dei Wassersloiiliuicn in diesen Sternen 
in demselben Augenblick? Das würde zu deuten, so ist die Schwierigkeit sehr 
mir unwahrscheinlich vorkommen. Der gemindert: denn wir müssen bedenken, 
Charakter eines Spektrums ist das Rc- dass unsere Sonne alt ist, der Klasse IIa 
sultat von Strahlung*- nnd Abwirptions- angelHirt, wahrend den Sterneil der 
Phänomenen. Sterne der Klasse Ic Klasse Ic wohl ausserordentlich aus- 
scheinen ausserordentlich aiisgedelutte gedehnte Atmosphären zugeschrieben 
und heisse Atmosphären in haben. Ab- | werden müssen.« (Scliluss folgt.) 



Über Helligkeitsschwankungfen und die Gestalt 
kleiner Planeten. 

II iiinahmen desPlanetcn(345)Terci- unseres Sonnensystems, die durch i 



fraktor durch J. Hartmann haben er- 
geben, 1 ) dass die von Prof. Wolf 
bemerkten Unregelmässigkeiten derStern- 
spur auf der photographischen flaue 
subjektiven Ursprungs sind, d. h. durch 
die Art und Weise der Aufnahme er- 
stehen, nicht aber auf HeHigkcits- 
-cli\\'anl;im;:vn des Pbiieteli zuriiekzu- 



ihrcs geriiigcn Durchmessers oder wifien 
ihrer grossen Entfernung nur punkt- 
förmig erscheinen, als Kugeln oder 
Uutaltoti^cllipsoitlc vorzustellen. Diese 
ist jedoch n 



Hartmann macht noch auf c 
sonderen, weniji heachlden Punkt auf- 
merksam. f\r sagf: 

•Nach Analogie der grossen Körper 

') Astron. Nachr., No, 3726. 



| Albedo des Mars 



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ihr Durchmesser zu 66 km. Wenn der 
Planet aus einer unserer Gesteinsarten 
fsiiez. Gew. 2,7] besieht, so wird die 
Schwere an seiner Oberfläche nur den 
vierhundertsten Teil von dem Werte an 
der Erdoberfläche betragen, und hier- 
durch wird offenbar die Existenz von 
grossen Niveauunterschieden auf dem 
Planeten sehr begünstigt. Hierzu kommt 
nun noch, dass, falls der Planet eine 
Achsendrdumg liesit/t, ein grosser Teil 
der Schwerkraft durch die <Jciilrif:in.i!- 
kraft aufgehoben wird. Bei den kurzen 
Rotationszciten.dieSi .wohl ffirTercidina, 
als auch für den Planeten Eros abge- 
leitet worden sind, kommen die Korper 
schon sehr nahe an jenen kritischen 
Punkt heran, in welchem die < '.etmiingal- 
kiait dir Sdiwerkrah fiberM ■ ic.nt, sodass 1 
die Entstehung einer Gleichgewichls- 
figur mathematisch unmöglich wird. 
Nach einem von Poincarc 1 ) aui'gestdllci; 
Salze würde ein Planet von der Dichte 
unserer Felsarten nur dann lose auf 
seiner Oberfläche liegende Teile fest- 
halten können, wenn seine Rotationszeit 
grösser als 1 h 3°ra ist; ist er nur von 
der Dichte des Wassers, so muss die 
luiidrelmiigs-zeil mehr als 2'i -12"! be- 
tragen. Süll jedoch die (. ileiehgewiclus- 
figur der Oberfläche des Planeten ein 
K'ilii:innsi-ll-:|.)v.,iil werden, so uutss 
seine Umdrehungszeit noch erheblich 

Hat der Planet die Dichte 2.7, so 

nur möglich, wenn seine Rotationszeit 
mehr [ili Li Ii 2'.f-i i-si-:tr-;i.ETE : bei der Uiciite 
1.0 muss sie grösser als 5 1 ' -I3" 1 sein. 
Man sieht, dass die von Prof. Wolf 
für Tercidina abgeleitete localions/eit 
von 3 h 50 m schon ganz an der 
Grenze des theoretisch Zulässigen liegen 

Die liier erwähnten Sätze gehen, 
s'.ren.LT genommen, nur, wenn die Masse 
des Planelen aus einer liomogenen 
Flüssigkeit besteht, auf welche ausser 
Gravitation und Geimiiltgalkmtt keine 



anderen Kräfte einwirken. Letztere Be- 
dingung ist nun in der Natur niemals 
eiiiiKi, da ausser jenen beiden Kraben 
(ganz abgesehen von den äusseren) stets 
noch eine Reihe anderer ihatig ist, die 
man als Molekularkräfte bezeichnen 
kann. Hierher gehören zunächst die 
Kohäsion, sodann die Neigung, bei 
ije.-idir.iu^eu Temperaturen in andere 
Aggiegalziisiände überzugehen, Krystallc- 
nnd chcousdu: Verbindungen zu bilden, 
endlich die Spannungen . die durch 
Liureh thermische 



u.dduu 



erden. Alle 



Kräfte sind unabhängig vi 
Gesamtmasse des Planeten, und da sie 
selbst auf der Oberfläche der Erde 
Gebirge von mehreren Kilometern Höhe 
aufzutürmen vermochten, so werden sie 
bei den kleinen Planeten denuassen be- 
stimmend für die Oberriächenge-iallimg 
-ein, dass ihnen gegenüber die Schwer- 
kraft, welche grössere Massen stets in 
die f-'orrn von Sphacroiiien zwingt, so 
gut wie gar nicht io Relrach! kommt. 
Auch wenn die l'laucloideri nur die 
1 rüm meiern es schon ersl.uTtcn grösseren 
Körpers sind, können diese liiuehMöeke 
gänzlich im regelmässige Formen be- 
sitzen, da die geringe Schwerkraft nicht 
in: saiit ist, die kohäsion der Masse 
zu überwinden und ihrer Oberfläche, 
eine neue Oleichgewichtsfigur zu geben. 

nicht unwahr! 



:, dass 



sclmausiingcii zeigen könne:], die auf 
die Rotation unregelmässig gefalteter 
Körper zurück/u In lucu .-.iu.l. t II. aller- 
dings plr.tngrnplusche Aufnahmen das 
geeignete Hilfsmittel zur Untersuchung 
derartiger Hdligk-itsänelcriitigen sein 
werden, das ist sehr zu bezweifeln, da, 
wie aus dem Vorstehenden ersichtlich 
ist. durch ungenaues Malten des Fern- 
rohrs beträdltliche Fehle]- in der Inteu- 



■r Hau 



ÜStdlrr] 



ull. Astron. II, p 



117 (lrsjj. 



er Lieh (Schwankungen wird daher wohl 
ur durch direkte |)ho(o metrische lie- 



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obachtung zu erlati^L-n sein: da-egen grosser Brennweite, sehr wohl zur erster 
können photographisehc Aufnahmen. Ai i t'f: n .!n ny der betreffenden Objekte 
namentlich apldie mi: Objektiven i-oti führen.- 



Die Thätigkeit des Astrophysikalisehen Observatoriums 
zu Potsdam. 

»»Jem Berichte des Geh. Rat Vogel men beendet waren, halte Prof. Vogei 
■i-Sd: über die Arbeiter! an dem seiner einen Spektrii:;L-;ipnen ('[Vi für d ; 'ii-elh::i 
LeitungunlerstelltenAstrophysik;di=cueu konstruiert, um auch dieses vorzügliche 
Observatorium m Poe. dam wählend Instrument in ileu Dien.-.t speklr-^ßpin- 
des Jahres 1QU0 entnehmen wir das scher Arbeiten zu stellen. 
Folgende: Im Sommer harte sich Prof. Vogel 

Genauere Untersuchungen, welche mit der Konstruktion eines für den 
an den Objektiven des grossen Refrak- grossen Refraktor bestimmten Spektral- 
tors vorgenommen wurden. er«;djen, appnrais für direkte lleohneli tu 11^.-1 h- 
dass die Kail dpsrti eil des photographi- fasst. Dieser Apparat ist mit einem 
sehen Objektivs {von dü ar: 1 "trinuimi, C, iiier verseilen. gemattet aber nneli. 

" ' dessen Steife ein einfaches oder ein 
zusammengesetztes Prisma zu scl«n 
zur direkten spektroskopischen lleoi'- 
riehtuug seh wacherer Sterne; ferner ■', 
rill dein App.lr'.t eine Vi Irrel Ihme. ■" ■ 
gebracht, die es ermöglicht, spcktnl- 
phntometrische lle-ihaclnuiigeu ir.it ilvir- 
selben anzustellen. 

Wissenschaftliehe Arbeiten. 
A. Spektralanalyse. Nach l : crti.ä- 
Stellung der für den grossen Rcirsklur 
bestimmten Speklrographcn I und III 
hat Dr. Hartmann mit den Auüeun: n 
von Stern spektren mit Hilfe dies 



sowie die centralen Teile desselben 
kürzere ISrcnmvrilc halten als eine mitt- 
lere Zone, Du die Abweichungen ziem- 
lich beträchtlich waren, hat der Verfertiger 
Dr. Steinbeil nach den ihm gemachten 
näheren Anuaher- Korrektionen an den 1 
Objektiv Ende Mai iyüO in Potsdam 
ausgeführt, wodurch dasselbe wesent- 
lich verbessert worden ist, indem ntiu- 
mclir eine gute Verein isruiiu alier Strahlen, 
mit Ausnahme der von einer Randzone 
von 5 an ßreite ausgehenden, stattfinde!. 
Um auch diese Randvolle- zu verbessern, 
müsäte das Objektiv nach Mfinchen 
transportiert werden; doch ist vorläufig 
hiervon abgesehen worden, zunächst, 1 
um erst durch Gebrauch de? Instruments 
zu erproben, ob weitere Korrekturen 
sii eri'-v.' Vorteile briiiijeii würden. d:i-s. 
es gerechtfertigt erschiene, das mit dem 
Transport verbundene grosse Risiko zu 
ubernehmen, ferner, um die eben be- 
gonnenen Beobachtungen nicht wieder 
auf längere Zeil unterbrechen 'U müssen. 
Das optische 50 cm - Objektiv ergab sich 
bei der Untersuchung, mit Ausschluss 



1 Bei 



ker.s ais Lichtquelle für die hrii'-jizini.: 
der Vergleichsspektra zu benutzen, da 

liier, [ine:! eeus.e V.'.r'ii.ee entstellen. 

Weitere Untersuchungen erwiesen 
es als uot'.ve;]d>.'. den SpcstroL.-riip'ien : H 



11 Rand 



Refraktor von 33 an Objektiv-Öffnung Die Temperatur des Spektrngrapheii 

ftirdenSfernkalalogder phoi aphiseheu kann nuuuiehr lange Zeit hindurch 

I biii'nelskrule hei .oi-ielteiideii Aii'uih- innei hnlh eines /eni',leh;rades knii'un: 



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■ Prüf im;; des Apparats 



■■'.■i-iiriyciiiliii und 
dem Spektrum des Urans 



von Dr. Eberhard inll nlv: w.i . Iii ivoni™ Reist zur Ausführung phntoinetris 
isi, Mal sich letzterer sehr eingehend t Beobachtungen während der toi 
beschäftigt, und seinen genauen Unter- Sonnenfinsternis und wegen einer lä 



orden. Die Zahl der für den 
il beobachteten Zonen beträgt 



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- 230 — 



mj.li, 



bereits 447, und 
günstigein Welter wer 
für diesen Teil noch 
zu Ende geführt we: 

Für den vierten und letzten Teil 
der ganzen Arbeit (+ 60° bis + 90° 
Deklination) ist mit den Vorarbeiten 
begonnen worden. 

Zur näheren Untersuchung der Frage, 
oh infüljfo des l-'urihnje'schru l'liäiin- 
mens die I achtstiiriie den. heiun^cn f-ern- 
rotirs einen merklichen Etutluss auf die 
HelligkeitsvergleicliLing verschieden ge- 
fiirliii-r Steine haben kann, haben Prof. 
Müller und Prof. Kempf auch im ver- 
flossenen Jahre einige Stern paare von 
eklrenieu f äi bmiven sowohl mit l'holp- 
meter (II ({Jhjdiiivi.iTiimifc t>7 mm), ah, 
auch mit 1 'hototnelcr D (Objeklivöffnung 

liili l untereinander ver- licken. Hie-c 

Beobachtungen sind absichtlich bisher 
noch nicht bearbeitet worden, um jede 
Voreingenommenheit fern zu halten. 
Die Messungen sollen in die-eiu Jahre 



: Ah-i 



rande'hehci 
S Beob 



)D+ 30°59l 



1900 andauernd weiter verfolgt. Wäh 

l-s ;1IT1 Schlote de.- viiram;ehem ; .eil Jahic. 
den Anschein nahe, als vv.udc dei Nein 
verhähnismus-i;: \xh u eil veie.h r ;iu Ndli;,'- 
le ii verüevrl). i-l er III der s;e ■elie jn;!;;-!! 
Erscheinung wider Erwarten konstant 
i:eii[ielx:ii.iuerkv. iii d:!.';eiAv; i:.e aber nicht 
in der Maximalhelligkeit 6.3, sondern 
bei der Orösse Ö.5. Es ist schwer, 
eine hrkkirnm; ihr dieses ue.enhi milche 
Wriulien ihs Sterns r.i finden. Nach 
dem Schluss der jetzigen Erscheinung 
werden die seit September 1899 erhal- 
tenen .Mcss-.im.'.cn zusH.mmen.ty-.telh im.; 
veröffentlicht werden. 

Während der Monate Mäiv und April 
wurde Prof. Müller durch die Vor- 
arbeiten zu den während der totalen 
s.iuneu'iU'iemU vom 2S. .Mai geplanten 

l'. -.,lee.'oli:ne.eil in A:r |i:ueii 1.011 dien. 

Ii- vejrp. .liieeiifüt. den I'!.- Uder Mei:,lt:. 

welcher bei der Finsternis einen Phasen- 
winkel von 7" besass, während der 

Touht.'e p':ie[.>ule:i-:-ell ,11 r.iesrü, III 



die Abluiiii;igkeit der Lieh I starke des 
Planeten von der Phase auch für die 

Stellung in der Nähe der Konjunktion 
zu bestimmen. Da als Wr^leielL-iihvit 
bei der Finsternis die Venus dienen 
sollte, so wurden in den Monaten März 
und April zahlreiche Beobachtungen 
dieses Planeten angestellt, sowohl am 
Tage bei hohem Sonnenstände, um die 
herfeil Ih.v.haclitioi.ü-hedingiini-eu ;ii 
studieren und die geeigneten Ulead- 
iiläsci auszusuchen, als auch am Ahtnd. 
um die Helligkeit der Venus durch 
Vergleich 1111 ij mit Ihssieincn zu 
stimmen und die Absorption der Blend- 
^liiser ,11 cimilMu. Diese l'.ei diachdini^ii 
hat Prof. Müller auch in Portugal, wohin 
er sich Anfang Mai begeben harte, in 
dem als Beobadi'.ungssl.'itiiiii ecM.'iur:! 
Städtchen Vizeu bis zum Tage der 
f-insteruis forlgcscW. Leider war wah- 
rend der Totalität das Wetter imgfinäiii;. 
indem die Sonne in weitem Ihnlm; 
von einem leieiiteo Dunstschleier ül'ei- 
deckt war, während die Himmelsgegend 
bei Venus vollkommen rein blieb. 
Merkur war durch den Dunstschleier 
hindurch noch gut sichtbar; die Pro- 
gramm mässigen Messungen wurden 
aii't;ct'iilirl. und es war somit weiiie.- 
stens krin-i.uierl, d,i— seihst wälTi-aJ 
einei Mi km/en Hauer der Tom!i:at 
erforderliche Zahl von Einstellungen 
mit Sieh'Tlieil eciu:uli: werden kirn. 

Nach der Rückkehr hat Prof. Müller 
im Jnii die 1 ielliukeilsmesiiuigen in ehr 
Venus weiter fortgesetzt Es ist ihm 
:_'elun.L!en. mit Renut/rum; ciiu-s Ueaaa 
Objcklies von kurzer Brennweite und 
passend gewählter Blendgläser schon 
am funiten Taje nach der mileien 
Konjunktion den Planeten am Mittag 
photometrisch zu messen und mit dem 
I , 1.me:cii lopiler zu vergleichen. Da jikIi 
die i'ileeiidi 11 T.iee aussciordeutke'i LI'' 
wäre:., winden sicbtte Helligkeit'* 
l'hasni winke] zu.iClK" 



der Vcn 



olvichtet werden und es wird darin 
möglich sein, die l.ichtkurve des Pla- 
neten fast iür den cmiizcn l'hascuverlanf 
xu bestimmen. 

Seine früheren Beobachtungen des 
Algol hol Prof. Müller definitiv be- 
arbeitet. Es liegen 1 6 vollständige 
Minimabestimmungen ans den Jahr 



1878—1887 ■ 



eilige 



r mit dem l'hotomcrer auch iiacil 
der Stufen melhode erhalten worden 
sind, sowie eine grössere Zahl von 
Messungen ausserhalb der Minima zur 
Bestimmung des konstanten Lichts des 
Sterns. Die Bearbeitung hat die Über- 
legenheit der Messungen mit dem 
riiotometer über die StLifenschätzungcn 
jrezeigt und eine sehr sichere liestim- 
niung derLichtknrie eruiöglidii. Ld/lcrc 
vcrlänli absolut syiniudrbdi, ohne jede 
Spur von Einbiegungen; die Dauer der 
eigentlichen Lichtanderung ist grösser, 



verglichen wurden 15 Platten mit etwa 
8000 Sternen. 

F. Vermischte Beobachtungen 
und Untersuchungen. Prof. Willing 
li.it linrcrsudnmgdi zur Theorie der 
Wirkung der sphärischen Abweichungen 
der \Vcl!et:iläche auf die Lichtstärke 
eines Objektivs angestellt und die er- 
langten Ucsullatc aut iias Stcinheil'sche 
Objektiv von 33 an Öffnung in An- 
wendung gebracht. 

Durch eine Bemerkung Kapteyns 
Prof. Wilsing angestellten 



Unten 



.ndla.c v 



als 



hdrägt s: 



D. 5oi 



13 Stunden. 
!ik. Imjahrel900 



l">;is 



75 S< 

Prof. Lohse ausgeführt worden. 
Minimum, in w-ddicm wir mir gegen- 
wärtig befinden, scheint ein ungewöhn- 
lich lange andauerndes zu sein; an 53 
"lagen wurde die Sonnen seile ihe ileeken- 
frei gefunden, und es unterblieben an 
diesen Tagen die pholographischeii Auf- 
nalimen. 

Am Spektrohcliographen sind durch 
Prof. Kempf vom 27. März bis zum 
9. November 244 Aufnahmen gemacht 
worden. 

E. Photographische Himmels- 
karte. Die Ausmessung der Platten 
ist bis F.ude November uhne wesent- 
liche Un terb rech uiig fortgefülu t wnideu. 
und zwar wurden 17 Platten mit rund 
50ÜU Sternen gemessen. Katalogisiert 
und mit der tiomier Durchmusterung 



61 Cygni auf Gr 
Aufnahmen ,'uigaogi, bat I 'm ; . Wiking 
eine Entgegnung veröffentlicht, in der 
er den Einfiuss der atmosphärischen 
Dispersion auf die pllotograp Irischen 
Messungen von Stern di stanzen diskutiert. 
Ferner iiat derselbe, von der mechani- 
schen Wärmelheorie ausgehend, den 
Versuch einer Fortführung der llclm- 
liolti'sciieu Tlieoric. betreffend die Er- 
haltung der Sonnenenergie, gemacht. 

Dr. Hartmann hat mit dem SO cm- 
Objcktive des grossen Kcfrasiovs im 
Laufe des Jahres 36 verschiedene direkte 
photo graphische Auf nahmen beiderlei Ii. 
u. a.: Aufnahmen der Venus bei hellem 
Sonnenschein, die eine sehr scharfe 
Betreu /.um;- der schmalen Sichel zeigen; 
\"epum mit -einem .Monde; eine Anzahl 
Mondaufnahmen, auf denen die Rillen 
schön sichtbar sind; Aufnahmen vom 
Siem hauten im Herkules mit einstündiger 
iin.i ,".ee : -li!ii,li;;<T lleli-. litmii; und vorn 
HitiLjnebel in der l.eiei mit /.weist üiniiytr 
ISdich'mig. Unter i!e:s wenigen lagen, 
welche für diese Aufnahmen verwendet 
werden konnten, befand sich keiner mit 
so gutem Luftzustande, dass sich die 
Grenze der Leistungsfähigkeit des Ob- 
jek'iv- Ii. iue bestimmen lassen. 



Die letzten fünfzig Jahre der Himmelsforschung. 

Vcn A. S. (FortKtiiüig.l 
IBjach den Untersuchungen von S. hingen während der heiden Venusdurch- 
■HS Newcomb ist der endgültige Werl gängedes 18. Jahrhunderts 8.79", und die 
derSonnenparalla\c!;cmäss l kiille:ii.ieb- /ufiigung aller zuverlässigen Beobach- 



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In II L r en l^i'l i'l" I ü'il ilcr Vi'lll] - < kl rcll^hi I! l]0 

des 10. Jahrhunderts sowie der Helio- 
nu'li-r!v-i'i':u- 1:1 Ulli; L-ri rr kleiner 

Planeten haben I'rof. NcwcomLi zu der 
Ü b erzen Ljtiii}: geführt, dass dieser Wert 
von 8.79' auch jetzt noch der wahr- 
scheinlich richtigste ist. Ihm entspricht 
eim: mllllerc S iisk-j nuti:; jv. i sehen Sigm- 
und Erde von iO I o? UÜU deiiisdien 
Meilen. Die grosse Nähe, welche der 
Planet Eros gelegentlich für die Erde 
erreicht, wird ein Mittel bieten, die 
Sonnenentfernung mit weit grösserer 
Genauigkeit zu bestimmen. 

Der Mond gehört zu den Welt- 
kfirpern, mV luv üblich ihrer pinfi/ehen 
V'erlnhnisse während der letzten 50 Jahre 
vielfach beobachtet worden sind. Da- 
durch ist die Summe unserer Kenntnisse 
im einzelnen erluNieii .meev. achsen, im 



I4füssigen Refraktoren. /iiii.!lIim : .r: 
lieers null Mädler» Arbeit reihten seh 
die Untersuchungen von J, Schmidt, 
und diesen Astronomen durfte man 
damals mit Recht als den genauesten 
Kenner der Mondoberiiädlt be/eidmen. 
Seit 1840, besonders aber seit 1842, 
hatte er andauernd den Mond unter- 
sucht und die Resultate s 



t. Pa- 



lvi L ..i 



ailfreineii 



.rigcn J. 



: 11,111 



der M( 

nur rkstälir-iinncii erhalten. Die vielen 
und [rrnsseii von Setiroter behaupteten 
Vuandcrim-eri an;' der Moridoherl liiche 
hatte Mädler in Abrede gestdlt oder 
nur als optische gellen lassen, welche 
sich regelmässig je nach der Beleuch- 
timt; wiederholen. Seitdem bind in der 
Thal nur drei wirkliche Änderungen 



Jahren. Die vonSchmidt herausgegebene 
drei Fuss im Durchmesser hallende 
[..jln-inar-.n'.i'lLr K;>r;e enlhall ij)di.:\:i 

nicht mehr Detail als die kleine Lotir- 
inann'sei'.e < ieutr.ilk.ntt, d^ti-en i-A 
.( lulle der (ieinr-e de. Mi aide. . aie 
Schmidt 1878 veröffentlichte, unver- 
gleichlich viel reichhaltiger und ein 



Achtungen beruhende Karte des Mond» 
nicht zu übertreffen sein, denn seit 13M 
i»l die Photographie auch auf diesem 
Gebiete rivalisierend aiiigeiR-lcn. Ruther- 
turd war der e: ; ;c, dem es .nelam.'. v.i: 
nassen Platten photographische Moment' 



,ni;,er Üliieli 



folgten 



, der 



die Mitte de; vorigen Jahrhunderts nur 
die drei Fuss im ["iurch nieder i;ri»' 
Generalkarfe des Mondes von Mädler 
und eine kleine von W. G. Lohrmann 



photographisc 
Sternwarte. 1 In: I ler.tel hm;: dieser K.i:;-. 
nml ihre Anst liban;;; in 1 'horoheli- - 
gravüre bezeichnet den gcyenuara'eei 
tiiiiiepmiki. N:u h den 1. : i -r^n l"1 i i:n 
von W. Prinz haben die kleinsten an! 
der Pariser Karte noch erkennbaren 
Gegenstände der Morulobciflaehe eiae'i 
1 I: :■. iiüiwi-r voll mm m, .odibs slf> 
die Konturen einer Stadl von der üre;-:- 
Brüssels nur ein Pünktchen bilden 
würden. Hieraus ergiebt sich, dass das 



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kleinste optisch wahrnehmbare Detail 
auf diesen Photographien nicht zum 
Ausdruck kommt und zwar hauptsäch- 
lieh wegen des Kornes der Platten. Der 
hohe Wert dieser l'hniogiaphien aber 
liegt dann, daes sie eine absolut siehe:« 
Grundlage des wirklichen Aussehens 
der Mondgegeuden hei bestimmten Be- 
leuchtungen liefern, also der Zukunft 
Mittel liefern, die vorgekommenen Än- 



derungen auf dem Monde zweifellos 
hbc':i/*j weisen. Was gegenwärtig be> 
züglich des Detail ;ler .V.nn^oheil^c-ie 
zu Ihun ist, besteht dann, im Anschluss 
an die pholographische Darstellung mit 
Hilfe mächtiger Teleskope möglichst 
alle teinen Obiekte einzutragen. Diese 
wichtige Arbeit hat J. N. Krieger in 
Triest begonnen und bereits weit ge- 
fordert. (Forts« jung folgt.) 



Vermischte Nachrichten. 



Die Dichte der Erdrinde unter 
dem Festlande und den Meeren. 

Wie die Erde im Innern beschallen ist. 
bleibt der unmittelbaren Beobachtung 
entzogen, denn die Bohrlöcher und 
Gruben reichen nur in Tiefen, die im 
Vergleich zum Erdradius ganz unbe- 
deutend sind tuul wahrscheinlich wird 
m.iii auf diesem Wege niemals wirklich 
erhebliche Tiefen unter der Erdober- 
fläche erreichen können. Dagegen haben 
die neueren Untersuchungen über die 
geographische Verteilung der Schwer- 
kraft an der Erdoberfläche zu höchst 
interessanten Schlüssen über dieMasscn- 
vcrteilung in gewissen oberen, aber 
doch für uns unzugänglichen Teilen 
der Erdrinde geführt und zu begründeten 

Vurstcli ;en, wie sich diese Partien 

der Erdkruste gebildet haben mögen. 
Wenn man nämlich die Intensität der 
Schwerkraft, wie sie sich auf Grund 
zahlreicher Beobachtung 



l für i 



Erdoberfläche rech tu 
mit der an diesem 
olMctileien vergleicht, so zeigen sich 
Unterschiede, die auf die Beschaffenheit 
der Massen lief unter der Krdtiherilädie 
Schlüsse gestatten. Wird die Schwere 
1 solchen Punkte grüner ge- 



il 1901. Hell 10. 



Solche Massendefekte brauchen nicht 
gerade vollständige Hohlräume lief im 
Erdinnem zu sein, obgleich diese zweifel- 
los auch vorhanden sein werden ; man 
kann sich vielmehr die Masse iiiie;'el;:e 
als Schichten von geringer Dichte oder 
lockerer Struktur vorstehen und die 
Massciiiihcischüssc als durch Massen 
von grösserer Dichtigkeit entstanden. 
Es ist nun merkwürdig, dass Massen- 
defekte hauptsachlich unter grossen Ge- 
birgen angetroffen werden, so unter 
den Alpen, besonders unter den Tiroler 
Alpen und unter dem Engadin. Nach 
Dr. Messerschmitt tritt der Jura bei der 
Intensität der Schwerkraft gar nicht 
hervor, wahrscheinlich weil er trotz der 
ungeheuren Mächtigkeit seiner Kalk- 
ahlagenirigi-n niehi tief in die Erdrinde 
hinabreictu, sodass in vcrhäim:;ma.;sig 
geringer Tiefe eine mehr normale 
Sehidimns; de- Gesteins zu erwarten 
ist. Bei den Alpen und dem Schwarz- 
waki, wo einsprechend der Hutilehuiig;- 
ueise die Gebirg -falten bei liin.ilireiebeil, 
sind die weniger dichten Gesteine 
infolgedessen tiefer ins Erdinnere ge- 
kommen, als bei normaler Lagerung 
der Fall sein würde, und im Engadin 
würden die Faltungen der Gcbirgs- 
scholle noch tiefer hinabreichen. Unter 
dem Kaukasus ist ebenfalls ein erheb- 
licher Massendefekt anzunehmen und 
das gleiche gilt in noch stärkerem Masse 
für das Himalayagebirge. Im Gegen- 
satz zu den Gebirgen zeigt die ganze 



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gilt 1 



Wiener Beeben und der I 'mgebmig de, 
N i.- u s F l- i i K- Sees Überhaupt findet im 
allgemeinen eine Zunahme der Schwer- 
kraft vom Lande gegen das Meer hin 
statt, und für die oceanischen Inseln 
sldlt sieh ree.eliiui«ig i-in erheblicher 



Kundt und Becquerel hat W. H. Julius 
Vcrsndic über die :m rn;in!u Dispersion 
de, glühenden Nnlriunukimpie- äuge, 
stellt und eine neue, auf die anomale 
Dispersion der Metall dam |iie begründete 
Erklärung der im Ss:el;tnim der Sonnen - 
clLiiiiii'iyi'Jii'ire sichtbaren helle« Linien 
gegeben. Später hat Dr. Ebert gezeigt, 
dass mit Hille glühenden Natrium - 
dampf es durch anomale Dispersion 



: den t 



andc 



der Ansieht von Fnyc ist dies dem Um- 
stände ziizusdireihen, dass linier dein 
Meere die Abkfihlung und Kontraktion 
der Erdrinde rascher vorwärts ging als 
unter den Kontinenten. .Memersch mit: 
fasst die !>i- jetzt [■[l:iii t >k'!i Ergebnisse 
wie folgt zusammen: Au; den: ili.it- 
siiL'lilitlu-ii Verhalten der Schwere l.i;s; 
sich mit Sicherheit der Schluss ziehen, 
die Wirkmig der lynii'innilalinnsseF- 
mehr oder weniger kompensiert Miu; 
durch die Verminderung der nielitig- 
keit der Erdkruste unter ihnen. Die 
raschen Aii,:ern;ie.v:i.\\eldic in rriii:it]ieii 
ücbictcu die Schwere in verhä'linis- 
m.i-dg geringen Entfern ringen erleidet, 
beweisen, dass die Dich Ii gkcitsän Oe- 
ningen sich in den oberen Schichten 
der Erdrinde befinden müssen, deren 
Tiefe etwa 200 km nicht viel über- 
schreiten wird; häufig werden sie noch 
viel weniger Hei anzunehmen sein. Die 
1 iiircgdmä--.ig!idleri in der Struktur der 
Erdrinde, das Vorktinuuen von dicllleren 
und lod.ercil Missen, sowie von ge- 
waltigen Hohlräumen is'. Irieruaefi auf 
ihre äusseren Schichten beschränkt; von 
dem, was unter 300 hm Tiefe bis zum 
Erdmittelpunkte sich befindet, wissen • 
wir nur, dass es dichter sein muss als ; 
die imerl. igernden Massen, aber «h fest, : 
halbflüssig oder (feurig-) flüssig, darüber 
lässt sich Sicheres gegenwärtig nicht ' 

Die anomale Dispersion des 
Lichtes und die Deutung der Pro- 
tuberanzen. Nach dem Vorgange von 



ähnlich 

sind. Hiernach würden diese und ihre 

beweg Hilgen im wescnliidieil nur i'P"i- 
silu- Ersdiciunrigcii i-em. denen eine 
reale Existenz fehlt. Die ISc.-tätignng 
dieser Schlussfolgenuig hängt aber, wie 
ruieli JnliiK se1h>t hervorhob, davon ab, 
ob auch andere Stoffe anomale Dis- 
persion zeigen. Eine solche müsste in 
erster Linie für Wa-scrstoM, Oldnm 
und Helium erwiesen werden. Prof. 



itdlr. 



nicht in Übereinstimmung istund kommt 
hiernach zu dem Schlüsse, dass keine 
Veranlassung vorliege, die älteren An- 
schauungen über die Natur derChromo- 
sphäre und der Protuberanzen zu 
O misten der neuen Hypothese zu ver- 



Asteroiden haben die nachstehenden 
Namen erhallen: 

(356) 1893 O Liguria 

(358) 1893 K Apollonia 

<301) 1S93 P Bononia 

(362) 1893 R Havnia 

(363) 1893 S Padua 



(364) 

065) ; 



Cord! 



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<3?3} AJ Me'iK.nj 

|J74| I8VS AK B..ie«id.e 

(37S1 ipn AL 1,'nulj 

(17h) iwr) AM (icnmrtiu 

fini ISUl AN Campanu 

(HCJ l*J AP Huimii 

(179j A(J Hu™ 

(TOT) 1804 AR Fittiioia 

CJSH I.S'.l] AS Mvrrlm 

(382) 18« AT Dodona 

lS'.H IIA Ch-vvlnli; 

(ISO) 1S04 Tili IndnMi-.a 

U'.HJJ IS'Jt UC Alma 

l'üiTi 1^4 TSU Virana 

Ht.'L!j !S')5 UW Chi...,- 

(4I/i| IKOj |!X Cprle 

iHUj W, UV Ar.inne 

(4(15) IB'15 UZ Thb 

(im; IS'li CF A- r: ; t in 

(121! 18 : J'i J)l! 

ff.'H :s-:k DF Gratia 

ivjm ii' in ik: cuun'i;;! 

(■Ci 1*17 F>U Pvlhia 

14») !fl; ÜS Ella 

(436) 189S DT Patricia 

(443) 18W EF Photographien 

(446) 1899 ER Aeten.itas 

I44i|) im EU It-iiibmea 

(451) 18» EV Patienlia 

(454) 1000 FC Mathesis. 



Grösse ist so geschätzt worden, dass 
a Persei als Slem 1. Grösse angesehen 
wurde. Die Zeit isl nach M.E.Z, 
korrigiert 

Am 1 An y List Ircgrmn ich mit der 
Hl'(iI';ii'IiIini;[ iii-i Hl' 1 4 t 31 utid fiilirte 
dieselbe bis 15" durch. Eine Ruhe- 
ein. Die Luft war ein klein wenig be> 
\ve.::t. Der ire;;en Schlug lief iieoh- 
:ie'lmi 11;; sich stärker bemerkbar machende 
Mondschein störte anfangs gar nicht. 
Um 10h 53"i fiel das erste Meteor. Em 
ganzen wurden 35 Meteore eingetragen. 
Was die Grosse betrifft, so war eins 
I. Orösse, zehn 2. Gr., zwölf 3. Gr., 
neun 4. Or., eins 5. Gr.; der Farbe 
nach waren 17 weiss, 11 gelb. Vier 
hinter! iessen einen Schweif, der beiläufig 
la leuchtete. 

Das Maximum der f-rei|uciiz fällt 



auf 13h 



. 2 Min, 



Bericht 1 ) bringe ich an dieser Stelle 
meine diesjährigen Perseid enbeohsch- 
ttmgen. Dieselben fanden in Döttingen 
statt und unter bei weitem besseren 
lokalen Verhältnissen (dieselben können 
soyar aU ki'nte Kviirlmet wrrdeil!), als 
im Vorjahre in Potsdam, Allerdings 
war die Witterung derartig schlecht, 
dnss mir an zwei Ta^tn ■ am l J. und 
10. August — beobachtet werden konnte. 
Du.' aui::c\\viidcle /eil hi::rä;:t im ganzen 
12h 30". Abweichend vr>m ve:e.an Lienen 
Jahre wurden in diesem die Bahnen der 
Meteore nicht in eine Sternkarte einge- 
tragen, teils um Zeitverlust zu ver- 
meiden, teils um kein Meteor zu über- 
sehen. Die Meteore wurden vielmehr 
rsiir gezählt und ihre I: ieemiiinl :ehl;eileri 
im Beobachtungsjournal vermerkt Die 

') Siehedenseiben -Sirius, 1900, No. 11. 



(le;.e'ii I r >'i Inn Halen die Meteore 
immer spärlicher auf. Sehr fhätig war 
der Radiant bei r l'crsci, wählend der 
bei ß Persei liegende nur zwei Meteore 
lieferte. 

Am II). August waren die Luftvcr- 
hältnisse gut, der Mond unter dem 
Horizont. Während des ersten Teiles 

der ISeiexicllüir::; unr.le iel) in ineilk'V 
Arbeit v.m Herrn sind, pl.il. Lism in 
freundlichster Weise unterstfitzt Ina 

Auge Ruhe zu gönnen, wurde die 
Heiihaclminj; von I2ii-ä"i bis 12li 7>«, 
von 13h o>" bis 13" 1 »>, von 13t> 53™ 
Iiis Ij-i 54 "i, alsii ins ganzen 1 Minuten 
ausgesetzt Um 10>i 21m erschien das 
erste Meteor. Der Grösse nach waren 
fünf l. Grösse, zwölf 2. Gr., dreizehn 
3. Gr., neun 4. Gr., eins 5. Gr. Vier 
Meteore hinterliessen einen Schweif, der 
I nacti li-uchti.1i. cm; von 2'. eins von 
4» Dauer Die liequer.zkurvc wcsl cm 



□Igiuzed by Google 



— 23Ö — 



bei a Persei, darauf der bei » und 
schliesslich der bei ,1 Persei liegende. 
Genauen.- Ansahen iiher Zeil Li. s. w. 
auf Wntii-ch r,i ülicrsciidvi', ist Verlasset' 
gern erbötig. G. von Stempeil. 

Der grosse Komet 1901 1. (Hierzu 
Tafel XIV.) Dieser Komet, der in unseren 
Gefell den iiieiit sichtbar wurde, < 
nach der Berechnu 



Kommission wird auch die d 
Bezeichnung der neuentdeckten Ver- 
änderlichen, sobald die Lictitänderun« 
sicher festgestellt ist, übernehmen. End- 
lich ist sii 1 auch mit der Aufiicliimi: 
einer Namensliste der in den letzten 



n.H::.J 



nö. Mai 



vi', .Wim 



. April 

physischer Mezic-lnntr ist er von be- 
sonderem Interesse dadurch, das; er 
vom o. Mai ab zwei Schweife zeigte. 
Auf der Kap. Sternwarte wurde der 
Komet zuerst am 24. April beobachtet 
und anfangs Mai an mehreren Tagen 
pbniri;.:r;spriii.Tt. Au) 'T';!i'. X l\'~iiul [iii. Iii -. i i.- 
dieser Photographien reproduziert. 
Fii;. 1 zeiy das Aussehen des Kometen 
am 4. Mai mit I "i .Minuten Fv[ioiiii.-riiiä!\ 
Fig. 2 am 5. Mai mit 13 Minuten Ex- 



uiibe:iauiil Lieblicheren tcranderliclieii 
Sterne beschäftigt, die in Bälde ver- 
öffentlicht werden soll. 

Der Veränderliehe S Carlnae ist 



einem Helligkeil 
ienaue und zah 
ber denselben 
nd Roberts kon 



iche Beobachtungen 
■gen seil 1867 vor 
t durch Bearbeitung 



er war der 1 iciilse Ii wachere, wahrem 
der andere helle Schweif nur 7° lanj 
war. /wische» beide» Scliwcii'asiei 
zeigten sich noch zwei scharfe Licht 



)r Katalog der veränder- 



su sehr v, rmH:rl. .in-- die Mc-.-.uliai 
eines neuen Kataloges immer mehr a 
ilvin;:. iiiii s l'.'.-dtirin;:- in rviniiii. I hu 
diesen Umstanden hat der V'iMniii: .'. 



2. Die untere Grenze dieser Dauer 
■urde 1896, die obere 1877 erreicht. 

3. Gegenwärtig (1901) betragt die 
eriodendaucr 307.4 Tage. 



Ii zu verfolgen, um 
en in dcrGesicljts- 
leren etwaige Än- 



Neuer Veränderlicher im Optii- 
uchus 76 1901. Thomas D. Anderson 
ieilt mit,*) dass ein Stern, dessen Ort 



- 237 — 



und der sich nicht in der Bonner Durch- 1 
musterung findet, veränderlich ist Er 1 
fand Elm 1890 Nov. 9 nahe 9.2 Grösse, | 
dagegen Mitte fitti iUlll schwächer als 
10. Grösse. 

Zahl der Sterne bei photo- 
graphischen Aufnahmen von ver- 
schiedener Dauer der Exponierung. 

W. Srratanoff vom Taschkent - Obser- ; 
vatorium hat hierüber eine interessante I 
Mitteilung veröifcmlicht.'} Im Sn inner 
1899 machte er am dortigen photo- 
graphischen Refraktor von 33 an Off- , 
nuog eine Aufnahme der Sternhaufen ' 
h und x im Perseus von 30 Stunden 
[irqiiisitkiriüihiLii'r, die laiiM-j.it- Dauer, so- 
weit bis jetzt bekannt. Die Platten 
wurden während zehn Nächten, vom 
5. bis 17. August, imponiert, trotzdem 
Sinti die Scheibclie n der Sterne ge- 
mii.-i'riil nnnl und die auimcrksams'.e 
Prüfung der Platten zeigt Tiirirciidwn 
die geringste Spur von Neivliekeit. 
l)i^ Gesamtzahl der da ii.esvlllr;] «li-nn- 
ist nicht so bedeutend, als man bei 
diesem mitten in der Milchstrasse- 
liegenden Stern hänfen hätte erwarten 
können; sie beirüsjt aut einer Wache des 
Himmels von vier (Jiiadraigrad 4ä0U0 
Stenn:, Augenscheinlich sind die luideu 
Haufen h und ■/. im Perseus nicht sehr ! 
reich an stcrnen, uns noeii durch ilji s 
Studium der Verteilung der Sterne der 
verschiedenen Grössenklassen in diesem 
Haufen beslätigt wird.*) Die photo* 
graphischen Aufnahmen mit langen !.s- 
pi.-dtiinieii habe:) inr das Studium lilier 
den Bau des Universums eine grosse 
Tragweite. Aus diesem Grund giebt 
W. Stiatuioff einige Sicmzahlungeri 
|k-m ("Ji:;id::ili:n!il in identischen Kcgh nu-ii 
des Himmels, aber bei verschiedener 



Ringnebci in det Leier. 



Sternhaufen Ii und % im Perseus. 



30.0 



■1500 



Zur lagan/uni; lügt Slralannff noch 
einige Zahlungen auf Cliches hei. die 
am Kap mit einem gleichgrossen In- 
strumente erhallen wurden und zwar 
in der Umgehung von i/ Argus: 



o Qiudnitgrad 



12 50000 
24 100000 
Man darf übrigens nicht übersehen, 
dass alle diese sternreichen Gegenden 
nahe der Milchstrasse sich befinden. 

Fernrohre für Freunde der 
Himmel sboobnehtung. Ans dem 

1 e.ierkieisc des Sirius smd mir mehrere 
grossere und kleinere, sein gut e:dal teile 
Fernrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Himmels- 
r-eohachlnng. v/eldic die Auschariiiiig 
eitles solchen Instrumente: heahsichligen 



'i Aitrriri. Nachr. No. 3710. ! 
■■> F'ubl. de l'obä. de Taicliütril. Nu. ^ ' 
p. 23. 



Astronomischer Kalender für den Monat 
Dezember 1901. 



Mi'.lICiLV Hu-Iiiicr MhUig. 



Mittlerer ficriiiHT Mi'.!:i;;. 



PlanetenkonstdLitionen 1901. 



Hill Merkur in nuliclicr Unriiprii.n !?'■ 111-. 

'j;! 11 V'lijlllli in Kn:; : . i!i KHi[ls.:. i!nr: Mn::r !ic(ltcl:iii;j.' 

.v.crknr i;i :i: K; l.r;i;. ■ ~.ur--ii. .«,-i-k-.ir ;■■ ixr südl. 

in L."r::i:u:i in l.'nl]:il;ikLi,j: In keil.lSiViiSii-n uri' (kr Smillc. 

II \'.,:\.::: i<: -II ::liijir:^--| !|, liikl.i ..:u .i 1 = E| .l.'.n M.jiüIl-. 

21 in f- ■ vi'--:! ii' l("k-.i-i:-i:-L li-.ir Jim Mr. mir'. 



-. „;!■ I, |.ii-v. M;„. (i- :,T 

imhixVi. Wintersanfang, 



Digilized öy Google 



S 22-SG . ä:i ad '.;:>■:> :'.■! '.'Ii 
.3 31-93 ! 24:»U:>T > t!3 11 
18 30'SO !— «59 6J-7 23 66 



II 36-09 I II 22 6-8 

0 II-IU 194B60-3 

8 51-60 I 1B 747 8 

5 14-63 | 182114« 



Jupiter. 
'.' im im r.i.-n --Ii nu-i 

M IM ii. !!! Mi -..-i .-. ! 
9 13 30 11 BS —22 6 B"l| 



56-59+2216 0"5j 



< in U-!,-;i.-, Vk-rid. 

1 IS 146-7 Nminomi. 

! 9 28-8 Erstes Vic:(d. 

i ■ l 3-s Vollmond. 

1 K. ,VV.:l,I in HlIIlm iil-. 



h den Mond für Berlin 1901. 



Iii-..--..- Ai-Um- il im- Ki: i IFi |i ; j ■.;;■■>.:■■■. klviu,- A.-':i.-i- : 11!!.-. 

Erhöhungswinkel der Erde über der Kingebcnet S4 U 30' nördl. 
Mittlere Schiefe der Ekliptik 23° 27' 7-36" 

Scheinbare ... 23» 27' 0 01" 

Halbmesser der Sonne 16' 1416" 

Parallaie - . 6-93" 



Digitized ay Google 



— 240 — 





Stellungen der Jupitermonde Im Dezember 1901. 








Tag 


West Ost. 




.4 s. 3. o 




.t 3- .MO 




1- .3 .1 O -S 




03- .3 -O'l 




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4. 3- „C- i. 




i. s. .a-i o 




■1 -.! 0 1- -2 




.4 .3 i- -i»: 




.* a. ,.o -s 




Erscheinungen der Jupitermonde. 


Dezember 2. ]. Oc. D, iB". Dezember 3. I. Sh. [. 1* ao». i 
1. Tr. E. 6" B6=. Dezember 4. II. Sil. 1. H> IS». Dezember 8. III. Tr. E. 

Dezember 13. II. Et i<. 5i> an™ * ■. Dezember 16. III. Tr. 1. 6* IT". 
Dezember 18. 1. Oc D. sn». Dezember IB. 1, Tr. E. H> so» ]. Sh. 

E. *b BS». 




Die Satunimande sind im Monat Dezember 190! nicht zu beobachten. 



Herausgtbcri Dr. Hermann J. Klein in Köln. - Druck von Oskir Leincr Ig Lripilg. mm 



Digilized b/Gcjogle 




Sirius 1101. Tifcl XIV. 

Der grosse Komet 1901 L 
Noch Photographien auf d«r Kap- Stern würtc. 



Dlgillzod by Cooyfe 



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Band XXXIV. (1901.) 



Hell II. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centraiorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelskande. 

Herausgegeben 

unter Mltwlrkuitg hervorrunendar Faohmäruer und BBlniBonliBher ScnrlfliWIler 
vi] De. Hmuiiiiin .1. Klein i-i Köln a. Rh. 

November 1801. '^ÄmÄ.^ XSL 

Jeden Monat 1 Heft. - Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 



Eine wichtige Studie über Sonnenfinsternis-Meteorologie. 1 ) 



s-Met. 



üI/. enn-e jer^renle l;..'r.-uadit;m; : e:i nlvr 
Ttiii]V7aUuJ.iifu!rir l [,.«':iii!i:rL!i!]i.L! 
welche wälirend der Sonnen fjnstem 1b 
gemacht und mit einer kurzen Zusainmcu- 
hssurtt; der Resultate in Tabellen wieder- 
lTi-lti-I Ji-n v. Linien. In ■«■im::- Sliiiii'i: -.'Hut 



v, MeteO 



Nach einer vorläufigen 
deWarilin Science. N.S 
1. Mär; 1001, S. — 
Sirit» 1901. 1 



erst von den anderen Variationen, wie 
die tägliche und cyklonische, h streit und 
dann a;lt Karten .'li-r \- «■: t-i ti Staaten 
für den 2B. Mai, Sh 15™ und 0", Zeit 
des 75. Meridians, eingetragen. Diese 
Karten zeiget«, das? die Winde tlnlxieli- 
lieti ilire Rieliliiiii; verkehrten, wälirend 
der Schalten sich von der einen Seite 
des KmiLiienii zur .anderen ix-wep»tc, 
denn beide Karten zeigen eine aus- 
gesprochene anticyklonale Cirkulation 



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und ein Ausströmen der Luft, welches 
Sich vom Schatten aui eine Dislany von 
ca. 24OO—320O*nr erstreckte. Die Tem- 
peraturdepression infolge der Sonnen- 
finsternis erscheint auf der 9 a -Karfe 
als eine ovale Flache. Im centralen 
Teile dieser Fläche beträgt die Tempe- 
ralurer niedrign riß mehr als 4.4 0 C, und 
diese Fläche der j>rüsslen Kälte liegt 
ungefähr 300 km hinter dem Kern des 
Schattens, luuc drille Karte wurde Ge- 
zeichnet, in der die Stationen nach der 
Entfernung vom Weg des Schaltens 
geordnet und die aufeinander folgenden 
15 Mir) Uten -Beobachtungen für Inter- 
valle von ca. 900 km eingetragen wurden, 
wodurch eine synoptische Karte ge- 
wonnen wurde, welche die beobachteten 
Verhältnisse für jede Station oder Gruppe 
von Stationen für die verschiedenen Teile 
des Schalten^ 'ei;;!. Diese synoptische 
Karte zeigt deutlich eine ariticvklöiiale. 
Cirkulatiou des Windes um den Kern 

von ca. 2400 km. Ausserdem sind Aus- 
deutungen vorhanden von eitlem zweiter: 
Kins,' nach auswärts :eenclitctcr Winde. 
Die Isothermen zeigen eine elliptische 
Flüche mit kalter Luit im Cctilruni 
(innere Isotherme 3.3" C) ca. 900 km 
hinter dem Schatten. Es gab eine Zu- 
nahme der absoluten und relativen 
I c!ichti«kcii während der Sonnen- 
finrU-i-nis: die Variammeii derselben sind 
s-vfi:- ähnlich jenen der Temperatur. Die 
l.ufldnu'kiLitderlirsLr /ri;;it i'ci dieser wie 
bei anderen Sonnenfinsternissen, dass 
es eine centrale Näclic relativ hohen 
Luftdrucks «ielil; rings um denselben 
läuft ein Ring minimalen Drucks und 
ausserhalb des letzteren, ausserhalb des 
Halbschattens, ist wieder ein Ring 
maximalen Druck?. 

Die niedrige Temperatur, die Cir- 
kulatiou der Winde und die Form der 
l.tiil'Jriiik!,n-ve. alles v,ei-1 Jaraiii hin, 



bildet hatte, wie sie Ferrel beschreibt 
Cbtyton zeigt, dass die Sonnenfinsternis 
einem Experiment der Natur zu ver- 



gleichen ist, bei welchem alle Ursachen, 
. welche bei der Entstehung einer Cyklone 
gewöhnlich zusammenwirken, ausge- 
schaltet sind mit Ausnahme eines direkten 
und schnellen Wechsels der Temperatur. 
Die Resultate ergeben, dass eine Tempe- 
raturemi edrigung in erstaunlich kurzer 
Zeit eine Cyklone mit kaltem Centruin 
mit jener Wiiulcirkulalkm und LilFl- 
dreekcertcilung her vorb ringen kann, 
welche zum Wesen einer solchen 
Cyklone gehören. Die Temperatur- 
ern iedrigung wirkt als erste Ursache, um 
eine Cyklone hervorzubringen, die Anti- 
cyklone ist eine zweite Erscheinung, 
ein Teil der Cyklone. Die Sonnen - 
:ii)steniis-( Tkkiue nuisstc, um mit dem 
Schatten gleichen Schritt zu halten, sich 
fortwährend im Schatten neu bilden 
und hinter denistliien fasi suiorl wiener 
auflösen. Die Hewegung hat daher 
Ähnlichkeit mit einer Wellenbewegung. 

Auf Grund dieser Enldeckuri^. dass 
eine kurze Temperaturerniedrigung wäh- 
rend der Sonnenfinsternis eine gut aus- 
schildere CU.lone hervorbringen kann, 
welche den Schatten mit einer Ge- 
schwindigkeit von ungefähr 3200 km 
p. h. begleitet, meint Clayton, dass 
die Tempera tu rem iedrigung infolge des 
Wechsels von Tag und Nacht ebenfalls 
eine Cyklone mit kaltem Centrum hervor- 
briiiL'.en nntss oder wenigstens Tendern 



ingen strebt, so 
muss an jedem Tage die Neigung zur Bil- 
dung zweier Cyklonen vor! landen sei:!, 
eine nahe dem kältesten Teil des Tages 
und eine /weite nahe dem wärmsten 
Teil mit hohem Luftdruck dazwischen, 
welcher die Cyklonen warmer, be- 
/.ieium— v.ei-e kalter Luit umhiebt. Die,;- 
Ursachen müssen nach Ansicht des Ver- 
fassers ganz oder teilweise die wohl- 
bekannte doppelte lägliche Periode des 
' Problem, 



i die Meteorologen 



i Zeit 
'elches 

bis jei.-l keine ;;a:i/ ^t-lYicdigciHic Li- 
kkiriiri;.' eeeel'eii worden ist. I )ic < )ocr- 



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— 243 — 



flächenwinde in Corrioba (Argentinien) 
und auf dem Blue Hill haben im all- 
gemeinen entgegengesetzte Richtungen, 
weisen also auf eine WinJcirkiil.-umn 
hin um zwei Cykloncnccnlrcu, welche 
am Äquator fortschreiten, und auf ein 
Ausströmen der Luft vom hohen Luft- 
druck zwischen denselben. 

Clavtons holei-ruiigcn, welche in 
weiterer Ausführung in einem bald er- 
schein enden 'Bulletin of the Blue Hill 
Obscrvatory publiziert werden sollen 
(ist inzwischen erschienen), sind von 
grossem Interesse und hoher Wichtig- 



keit Seine Erklärung der täglichen 
Variation lies Barometers scheint viel 
Wahrscheinlichkeit für sich zu haben, 
sodass sie zu den besten über dieses 
schwierig!: I'roblem zu zahlen ist. Hie 
Meteorologen werden jetzt mit mehr 
Iriieres-c ki'uitigen Sonnenfinsternissen 
entgegensehen, nachdem Claytou gezeigt 
hat, welche Bedeutung dieselbe:] l'iir die 
Meteorologie tiaben. Hoffentlich wird 
Claylon Zeil und Gelegenheit finden, 
seine Untersuchungen auf voraus- 
gegangene Sonnenfinsternisse auszu- 
dehnen.' 



Die Bahn des Kometen 1S97 I. 



: I wenigstens vor dem Perihel, möglich 
. | waren. Ob aus den Bemerkungen der 
. Oxforder lienbachter. dass der Kern 



schien zuerst als kleine, rundt 
Nebehuasse, ohne jede S 
Schweifes, mit einem deut 
prägten Kern, der jedoch v 
sternaniges Ccntrmn, als 



schw 
hülle iii 



- 1 änderung gestatlet ist, dürfte zweifelhaft 
: | sein. Der Durchmesser der runden Koma 
. I wurde zwischen 1 und 2 Bogen- 
minufen, die Helligkeit des Kerns durch- 
selmildidi 11 (misse geschätzt Die 
! Gesa in thelligkeit des Kometen, dessen 
i Beobachtungen in der ersten Hälfte des 



beobachtbar war, nicht gekommen zu 

su ist er sicher sehr fcliwjc'i gewesen. 
Nur die r.eohüciuer in < Mord' -hüben 

förmigen Schweif gesehen zu haben, 
der sich von der Koma aus nach Norden 
hin ersirecktc, während die Sonne süd- 
westlich vom Kometen stand, und der 
viel schwächer war, als die Koma. Der 
Lichtknoten in der runden Nebelmasse 
hob Sich gut ab, sodass im allgemeinen 
sichere mikrometrischc l-ii^lellmiürn, 

') Ast ron. Abhatid hingen als Ergänzungs- 
heft der Aslnm. Nachr., Nu- 2, Kiel l'JUI. 



r Mitb 



sondert 



nördlich vorangehenden Teil 
stand, hat sich im Laufe der Zeit viel- 
leicht etwas auseinander ge/iieyu. S:> 
l>en:e:ld Herr v. hn^eihardt ir. Drcjdcn, 
das» am 'J*>. November kein eisieiitlielier 
Kern, Mindern mehrere helle I 'i'mkvhen, 
die dem Kometen ein granulierte" Aus- 
sehen gegeben hätten, den optischen 
Schwerpunkt des Kometen gebildet 
hätten, und in der zweiten, mit Feb.23 
beginnende:] t'.cohaclmine. -.perioje be- 
merkt ein Beobachter in Rio de Janeiro, 
dass am 3. März kein ausgeprägter Kern 



Digltlzed öy Google 



I 



vorhanden gewesen sei. Auch sind alle 
Beobachter dieser Periode darin einig, 
dass der Komet sieis ein schwierig zu 
Ivku-biemieK Objekl .^i'weäL'ii sei, ob- 
wohl die Hdlk'd-i'it iu:r weui:; sjerin.ner 
jflvrwi yii rem sdieim, als vor dem 
Perihel, eine Erscheinung, die nur durch 
das Fehlen eines gut definierten Kerns 
erklärt werden kann. 

So kann es nicht Wunder nehmen, 
dass diese Beobachtungen nach dem : 
l'erihet, die wegen der jfriMti! sikllitln-ii 
Deklination des Kometen mir auf der 
jiidhrllbklleyl atlevstdll werden kr ii! : LV -Jl, 
eriidiiitli schlechter uuiercinander uiier- 
einstimmen, als die vor dem Perihel 
angestellten, und dementsprechend die 
Srid-'crnuMrtcn hei der vorliegenden 
Berechnung im allgemeinen mit 
geringerem Gewichte bedacht werden 1 
mussten, ats die Sternwarten der Nord- 1 
halbkugel, die den Kometen unter 
wcsentlieh ijii listigeren tteiliiigiiujjvii 
beobachten kfhrMi tL-rt. Am vi. Mai wurde 
der Komet zum lel/ien Male gesehen 
und zwar auf der Sternwarte in Rio 
de Janeiro. 

Nach diesen einleitenden Bemer- 
kungen über ih~ allgemeine Ausreiten 
des Kometen geht Dr. Möller auf die 
liahubcslhuuiuug desselben ein. Als 
A;iii':irii.'.->[nirllil seiner Neuberechnung 
legt er die von C J. Merfidd verüffettt- 
lichten Bahnckmente des Kometen zu 
("miiule und berechnet daraus für die 
Dauer der Sichtbarkeit eine Lp bemerkte, 
sowie die seheinhare Helligkeit des 



Iber auch eine empirische I Iclligkchs- 
formel lässt sich aus dem geringen 
lic'ibücliiiuigunjtcriül nielit ableiten. Im 
ganzen scheint es. dass der Komet nach 
dem Perihel stets etwas schwächer war 
als vor demselben und sehr schwach 
gerade Mitte April, wo er der Theorie 
nach ein Maximum seiner Helligkeit 
erreichen sollte. Dr. Möller geht nun 
vii einer I larlcglllii.' der scheinbaren 
Positionen der Vergleichsterne über, 
prüft dann die über den Komet vorliegen- 



den flrnli.ieliLiio^i'ii un.i bestimmt dtlel) 

Gewichte, worauf er eine Zusammen- 
stellung der Abweichungen der einzelnen 
Beobachtungen von der Ephemeride 
giebt. Diese Abweichungen sind zum 
I ch -ehr beträchtlich, weshalb Dr. Möller 
neue, genauere Bahnelei tiente berechnet 
und dann die Störungen ermitlelt, welche 
der Komet wahrend seiner Sichtbarkeit 
von de» Plauctcn unserem Sonnensystems, 
erlitt. Von diesen Sti iruiigeusk-il übrigens 
nur diejenigen seitens derl'laneltiijuplc; 
und Saturn merklich. Unter Berück- 
sichtigung derselben fand sich schliess- 
Igende wahrscheinlichste Bahn 



0.0008454 



des Kon 
7"= 1897 Fi 

• = 127" 18' 59.49" + 3.216 ' 1 

Si= 86 aa 30.w + i.m tmo 

(-146 8 1455 +. 0.913 I 

V = I.0627S23 

s= 1.0009265 + 0.0000341. 
Der Komet bietet hiernach das seltene 
Beispiel einer ausgesprochen hyperbo- 
lischen Balm, Wenn auch hyperbolische 
Elemente schon häufig gefunden worden 
sind, so darf man In den meisten ballen 
ihieh da- Wüchsen der riccutrbitäi über 
den Wert Eins als Rcchnungsresullat 
auffassen. Die einzigen Kometen, deren 
Bahnen während ihrer SielnKirkeits- 
periode durch elliptische oder parabo- 
lische Elemente sieher dein darstellbar 
sind, sind die in der folgenden Tabelle 



:844 Dci. 13.71108 
.880 Mai 3.32404 
in. 31.20908 
ml 157024 
\ai 11.26193 
IS9T Ffbr. 8.14078 
.898 Sept. 14.08937 
1899 April 13.01493 



l.miHlSr. 
1.000410 
1.1)00345 
1X1H1057 



Bei allen diesen Kometen lassen 
;'.nab.:li:che Llcmeete ganz unzulässige 
Hehler in den Abweichungen zwischen 
Beobachtung und Rechnung übrig. 



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- 245 - 



■ Ans der Tabelle ersieht iri.in, sagt einer Konvergenz der Esccntrizität gcseti 

Dr. Müll«. ■dass die i:«vnt:iz:iii1 des Ein- uue;- ,n eukni Ülx-rjfatijit in 

Ki HU--ILT' IS'J" I vnii l T irif -:.nkcr elliptische 1 .kineuk. S'i ;;clii bei uciu 

abweicht, als die aller rin Jcilii. iV:it kmueten IS'IOII die Eyccntrizifät der 

Ausnahme Knmetcn [SJU [, dc-scti auf ik:n ^clnverpunl.-t der Sonne und 

l'.iccnlii.diäl mich "m U.(M]f)l5<) j'röss-.-r der Planeten h(-/ui;cri c Huhn in der 

isl. Wenn diese stark hyperbolischen A-ii ™n der Dihiccltuii«; an bis l 1 '. jähre 

Elemente schon beim Eintritt .Iis rückwärts von 1.00133 auf 1.00015 

Kometen in das Sonnensystem ililti'j- herunter, ein Beweis dafür, dass dieser 

keil besessen, killen, S" vuiuU-11 wii Knni:-I nicht iirsprünijlicli iiru- li_i]'i'i. 

nach den bekannten Untersuchungen bot i sehe Bahn beschrieben hat. Da die 

von Gauss, Seclijrer und v. Niessl ar.f Verhältnisse für alle hyperbolischen 

einet! stellaren Urspnni!; rics Kuiiieleu ivuuelen vielleicht ähnlich lieucn, sei 

sclllicsseit dürfen. Je:!..di führen .'je lu-li.-ilU- ii-li mir v.r. il-i- St-':ri;n.L;*-ri. ,!ic 

Untersuchnu u. eu. die bisher au amiercii der Kennet IS'JT I vor seiner Entdcck- 
Kometen Ober ihre Bahnform vom Ein- ] rjng ertitten hat, zu berechnen, um die 

tritt in das Sonnensystem Iiis /u ihrer Hahn /u finden, itsil der er in das 

biüdcckiiui; anyesielk ivrirjia sind, S. uuien-w-l.in cniicuck ri ist. 



Die Sternspektra mit teils hellen, teils dunklen Wasser- 
stofflinien. 

jSijBj ludern C.ampk.ll ilen Siemen niii auss.-i der hier zu erklären il..-n iie.cn- 

JgUSH teil.', liefen, teil? dunklen Waiter- liimlicllkeit bei einzelnen Ucr hierher 

stiifflinieu eine Stellung zwischen dem ifeliiiri uren Sterne als weitere Kompli-ei- 

Tvpus le und In i;iclil, isi tiami! ahn linnon nuty nlrclen scheinen. - Das ist 

noch keineswegs eine I . i kkn i i ri- de:- auch ;:er ( irund, wcslulh ich die zuerst 

Lmijtaudei'.'CL'clk'ii. warum im Spektrum vun Cuupbdl Lyn i achte AnLeai'C. fsher 

dieser Sterne einze/ne [ ink-ii c:m-> und die helle I b.-l.mie bei Areaes ah der 

desselben Stoffes hell und die andern Bestätigung sehr bnsiiriüi;- uiu ; e.esiclil 

duukc-l erscheinen, hatte, hesundtrs da die llfohaclmuuuin 

Hier tritt nun jetzt Prof. Scheiner von r Argus nur in ö" Höhe über dem 

ein ') und -rieht büßende ["lid-Hrnu;/ i hui zum a;i;;i->.lclil \vnrd( n waren. Atler- 

dicserEisdieinun;:, die seiir w.dir.-cltciu- iliusrj scheint heule die allgemeine 

lieh die ndiuuje ist. Er saut: Oiliijrlicil des Kirchhof f'schen Salzes 

Die Aiicai'cd i-i in einem Spektrum hu riehen /v>-iü.ln iinki-.'. . n ieii- aliei 

;dcidi,dt ; : .> nclk und dunkle Linien dieselben beziehen sich doch "tu auf 

desselben Sattes vurkiiuiincii siillter., die (Uenzen seiner Anwendbarkeit und 

wude-rspriclit den einfachsten Enh.'criuiyeu auf den Schrift der Temperatur bei 

aus dem KirclihoifVbcii Sai/e derart h;. lciiciiii-iidcn t 'eisen, nicht aber auf eine 

dass in, in sie einfach als iinmn.ülidi i-uv,;i,:e t 'u;;illiL;k[ it bei luiü; einfachen 

kiiisldlen muts. Die l.'iukehruiiL^- .\bj'.irj;t;eiu;e!L-eheiui:iii:e:i iibue merk- 

erschein iui)ren. vun denen einzelueLinieu [icke \\ , elknlän^en:iiide|-uii..'e[i, welch 

betroffen «erden künnen, wälirend au- lel/tere dann auf starken Druck oder 

der,- desselben Elements chü.idi bleiben, .r.u I :uine;e;'n/iTSe:ieiiuiiie;eii iihideuleli 
treten liier nicht in Fratrc. da sie ja Ich behaupte daher auch jetzt noch 
nachdem da- i'Vicli.'cui!'-.- Vurkanden 

') Astron. Nachr., No. 3733. sein heller und dunkler Wasserstoff 



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Innen :o mehreren Svenen durch die 
Campbell 'Sehen Beobachtungen völlig 
sichergestellt ist, dass diese Erscheinung 
in einem einzelnen fipektrun nicht ver- 
kommen kann, dass ihr Auftreten als» 
mit H«iiinin!hcit aul <1ie optische Sujier- 
pimi-.iun zweier Spektra hinweist Die 
(jmpbellVhen Beobachtungen sind es 
selbst, welche die folgende sehr einfache 
Erklärung bestätigen. 

Ich habe zuerst darauf aulmerksam 
gemacht, dass die helle Hr-Lin:e im 
Spektrum von j Cassinpejae nicht un- 
mildbar auf dem kontinuierlichen 
Spektrum autsitzi. sondern auf beiden 
Seiten «in schwachen Absorpluinslmien 
umschlossen ist. Dir Lrklarung hierfür, 
das* rtamlich im Spektrum dieses Sinns 
sehr breite Absorptionslinien vorhanden 
seien, in denen sich die hellen Linien 
befänden, führte weiter zu der Auf- 
fassung, dass es sich bei j- Cassiopejae 



ml Ii:, 



Spek 

Spektrum mit dunklen Wasserstoff I in i 
welches wie bei allen Sternen der 
Klasse la zu stände kommt, und ein 
Spektrum von hellen Wasserstofflinien, 
herrührend von der ausserhalb der 
Ph<,t. Sphäre sich projizierenden au«er- 
ordentlich mächtigen , leuchtenden 
Wasscrsloffatmospliärc. Dadurch, dass 
es mir weiter gelang, bei den verschie- i 
denen Sternen des Typus la eine ganze 
Reihe von intermediären Gliedern zwi- 
schen 1c und dem typischen Spektrum la 
aufzustellen, deren zugehörige Sterne 
sich nur durch ihre relativen Atmo- 
pphäriiriln'iheii/iiurili'i'Si-iu'idi'iiliriiiu lien, 
gewann die obige Deutung an Sicher- 
heit. Alle diese l'nUTSiii-linnsjeii waren 
allein auf das Aussehen der Hf- Linie 
gegründet, und die Campbell 'sehen 
Untersuchungen zeigen nun auf das 
deutlichste, d.iss hei den sogenannten 
bright H/i-Stars- genau dieselben Ver- 
hältnisse vorliegen. Bei n Tauri z.B. 
ist die helle Hn-Linie beiderseits mit 
einer dunklen versehen, entsprechend I 
dem Spektrum um j ( -tssi' ipeiac (zu- 
nächst bei der Hj--Linie}. Es unter- ! 



liegt mir keinem Zweifel, dass auch 
die schwächeren Sterne dieser Art ähn- 
liche Erscheinungen in ihren Spekoen 
zeigen würden, wenn sie mit noch 
1 i chtsla i kere n Instrumenten beobachtet 
werden konnten. Hiernach lullen diese 
Sterne nur die Lücke aus. die in meiner 
Reihe zwischen 7 Cassiopeiae und 
ilUnonis liegt, und lassen sich I olgendet - 

Die -bright H,1-Stars. besitzen ein 
kunlinuietlichfs Spektrum mil den 
sämtlichen dunklen Wasserski flinirn. 
genau so wie alle Sterne da Klasse la 
Dieses Spektrum ist optisch überlagert 
von dem l.misömnsspektrum des Was-ef- 
stolf-, herrüiiteud %nn der umgehenden 
Wassers loffatmosp ha re. srmeit sieh die- 
selbe ausserhalb der Photosphäre 
pruji/ieri. Ist die Temperatur des I laupi- 
(eils dieser Atmosphäre nicht hoch, so 
brauchen nicht die sämtlichen Wasser- 
stülllirlicn hell v. irliatlden /II sein- hei 

der niedrigsten Cilülitemperatur — es 
ist hier unter ülühtemperatur die so- 
genannte innere Temperatur der Gase 



IT Hr. VI 

hei clw.is luihertr kiirurut H/f hinzu u.s.w. 
Dass aber in den äusseren Teilen der 
Atmosphäre, die die grösste Fläche in 
der Projektion bictc:i, die Temperatur 
LiLTinijer ist, ah in den Inneren dichteren 
das Licht der 



Pllol 



spltüre 



Um. 



in durch passieren mtiss, ist selbstver- 
ständlich. Ihc dunklen Absorpliouslitiieri 
müssen also alle vorhanden sein, von 
den hellen brauchen nur wenige im 
brechbareren Teile :ies Spektrums :iur- 
zutreten, wobei natürlich ihre Intensi- 
täten nach dem Violett zu abnehmen. 
Der von Campbell unter e) aufgestellte 
Satz ist daher richtig, der unter d) auf- 
gestellte aber nur scheinbar, da die 
A Lisch iv »d Hing der Absorptionslinien 



:i erfol; 



ie Üherh 



□Igitized ay Google 



genauerer Erforschung des Spektrums 
dieser interessanten Sterne wird sich 
noch eine Reihe von Umkehrungs- 
ersch einungen, Li n ienverdo p pe I u n gen 
iL s. w., wie sie bereits durch die Be- 
obachtungen Camplv.'lls ai:^!-i',t''ili:t siinl, 
ergeben; es erscheint durchaus nicht 
unmöglich, dass dieselben mit stärkeren 
Änderungen der Wellenlängen verbun- 
den sein werden, die dann ähnlich wie 
bei den neuen Siemen zu deuten sein 
würden. 



mit viilliy schwarzen Absorptioiislhiicii 
vorliegt 

Der Vollständigkeit halber möchte 
ich noch auf neuere Unter sn "hu ngen 
über das Spektrum von j Cissii-mejne 
hinweisen, die geeignet sind, meine 
Schlüsse zu bestätigen. Zunächst zeigen 
iieuercElufden! I\ ik: Linier Ohserwitnrin m 
erhaltene Aufnahmen des Spektrums 
dieses Sterns, auf denen die bekannte 
Duplizität der Hf- Linie deutlich zu 
erkennen ist, dass diese Duppell inie in 
Absorptionsbande sitzt 



Ii la 



. St.ii 



Beso 



• aber 
1 Sidgreaves,') l 



stofflinien äussern wird. Der typische 
Fall eines Spektrums der Klasse lc 
würde der sein, dass sich die sämt- 
lichen Wasserstofflinien hell auf ihren 
breiteren Absorpiio n sl i nien befinden. 
Bei fortschreitender Abkühlung der 
Atmosphäre und Abnahme ihrer Höhe 
verschwinden zuerst die hellen Wasser- 
sloiiliiucudesnti'iu!..klt (etwa j Osssio- 
pejae), dann immer weiter fortschreitend 
bis l id, welche /nietet hell ybrk; bleibt 
{etwa ii Tauri). Ist auch diese Linie 
verschwunden, so ist die Klasse la er- 
reicht Auch hei den Sternen dieser 
Klasse sind zunächst noch die letzten 
Reste der iiellen Linien als Ausheilungen 
der Absorpliousünieii zu erkennen 
(A Orionis), Iiis schliesslich auch diese 
verschwinden und der reine Typus la 



dunklen 

breiten Absorptionshändern sitzen. Die 
Intensität der hellen Wasserstofflinien 
nimmt von Hfl bis Hr ab und zwar 
so, dass die Intensität der letzteren Linie 
gleich derjenigen des kiimiuuierlielieil 
Spekt'Lim- ist, sodass sie also ohne 
das Vorhandensein der breitere!) Ab- 
sorption ?! inie auf dieser; Aufiialuiicu 
schon nicht mehr zu erkennen wäre. 
[ lit-mit stimmen auch die Angaben von 
Loekyer 5 ) übereilt, lisch denen das 
Abiürptiousbatid. auf welches sich die 
hellet!,-) -Linie projiziert, nuth z.u sehen 
ist; zuweilen sei auch mich H; hell zu 
erkennen gewesen, howler und Shacktc- 
ton haben bei optischer Beobachtung 
auch das Absorptionsband der C-Linie 
wahrzunehmen geglaubt.« 



Ergebnisse neuerer Untersuchungen mit dem Mills- 
Spektrographen der Lick-Sternwarte- 

fiSlrof. W. W. Campbell teilt von 1 und Prof. Campbell aufgenommen 

9fää neuen Ergebnissen, welche mit worden. 

dem Mills-Speklrourapheu um ■)<) Zoller 1. Sterne mit veränderlicher 

dei Uck-Sternwarte erhallen, lohnende Ci esc Ii w i u ii i gkt il in der Gesiehts- 

tuit; : ! Die meisten Photographien, ans li:iic. n Ccphti (« 23'' 5"' .1 -|- 71 u 

dunen die Resultate ahgclciiet wurden, Der Doppelsterncharakter dieses 

sind vom Assistent - Astiomnneu W. Linterns wurde schon im August 1S99 

O. Wright, die übrigen um Di. Heese 

■) Lick-Observatory. Bulletin Ni 



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vermalet, spaiere Mev-unt;eii bestaunten 
dies. D.e MiTKOn^en der spc'-ilri äso- 
pischen Aufnahmen ergaben folgende 
( Itwhwinc1ii;kfi;pn in der Sekunde 
( - hedrufe: Annäherung mi die Erde. 
■ ;- t-.n:itrnurj> von derselben) 
Ai* i.l f- 31 Im 



im Nmhr. 27 -43 im 
Döbr, 26 : + 43 . 
I'IUU [)«!«. 3 : +3S ■ 

. 2* -4U 
J'JOI Ari.il 21 : 12 
:'. <itiehwindii:ke.t im >>:Uni 
f ii-.inli'i. D:isei |}.)p[iF>i.ni wurde 
Iv ■ .1- . . h.i . , I 1 IC, VI,;., .-■ 
kaum und Jic Uinlaui jieil n II t Jahren 



Deib 



24 : 



.23 



o 1 31 Cygni(« 201' 10'" ö +46° 
2h). D:V VL'r.inJi'i-tiuiikL-il tl-.-r F.iji-u- 
bewegung wurde im Juli 1 000 erkannt 
Folgende Messungen sind bis jetzt er- 
hallen worden: 



2 : — 11 
30 : — 3 
it 12 : 



und Hussey machle wahrscheinlich, däss 
ilk- Umt.mfsdauer nur 5 — 7 Jahre be- 
trägt. 1 ) Ende Juni 1900 ergaben die 
Aufnahmen mil dem Mills - Spektro- 
graplicn näs FJaeriKisdiw'indi;;t;eit des 
Siems — 14 und — 13 km. Neue Auf- 



; I'.JIN ! 



■ 3 • 



■:r^l,:rn.-i. 



«Ol Jt 

Auf der H; 
gefunden, dassi 
gesetztes Spekl 

£ Pisciumf.i Ih 48"i Ä + 2M2').' 
Dii- vir.iiuiiTNdifi iL'iCiiH'iiKUsktit dieses. 
Stenn v.iirJ,- im September l'IÜÜ «it- 
deekl; sie ruinier! ;:em,'i" ihn lii^i-.-i i ■_- i a 
.'iiiliiiilnr.iM/'A'i-ciivii -25 und -~35ftm. 

i Persei (« 2h 47m ö +52" 22')- 
Im Okiober 1900 als Stern von ver- 

Es liegen bis jetzt 6 Messungen vor; 
die früheste 1898 Oktober 26 ergab 
+ 10 km, die jüngste 1900 Dezbr. 17 
dagegen —4 km. Auch dieser Stern 
besitzt nach den Beobachtungen der 
Harvard - Sternwarte ein zusammen- 
gesetztes Spektrum. 

s" Ceti l> 2h 8^ ä +S* 23'). im 
Okmbcr 19UU als Slern mit veränder- 
li. luT Gesdiw iüd?.: kt.il erkimnt; leidere 
schwank! auf den 5 bisherigen Auf- 
nahmen zwischen —9 und +4 km, 

t Hydrae (« 8'i 42>n 9 -t-6" 48 ). 
!>i; ■■.■fi. : iii;]..ili,:ln.'( k-eimiiiJi.nki.'i! die-e- 
Sterns wurde im Dezember 1900 er- 
kannt. Folgende Ergebnisse darüber 
liegen vor: 

>j Annale* H. C. It. XXVfll, 93. 



Spektra beider } 
erkennen und iu- 
Ge-eluvilhlij;keit 



:J. Undhl - Geich'.viiuli.'iiei'.i'ii 
im System des Polarsterns. Im 

.■V.r.'ü.i 1 ■.■.■.ii.ic der,l Mill>V'llL*n 
?pi-k;r'ii;:-.-i|iln.'ii ii kniint, dii=s der Polar- 
üern l!ki:'.i,:Ii if-t. Wenige Aufnahmen 
^■.HL-jlo,, /„:„ Naeim'ebe, das. die 



T Ml 



8.0 Am 



(189°.), woraus folgt, dass 
dxfCi M.iiHeiiccri'V!im zusammen mil 
einem dritten Begleiter noch eine Be- 
wegung von längerer Periode besitzt, 
Neuere Messungen bis Mitte 190! haben 
dies bestätigt 

4. Die radialen Geschwindig- 
keiten von u Persel und A Ursae 
majorisbetragen resp. 2.0 und 14.7 Am 
nacli den Messungen der Spektrogramme, 



1. P. XII, p. 215. 



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rinderliche Des eh windig- 1 



worden. Sie wird durch 
Aufnahmen van Wright I 
1900 August 



:+5l 



''V-'l'i':' 



digkeit tnder Sekunde, im Mittel — 95 km 
einer möglichen Unsicherheit von 



Seplbi 

6. Die Oeschwintligki 
Sterns Oroonibridge 1830 in der etw-5*m. Der Stern ist 0.5. Gr. 
Qesiclitslinie. Dieser Siern In-ii.i „du S|n-klrum vom Typus des Sonnen- 
die starke Eigenbewegung von 7.05" i Spektrums. 



Die letzten fünfzig Jahre der Himmelsforschung. 



!9LBi Humboldt", ■überdie Wahrschein- 
lichkeit »der Unwalirseheinlichkeil einer 
rcr[;ii-|ill;ii i-,:hir[ l li;inil]liii :> iloi \b/i:J;> 
ii;ibt'ii -OKUH- l )kkiillriiiijns-]Ju ■l-acli- 
tungen erwiesen, dass keim- Slrahleu- 
brechung am Mondrande stall hat und 
dass sich demnach die Schrötcr'schen 
AnnalluKi; einer .\lor\la1::Kj=phi'ire und 

Vergleichung der beiden Werfe des 
.Uondlnlbmv^ei;, wi-lche iiniii eir.cn.eit- 
aus direkter Messung, anderseits 
der Dauer des Vcrweilens vor ei 
1 ixslern während (in U.-.!. ■cI.-iiil; 
leiten kann, lelirt: dass das Lieht i 
h\.;ten; ; in dem Aii-vnhlk'li. in M eie 



leb 

Für m 



i Mi >i 



können. Der Eintritt von Sternen, 
welcher sich besonders scharf am 
dunklen Rande heebaehleii ISssi. erfolgt 
plötzlieh und olme allmähliche Ver- 
minderung des Slcrnglanzcs, ebenso der 
Aiiitviit oder das Wiedererscheineii. Hei 
d: h i.cliiy.-li AilMiiUii:«;. du- .;ilL;es',ehrll 

werden, mag die Ursache in zufälligen 
. Veränderungen unserer At'unsphare i;c- 

Febll nun dem Erdmonde jede gas- 
. förmige Umhüllung, so steigen dort 
bei Mangel alles diffusen Lichtes die 
Oestime an einem fast schwarzen Tag- 
himmel empor; keine Luftwelle kann 
dort tragen den Schall, den Gesang 
und die Rede. Es ist der Mond für 
unsere Phantasie, die so gern aumasseud 
in das nicht zu Ergründende über- 



Versuchen beide Bestimmungen so nahe ( 
übereinkommen, dass mau keinen ent- ; 
scheidenden Unterschied je bat auffinden 1 



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e bei totalen Mon 



weisse, schneeglänzende Flecken, 
n Maraldi walirgenon 



t)..'iiirii..l:-i;: Siiitsttlit-ii-liioiltii. f liii lisk ii;; .11 li;iin;;L-;: ImK'ii 
nur die iillerlieiskn |ifhin/lidiL-n Or^i- dunklen Atorsf lecke 
niMiicii !',.■■!■. .!<■:! in i- -; ; -. 1 1 i.-r. n ;el:'=.l ihre >).■•!. >k 



ittelbaren Beobachtung bezüg- 



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Int 



; aber 



(ehr sind s 



11 ll.llUMl 



übertroffen worden! Eine ganz 
neue Ära unserer Kenninisse über den 
Mars behaut] niil -. ; .er rrdnähc de.-elbcii 
1877, als Schiapareili in Mailand den 
Planeten zum Gegenstände seiner Beob- 
achtungen marine. Jede spätere Oppo- 
sition di- Mars hiiieliic neue Ai i f>,-|il üs-i ■, 
aber auch neue Schwierigkeiten der 
Deulung und schliesslich kam, zum 
ersten Male auf wissciisdiatilicii -astro- 
nomischem Gebiete, die frage nach der 



Kraft doppelt so gross ist als die des 
früheren Instrumentes, erschienen die 
Distanzen der Paraliellinien der Doppel- 
kanäle wiederum an der Grenze der 

Siditlnrlirit, u.iiuüeb a:n n'cllll isi'll .! " 

bis 4°, selten 5°. Am 24-Zoller der 
Lowe! I -Sternwarte sind die Abstände 
der beiden Linien wiederum geringer, 
sie betragen 2° bis 3" der Marskugel 
und stehen abermals an der Grenze der 
Wahirehm barkeit für dieses Instrument. 
Auch nahmen diese Distanzen nicht zu, 
wenn Mars sich während der Bcob- 



mutrisdi regelmässige Anordnung der 
schmalen, dunklen Linien auf der Mars- 
oberfläche, denen Schiapareili den Namen 
Kanaie :;ee;ebci] li.n. -riii in: in der Tin! 
keine andere Deutung zuzulassen, als 
die eines künstlichen Ursprungs zu 
bestimmten Zwecken. Dagegen ist die 
sogenannte Verdoppelung der Kanäle 
Ijez-airlidi ihre? Wc-ens noch durchaus 
problematisch, ja in der neuesten Zeit 
scheinen sich die Ansichten erfahrener 
Beobachter dahin zu vereinigen, dass 
diese Verdoppelung nur eine optische 
Täuschung ist. Diese Meinung ist von 
verschiedenen Seilen ausgesprochen, aber 
am nachdrücklichsten von CertiUi und 
E. Pickering verfochten worden. Letz- 
terer wies darauf hin, dass der Abstand 
der beiden Linien, welche den ver- 
doppelten Kanal vorstellen, in einer 
offenbaren Beziehung zur Orösse des 
benutzten Fernrohres stellt. Das fn- 



nicht ausgemacht; manche 
Spaimuneeii im Objektive ]a; 
innres durch den Druck dei 
der Fassung, doch sind dt 
Venmsluiisjeii. Durch (Sie? 
Deutung wird natürlich di 
Anordnung der Einzclkanälc, welche 
vorhin erwähnt wurde, nicht in Frage 
gestellt und ebensowenig der Wahr- 
scheinlich keitsschluss auf das Vorhan- 
densein intelligenter Wesen auf dem 
Mars; wer aus Thatsachen richtige 
Folgerungen zu ziehen versteht, kann 
diesem Schlüsse kaum entgehen. 

Dass Mars mondlos sei, war um 
die Mitte des vorigen Jahrhunderts eine 
aclde Annahme. Nodi in der 
Auflage des Handbuchs der 
Isbeschreibung (1871) heisst es; 
»sitzt keinen Mond, wenigstens 



Distanz entsprk 



r Arbeit 
tond e: 



1, 'der , 



-3 Meilen besitzt 

der < HieriLäclH- de.-elbcii von bis 8". Auch würde ein solcher Mond, wegen 
Die Distanzen ,1er einzelnen Linien der | dergeringen Masseseines Hauptplaneten, 
Kanäle leii i$$2 sind nun genau so bei einem seheinh.ireii rniuleren Ab- 
gross. Als Sdnapiirdli .eii k-W in -uniile von 8.? ilogenmiiiiileu zur Zeil 
dem neiieii IS-zCnlkr de- .Mailänder der '">| ipi ssf: i i m schiel eine 1 .'miauiVei- 
^^Tinvaru benbaehi.ae.iks'-eii 'rennende vm 213 figen besitzen.. 



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l>iti*-Sclllussfo!i;erm!gen über! ims.se 
lind Umlauiszeil eines Marsmondcs Sinti 
richtig, aber 1877 zeigte der 2ozollige 
Refraktor zu Washington, dass Mars in 
grösserer Nahe, als d'Arrest annahm, 
Ihntsachlich zwei Monde trat, von denen 
keiner einen Durchmesser von 2 oder 
3 Meilen besitz! und die sich in der 
überaus kurzen Zeit von nur 7.7 und 
30.3 Stunden um ihren I tauptpbnctcti 
bewegen. Diese von Hall in Washington 
gemachte Entdeckung hat damals das 
grosslt ntul auch berechtigte Aufsehen 
erregt und sie war lh,-,(süchlidi die auf- 
fallendste, welche seit Entdeckung des 
Neptun im Planetensystem gemacht 
worden isL 

Irr dieser Beziehuns hat nur inxl) 
eine planctarisctie tilltdcckuilg gleiches 
Aufsehen irres;!, narrilieli diejenige einen, 
fünften Mondes des Jupiter durch 
iiarnard am 9. September 1892. Dieser 
l'mharö. den der Lio?i.illiirt Refraktor 
des Lick-Observaloriums zeigte, ist unter 
den sicher vorhandenen Monden im 
Sonneu.vslen: der sckwachslc und Stilist 
am ■Jii.'iillijni Ddr.iktor zu Wasliiniiwo 
bis Jetzt nicht gesehen worden. Nur 
der 30-Zoller in Pulkowo hat ihn ge- 
zeigt 

lieziiglich eres Jupiter ist die fr.ru- 
decktmg eines Fünften Trabanten die 
wich Iii; sie Wahrnehmung seit der Milte 
Lies vom;en Jahrhunderts. IJenn wenn 
auch iktK unvermutete Auftreten einer 
grossen roten Wolke auf diesem Pla- 
neten die Zahl seiner Beobachter ver- 
mehrt hat, so sind doch wichtige neue '■ 
Aufschlüsse über die physische Be- ! 

s ,'liaifcnhcil des )ii[iiier urcln eewunneu 

worden. Wir wissen nicht, ob Jupiter j 



fallen, kann dagegen nicht geltend gc- 
iiiaein v. erden, rlenn ihre ej-oss..- Dunkel- 
heit dürfte Koittrastcrscheiuiuu: sein. 

Ungleich wichtiger sind die Ergeb- 
nisse, welche bezüglich des Saturn 
und seines Systems im letzten halben 
lalirkiiiHk'ri erkalten wurden. Zunächst 
war es die Umdrchtmgsdiiuer dieses 
Planeten, die ende iillij'- liest im int werden 
konnte Ris dahin war W. Herschel 
der einzige gewesen, der (ausser den 
ilre.iii.Til bestimmte blecke auf der 
Siilumkirgtf] Leithen kalte und daraus 
die Rotali' .usdaiier der-elbeo /Ii IQii 1 rv;j 
ableiten konnte. Dies war im Jahre 1793, 
aber von da ab bis zum Jahre 1376 
blieb Saturn ohne wahrnehmbare Flecke 



-Kindel sieh Mich: :d die tt'ahniehimiii ; 
dt:ik-;k-r Necke, -midein mit das Auf- 
treten heller Punkte an der Oberfläche 
der Sakindüigel, die vom 7. Dezember 
1876 bis zum 2. Januar 1877 verfolgt 
werdet) Zinnien und eine l.!md;vi)iioi;s- 
zeit von 10' 1 M'-i Ii - anzc^ten. Auch 



ende. He~ 



hei- flu:, 



ite Prof. Hough, der 
den lnniier seit Jaiiren mil einem i:n>ssen 
kl-li imieute lllltersitclue. hüll iül 11111;;- 

lich, dass dieser Planet sieh im Zu- 
stande der Weissglut befinde. Die 
Schwärze der Schatten seiner Monde, 
wenn sie auf die Scheibe des Jupiter 



die 1 'iiHK-burr; veit abzuleiten. 

Das UiugsysH'in des Saturn er- 
regte 1850 die Aufmerksamkeit der 
Astronomen dtueii die Wakriiekniiine 
von !1 ['. llniui am l-lzolli;;eii Refraktor 
zu Cambridge (N.-A.), dass zwischen 
der innersten Kim; kante und der Saturn- 
oberflüeke ein immer (dunkler} sehleiei- 
ionuru'er Kiny sieliibai' sei. lliese Wahr- 
nehmung fand Heslatkj. .mg. ja es ergab 
sieh, dass der sogenannte dunkle Ring 
schon IS.iS von Galle gesehen winden 
war, der ihn einfach für eine Fort- 
setzung des bekannten hellen Doppel- 
ringes hielt. Die spater von Einigen 
behaupteten Trennungen des dunklen 
Kindes, den die Amerikaner jetzt -Crap- 
ruiiT. nennen, nahen sieh nicht beslaii-^r, 
dagegen ist es Iiarnard ISS 0 und IS"4 
gelungen, sehr feine Hct.bachlungen über 



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die ]iliysisdie Itediafieiiiieit der Iline:- entdeckt Wieden war; sicher sind auch 

biJdung war man Nieii;i- im Ungewissen, bis jetzt mir 8 Trabanten des Salum 

I )r:fs hui demselben l.ikal« A'^lven im-rri vetded.t. während du 'dir lii't;l;dlw;iclicr 

imd kleine Ndsunfrcti der einzelnen !). Mond. :uli I 'liot.LinrdLcn z-j Arequina 



*]be Mathematiker kam zu Juhrzemitcn midi un^ewiss war. 

täte, dass Laplaces flüchtig: Sehr wesentlich haben sich während 

ne Äusserung, jene Unrege]- ' des letilvcrf lossenen halben Jahrhunderts 



.1 erfinden, und sd niine eine, ^n.sre lihec die VimicIic 



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Sind l 



: Ob.,1 



tarischen Wellen 

astronomischen Erkenntnis innerhalb der 
kl/len 50 J.ähiv -ebr i.rht.- ■ ■ I LT-jv.-i.-st.-ii. 
so wurden doch dadurch die früheren 
Anschauungen nicht um :;e r tiim, .-hjiuEit n 



I da das Licht nicht ungehindert durch 
; sie durchgeht-. In einer so lockeren 

■ Nebel Kruppe erregen die einzelnen Bei- 

■ | spiele grosser Licht-liilensUäl.wieindem 
- Kometen von 1843 oder des 



fiel. 



e der Met 



Ganz 



in..! Km 



Meinungen völlig 
richtigere Ansicht 
weile begründet. 
Die Kometen - 

vorigen 



r iltii: I bi: 



VII|-.[V\ 



Kf.llleler : . ;;!■': 

ten« entdeckt worden, aber zu einer 
allgemeinen Theorie der Kometen-Er- 
r-ekehimiuen ivliiii- r.n. li ~<i ijnl als alles. 
Auch über die nlr.si'i'hi- l>es-.lutii-iil,eil 
dieser Weltkörper hatte man nur Ver- 
mutungen. liumbeWl fauste alles um 
1850 diesbezüglich Erkannte zusammen 
indem er sagte: 
•Der Molekül. ~ 



de- S,-Ii 



- K. ■in- 



Arajjus wäolitiifc F: iilittcku ii.et in dem 
Kdincteiilii-Iile ein Anteil von polari- 
siertem, ;ii=. > von re!lobie"tem Smuieii- 
lictne erwiesen wird. Wenn die kleinsten 



lügender Prozess vorgehen? 
Dil- aii^M|-om,-iuleii, vcvil mistenden 
Ic aus Millionen Meilen langen, besen- 
üi.kiTs, gtbdKik'ii ^elmciieii ver- 
:tni -ii li in ikn weitumii iiikI bilden 
leicht, umveder seihst das iilcrsbnd- 
:e:i<!e hemmende I luiihmi, Riehes 



zu dei liildmiy des Winnes eerdiclilet 
hiit, weither uns als rierkra-lielu teud'.'.ci. 
Vv' i L-ehen L;iddis;un vi>r unseren Augen 
materielle Teile verschwinden und ahn- 
den kaum, wo sie sich wiederum 



Kern nach Valz sich in der Sonnen- 
nähe verkleinert, diese da verdichtete 
I hi^b;keil iii >oh iv.ih; :iidil als :iui eine 
hl>en:ii-tiLy Dtm-limlli-üriidieiid belu 
werden. Wenn hei den Ausströmungen 
der Kometen die Unirisse der Iicht- 
reflokli ereil den 1 (Liusttetlc gewöhnlich 
-i-lu umt-?limmi -md. s.:i ist es um so 
auffallender und für den Molekular- 



schen werden, so zeigt dagegen die l-di.irie der Umrisse in dem ptirabo- 
Analyse des Kometenlichtes in Aragon lisciiui vurdeien ( eile des Körpers be- 
Veisuchen, denen ich beigewohnt, dass obachtet worden ist, welche kaum eine 
die Dunsihiillen trotz ihrer Zartheit unserer Haufen wölken uns je darbietet, 
fremdes Licht zurückzuwerfen fähig Der heiiilimie lieohaditer am Kap ver- 
sind, dass diese Weltkörner ^eire un- glich den ungewohnten, von der Stärke 
vollkommene Durchsichtigkeit haben, gegenseitiger Anziehung der Teilchen 



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— 255 — 

zeugenden Anblick mit einem Alabaster- ist. Vielleicht sind manche der frühe- 
Gefäss,dasvoninnenstarkcrleuchtetist- ren in den Verzeichnissen unter ver- 
Das grösste Atii-Hun ha«.- ihr I mU- si liii i^ :icn Nummern aufgeführten 
1845 zuerst Besehene Teilung des Biela- Kometen identisch, aber jedesmal in 
sehen Kometen erregt Über die Ur- einer durch tturcmk Krnflüsse, die wir 



Ute- Ih 
Hcmr 



Iberzeugung (von Dr. Klein) ausge- wciterl und geklärt Wir wissen heute, 
jriH-htäi werden, i hi/i hk' Ki -i^i-™ <.:ie Knnim:] vitj furr/er Umhinfs- 

i sehr ephemeren Kurven sieti bewegen. I zeit Eroberungen unseres Sonnensystems 



l'l.'.i-i HK .i'ii i l-. j'.v,v:i!-ii;f ;>h ; . ■■•i-.hr Art. il..-- 

ganz andere Bahn geworfen wird und Tochterkor. 
uns wieder crsdieim. r.«n i^'t.- Ki'jjen- Fortschritts 
vviirtis; prrn .^-i'h ■.tI::i:-.:hv K. Ki.-IM; Kuiihtcii Ii 
von kleiner, planetenartiger Umlaufszeit i und beso 
Sind trotzdem früher niemals gesehen 1 Schiapareil 



der betreffenden Kometen. Dieser Schluss Änderung und der Häufigkeit der Stern- 
a IM:!- i:-i v:i ll: i. ii: -ii. hr ridni". mn! Jii: ;-i hnr.pn-'i, Inr I 1 ;..''. »dii.ipnrclli 

Anzahl der innerhalb unseres Sonnen- die Möglichkeit einer exakten Hahn- 
systems vorhandenen Kometen geringer, berechnung zweier Stern sehn uppen- 
als man bisher anzunehmen gewohnt . schwärme. Deren Bahnen ergaben 



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sich als langge^rccki-j Lljip-cii p-IcJu ii 
den Bahnen der Kometen, und gleich- 
zeitig fand sich auch für jede der- 



haben die letzten 50 Jahre eine lange 
Kehn- der «ichne-Vn t"i;U'ccki.i,ciT! 
t'dirk'lt und den Mick in dii- Nimmrls- 



SneUc der iu heiei? hi:ei--!;chi:ne'ci] 
\U[;-,ic. r,ä ergab sich. d;;s; iUIH de," 
Aliili'-niV-J vi 'il Ki ir:ifiri:Sl iril -i'l im: ;>|n-:i- 
sdiwaime resultieren und die«-, wcnti 
die Erde sie durchläuft oder ihnen sehr 
nahe kommt, jene gros 



iN.n 



1833, 1866 und 1872 c 
Iki ■Iv.clüi.-r erraten. Aber aucti in der 

die Illeben SkTTI-lllllll^piTL-cIlV.V.ICKI 



saminciiiasseud bcek licet Prüf. Wim? 
die Beziehungen der Meteorsch wärme 
zu den Kometen, indem er sagt: 'Die 
Kometen sind diejenigen Körper, welche 



ruhend. Nehen Hardings Sternatlasistnur 
| das grosse Unternehmen der Sternkarten 
| der Berliner Akademie aus jener Zeil 
i zu nennen, ein Unternehmen, das aber 
schon veraltet war, ehe es vollendet 
wurde. Diese Karlen sollten, nach 
]:-■;-;■!;.!. io-.i^i-i-irciiiu ■■vn/mui k.-ii-i'-- 
des Himmels auch die Mittel darbieten, 
etwa nuch vorhandene Körper unseres 

erkennen zu lassen. Auf 24 Blättern 
M'liir.kr ftiiini dc^Miuimelszwischcil Ii" 
nördl. und södi. des Äquators wieder- 
gegeben und alle Sterne aufgenommen 
werden, die mit einem r'raimlL'fci'^-lie:i 
Ki umlen einher von 34" Öffnung bei 
/.ehumaligerVergiösseriuig sichtbar sind. 
D i egänzl i chcRca I i sieru ng diesesProjektes 



die Wirkung der Sonne mehr ausge- 
setzt und sie vollzieht steh hei jeder 
Rückkehr der Kometen zum Pcrihel. 
Wenn ein Komet in der Zwischenzeit 
merklichen Störungen seitens der Planeten 
ausgesetzt gewesen, so müssen die 
füllt; 1 jl^driTUiki: Tt ilcl'.cn in .]..■: 
neuen und nicht in der alten Bahn 
gestiel t werden.. Die spcklreskorjisclien 
Hei >h,n-til Hilgen l:ahcn über die physische 
Na:ur der Knaicin keine lecseiulichen 

All!"-.illii--i- ;;e:;i'biTl Ali v.Th-rllrill- 

lieti kann man amiehmen. dass die Kome- 
ten aus kleinen l'oilikclchcn besiehe. i. 
»eiche im Kern sehr Jehl g..lrjnei 
> ml :.ml unn-rdeml irflusv der'Sonicu- 

:«i*h dir SorneiiTi.ilie b'S /u <J-h: hohen 
T t Ti|irm:uren erhitz: werden 

Aus dein Reiche der Fixsterne 



ständige rertiustellutig dieser Himmels- 
karleti erfolgte erst im Jahre 1858, fünf 
Jahre früher als der grosse Aryelander- 
schc Hhnmelsaths eischicn, der, inner- 
halb eines Zeitraumes von 7 Jahren, 
ganz allein auf der Bonner Sternwarte 
angefertigt, die Berliner Karten v.cii 
hinter sich zurücklassl. 

Die Bonner Karlen, für den nördl. 
und die auf der Sternwarte zu Cordnba 
nach dem Vielehen Plane für den siidl, 
Himmel li-.-|-ui-,t: ll'i-nS;ern karten befvieh- 
nen ziemlich die Grenze dessen, was 
durch individualisierende, men-cli liehe 
Tl:dt;^(?il aut d:esem Uehicie tm."chi 
weidi-i kam; du- Ausdehnung derselben 
aul 11 ji ™ei weitere Grossen kl a<.scn 
wurde unubersleigliLhe Scliw:crigke;icn 
bedingen und dennoch eine UrnoN 
siäii(l-v:ke.t m:t ^rh Illingen, welche 
d.o tiaupl/wrek de' Arlieii in Frage 



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— 257 — 



1S4J 

Sterne bis zur 13. Grösse herzu- 
stellen; allein abgesehen davon, dass 
(liosi Ariii il mir einen sf : iriiii!L-r; ilreii'.n 
der Hdiplik im:l":i-.-.e:i ..!l:e. ■_, rii-1 
sie nach Qincoriiiics Tode ins Stucken, 
als die FortfG" 



<>t: 



Miieii-- 



die mit Fortiiilinniir der )■ ÄliprrLill.n vn 
Chacr/macs beschädigt waren, für die 
in die Milchstrasse fallenden Teile der- 
selben die Hilfe der Photographie in 
Anspruch genommen. Mit einem für 
die photoyraph bellen Strahlen iichro- 
un^ierleiiObieMii e.si: l <>■■),!.;.■: i )i;min- 

Stenn 



?!ir IL U rosse dnueireti vielleicht 
30 Millionen beträgt Die Aufnahmen 
schreiten rüstig weiter, indessen werden 
>ic1i die V.ismessiiiiecn /»nächst nur 
auf rechtwinkelige Koordinaten der 
Platten beziehen, Ja die AMei!:im der 
Rektascensioncn und Deklinationen eine 
ungchcitre Arbeit bedingt, sodass die 
1 ii ig des Katalogs in der 

erwartet werden kann. Unabhängig 
von diesen Beobachtungen ist auf der 
Sternwarte zu Cambridge (Nordamerika) 
unter Prol. Ed. Plckerings Leitung und 
besonders auf der hochgelegenen Station 
Areqrüpa in Peru seit IS'Jl eine überaus 
/.:■'! v.111 ; ? ! [ i -t ■ ■ .. : : i| liii-eivn Sv.-n 



i Oi'iu 



u rl-.-t 
340 m 

grinsa rligerc Resultate und an! Betreiben 
de; AdnnralMoiitll;/.,d;mi;tni;emLlirckl,ir 
der Pariser Sternwarte, trat ein astro- 
photograp Iiischer Kongress zu Paris zu- 
sammen, der 1887 den Beschluss zur 
Au-iHtlinnL; c:ner den f.lH'jt Himmel 
liiniMwmieii pli.jt'ViraplirM'lien Stern- 
kjre Sl. ulk.H llii;^ ihzi: i:i-.-.ie. 

Die Karte wird mittels photographi scher 



■i D.i 



welche 

/'.n 1 t. < iri'jsse ijidll, I Mi ii die-e ^ 1 1 ] 1 h_- : ■ 

durch genaue Messungen auf den Platten 
niilan McriLlianiiistrumcnlen fustgckx'tcn 
Sternen verbunden werden, sodass ein '■ 
Katalog der genauen Positionen aller 
dieser Sterne entsteht. Eine zweite Auf- 
nahme mit Exponierung von einer 
Stunde liefert alle Sterne bis fast zur 13. 
(ji"->;ii"!:i-:-c iiri.l die-e Pinnen v.itJi.t; 
die eigentliche Himmelskarte bilden, 
dasgrösste und wichtigste astronomische 
Werk, welches die Gegenwart der Zu- 
kunft überliefern kann. Man schätzt, 
dass die Zahl der Sterne, welche auf 
diese Weise dargestellt wird, bis ein- 
schliesslich lt. Grösse 3 Millionen, bis 

SlrUu 1901. Heft n. 



- , alie 

der Positionen von kleinen Planeten 
bekundet iiaben. 

An der Hand der vervollkommneten 
Sternkarten und besonders der Stern- 
aii'huni;cu der heilten Hcischel Inlvn 
die Untersuchungen von Klein und 

-päiere.^ixli^ei/invicini^iiS.-lllii-.-i-n 

aber den Bau der Milchstrasse geführt, 
wenngleich es bis heute nicht mißlich 
gewesen ist, die Anordnung dieses 

- gelin- 
der Fixsterne genauer zu erforsclten 
und das ganze Heer dieser letzteren auf 
einige wenr^e 1 v|ien /.ii'iiei./iiiührcri. in 
denen nach der grossartigen und sich 
mehr und mehr bewährenden Auffassung 
von Prof. Vogel in Potsdam, die Ent- 
v.-k-kelliML'.^cvCllidik der l'i.^tuue iüier- 
hanpt sich atii verschiedenen Stufen 
darstellt, Die Anzahl der Sterne, von 
denen man wusste, dass sie ihre Hellig- 
keit III kürzeren udet liin-vren l'-.TS' .den 
i -. -i j - 1 r ti . i — i j oder utircsjcli nassig ändern, 
war vor 50 Jahren nur gering. Im 
Kosmos werden nach Argclanders An- 
gaben, der damals die erste Autorität 
auf diesem Qebiele war, nur 24 Vcr- 



Mtt r 

. dltgee;. 



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- 258 — 

änderliche aufgezählt. Über die Ursache viel weiler, doch giebt die Benutzung 

der Veränderlichkeit des Sternen lichtes plio^ographi-clicr Aufnahmen auch zu 

findet sich hei Humboldt kaum eine vage diesem Zwecke, einige Hoffnung liir die 

Vermutung und erst in der neuesten Zeit Zukunft. Grösser sind die Fortschritte 

hat das Spektroskop hui inehieicii Sternen aut dem Gebiete ik-r I: igen hewegu Ilgen 

dieLösungdesProblemsgegeben, indem der t T i\sU'nie natu rg.ciiiäss schon des- 

es sie als Doppel sterne auswies, die lialb.wi.il mit der Zahl der Jahre, über 

periodisch einander für den Anblick weiche sieh die Beobachtungen aus- 

von der Erde aus verdecken. Hierher dehnen, auch die Zahl und Genauigkeit 

gehören in erster Linie die S','ü.ciuui Uten der ein/einen Heitiiniiitiiigen wachsen 

Veränderlieben des Algol- Typus, dann nniss. Damit ist auch die Richtung der 

aber auch die Sterne des Lyra-Typus, ^imienbewcguiig durch den Weltraum 

wahrend bezüglich andcrci Veränder- genauer hestiminj>ai gc.vordcn. imd die 
licher sich zur Zeit kaum eine Verum- j spektroskopi sehen Ermittelungen der 

Unerwartet reich war die zweite von Fixsternen haben zu einem Wehe 
Hälfte des I". Jahrhunderts an söge- tiir die Geschwindigkeit der Soiuieu- 
nannten neuen Sternen. In der ersten hewegung geführt, der zwischen 16 und 
Hälfte jenes Jahrhunderts war nur ein 2(1 km pro Sekunde betrügt, 
einziger Sfem dieser Klasse beobachtet Was die eigentliche Konstitution 
wurden, über seil IS(il') bis L'.XJ!) nicht unseres l ; i*-'.erii Leeres betrifft, so ent- 
weniger als 11, darunter mehrere von stellt die Frage, ob die Fixsternwell, 
erheblicher Helligkeit. Die meisten gruppenweise verteil I, nur aus neben- 
sind freilich auch im Maximum ihres einander bestehenden Pariial- Systemen 
Lichtes schwach gebheben und waren /nsammeueeset/' sei. oder oh eine 
unentdeckt vorüber gegangen, wenn allgemeine Beziehung, ein Kreisen aller 
nicht die ptwlograp Iii sehe und spekiral- seibst!cuihie«dcn Himmelskörper (Son- 
puotographischcÜbci-wachungdesHim- nenl um einen, entweder mit Masse 
Biels, welche von der Harvard-Slernwarte ausgefüllten oder leeren, u na usgefü Ilten 
eingerichtet worden, ihre Auffindung Schwerpunkt gedacht werden müsse, 
herbeigeführt hätte. Auch hc/iiejidi AVir liefen hier, sagte Humboldt vor 
der Ursachen lies Aufleuchtens dieser bU Jahren, in das Gebiet blosser Ver- 
Steme haben sich, an der Hand der mutungen: solcher, denen man zwar 
spektmskopisehe« l.lideiMiclumgeu, be- eine wissenschaftliche Form gehen kann, 
stimmte Ansichten ausbilden können, die aber keineswegs, bei der Unvoll- 
die wenigstens darin übereinstimmen, sianiiiglicit des vorliegenden .Materials 
dass der Vorgang in jedem Falle eine von Beobachtungen und Analogien, zu 
grosse Weltkatastrophe darstelll. der Evidenz führen können, deren sich 

Was die Entfernungen der |-'ixs:c:iie. andeie Teile der Astronomie erfreuen, 

wie sie durch Messung der Parallaxen Line:- gründlichen mathematischen Be- 

Eestgestellt werden, anbelangt, so führte haudlung suleher schwer lösbaren Prob- 

Humboldl im 3. Band des Kosmos neun leine steht besonders entgegen unsere 

Sterne auf, bei denen diese Messungen Unkenntnis der Eigenbewegung einer 

■leimigen seien. Vis« den dort .ir.^e- i:n.-n/eiiU>seri Me:ij:e sehr kleiner Slerne 

gebenen Werten für diese Parallaxen (I0.ui bis 1 4 m), welche vornehmlich in 

können nur diejenigen von ■■, Gentami dem so mehligen Teile der S lern schient, 

und 61 Cygni heute nocii als der der wir angehören, in den Ringen der 

Wahrheit nahe kommend angesehen Milehstrasse, zwischen hellleuchtenden, 

werden, alle übrigen sind bestimmt zerstreut erscheinen. Die Betrachtung 

irrig. Aber auch die Gegenwart ist unsere:- l'kmetcukreisc. in welchen man 

bezüglich der rixsierispaiiitlitieii nich! \.n den kieinee Pai tinl ■ SWcmeii der 



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. Die Bewegungen werden 



berührte, auf die Analosjie unseres 
Si'uuensyslems yt'^tistite Sdiltjssfols^i: 
isi shci durch die bisher :ieoh;u:liH'tcn 
Thatsachen widerlegt In den viel- 
kielien Sternen kieiseii zwei oder mehrere 
selbsilcuchlemle ( ieslirne (Sonnen) nicht 
umeinander, sondern um einen weit 
ausser ilincn liegenden Schwerpunkt. 
Aller, iin^s findet in unsert-ui Phuelen- 
systeme insofern etwas Ähnliches statt, 
als die Planeten sidi auch nicht eitfnitliäi 
um den Mittelpunkt des Sonnen Börners 
seihst, sondern um den i;enieiu(tliaft- 
lichen Schwerpunkt aller Massen des 
Systems bc-weecn. Dieser (jnrsciiisame 
Sdiwemunklaher fallt, nadl der relativen 
Stellung der Kressen Planelen Jnpiler 
und Saturn, bald in den kiisneilLccen 
Umfang der Sonne, bald (und dieser 
Fall tritt häufiger ein) ausserhalb dieses 
Umfanges. Der Schwerpunkt, welcher 
in den Doppel Sternen leer ist, ist demnach 
im Sonnensysteme bald leer, bald mit 
Materie erfüllt Was man über die 
Mijjrltehlieit de:- Aunulnue eines, dunkeln 
Ccntralkörpcrs im Schwerpunkt der 
Doppelsin ne oder mspi iiii^lich dunkler, 
aber schwach durch fremdes Licht er- 
leuchteter, um sie kreisender Planeten 
ausgesprochen, gehört in das vielfach 
erweiterte Reich der mythischen Hypo- 

Dics gilt auch noch für die Gegen- 
wart. Zwar hatte Mädler versucht, zu 
bestimmten Resultaten zu gelangen, in- 
dem er sich auf die Thatsachc dnss die 
Fixsterne Eigen bewegungen zeigen, 
stützt und folgende drei Möglichkeiten 



Central kos-p'er, in welchem die lic- 
wegungen sich nur auf den allgemeinen 
Schwerpunkt beziehen. 

Die erste derselben isi aber sofort 
und entschieden zu verwerfen, denn 



:l Her: 



die bezeichnete zweite M.-iidi)- 
nicht angenommen werden, 
blosse Vernunftschlüsse wider 
dem. Wären die Eigenbewegu 
Fixsternhimmeidas Resultalderzi 
Gruppierung von anziehenden 
so könnte im allgemeinen das 
keinen dauernden Bestand habt 
die Wahrscheinlichkeit, dass es 
Gegenwart existierte, wäre eir 



schrie 



liallisieu 
System 



tralkmver. mit einem Schwerpunkte, in 
welchem die (iesinuuiüis.e bkiss tiiuidl 
vereinigt ist Mädler hat die Konse- 
quenzen rcpriül, welche sich aus den 
zu seiner Zeit vorliegenden Beobach- 
tungen für die wahre sowohl als die 

am Himmelsgewölbe ziehen lassen. 

Die Richiuny der Sonneubeweg.mg 
und die Betrachtung, dass, unter Vor- 
ausfelüins; einer Krcis-hdiu Jlt Sonne, 
j das Centrum dieser Bewegung 90° von 
demjenigen Punkte eiiliern! liefen imiss, 



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— 260 — 



gegen welchen die Bewegung gerichtet bilde des Stiers, geführt und ihn seil Ii ess- 
i-l, Hc-.vätiren fiir si;h .'Dem !:nr:e i;e- lirl: venula"1. den Schwerpunkt in die 
nügenden Anhaltspunkte, um diu Lage Plejadengruppe zu verlegen. Sie sind 
des Gravitatlouscentrums bestimmen zu ; sogar teilweise auf die Voraussetzung 
können. Gewisse rlctraclituugen über gebaut, dass die Milchstrasse ein System 
den Lauf und t dar* der Mdcli-.ira^c ken^jrürLclii'r Sierueiinni;e sei, deren 
haben dagegen Mädler auf die Ree: tu neu 1 ; i!zutässi!;l<'.:ii nachgewiesen ist; nichts- 
um don l'imibnernaclu^leidieupunk' d-.--|- iv. .■niee] in.-!- inriri sie in irewi^cHi 
herum, in der Richtimg nach dein Stern- j Sinne gelten lassen. <sdilu» lotti.) 



Vermischte Nachrichten. 



Beobachtung-en des Mars 1900 

bis IDOlzu Juvisy. iMarzu Talel XV.} 
Auf dem Privatobservatorium zu Juvisy 
haben die Herren C Flammarion und 
J, Antoniarii den Planeten Mars vom 
12. Oktober 1900 bis zum 10. Juli 1<I01 
mit Ausdauer henliachiel. Aul" ibre 
diesmaligen Wahrnehmungen haben 
sie eine neue Marskarte in Mcrkator- 



4 , 3". Mille L'cbruar von 3S", Milte Mär/ 
von 24°, Mitte April von 2i" und an- 
fangs Juli von 15". Schon 1896 haben 
beide Beobachter wahrgenommen, dass 
während der Schneeschmelze bisweilen 
eine eiuiilvn.Jnr.de lielliiikeit an den 
Rändern der Scliueekalottc sichtbar wird, 
wodurch die letzte über ihre wahre 



>ei der dies- 
14 Tage vor 
■ nördliciieii 



(8.5) I 



T.krr :u! iji.i 



nebeliger Luft, i 
bei ruhiger Luft und cirrosem j 
t-clihvl,! ( :>.i}) bei .-.sl1iirF«-n 
o.-ibeiu'ii Winden und am schlechtesten 
bei stürmischem Wetter aus Süd. Der 
Wind schadet also der Scharfe und 
Deutlichkeit der teleskopisclieu Bilder 
in hohem Orade. 

Der Planet Mars wandte seinen Nord- 
pol d« Erde zu und die lleuhacliter 



juv 



>iia:iu;. 



in Schlüsse 
ununterbrochen 



gerufen werden. Von den Kanälen de? 
j Mars wurden 50 gesehen, darunter 46, 
d>r -elu. Ii Scliiaiiaielb sah, ein Kanal, 
den Cerulll entdeckt bat und drei neue 
Kanäle. Diese lel zieren erhielten die 
Namen: Nasainon, Permessus und 
Rhyudacus. Verdoppelungen wurden 
nur drei erkannt, von denen zwei frap- 
[laute, uäinlicli die de> (Icrherus, dessen 
beide Züge sich bis zum Marc Cim- 



des Planeten 
Merkur ist von Dr. J. J. See im Sommer 
IMW.I und l'.i'll eiuieii verschiedene Mes- 
sungsreiheii am 26z.ollige.ii Refraktor 



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zu Washington [iL-itimnn wurden. 1 ) Von 
Ji-ii iiiilieteu Hu ivhiiii--;-ertie:.ii in munden 
dieses Planeten gilt his iii/i der von 
Bossel (1032) ermittelte Werl von 6.68- 
als der sicherste Mit diesem stimmen 
auch die übrigen, an Heliometern er- 
haltenen Werte des Merkur - Durch- 
messers gut überein und alle zusammen 
geben im Mittel 6.64". Dagegen weichen 

Werte erheblich hiervon ab. liarnard 
fand, im Mittel aus zwei Messungs- 
reihen 1S91 und 1854, diesen Durch- 
messer = 6.13", Campbell 1894 am 
grossen Lick- Refraktor = 5.73". Das 
Ergebnis der Messungen von Dr. See 
ist: 5.8993" ± 0.0080", entsprechend 
i im ur.valuen Diiri'/iiiu-wrvoii'i J77.W/« 
t 5.8 km. Die Abweichung von den 
Ergebnissen der Heliometermessungen 
schreibt Dr. See dem Umstände zu, 
dass das Heliometer infolge der Ver- 
Schiebung seiner beiden Objekiiehäliitn 
imvi.lllionii'iine Bilder giebl. i|-e, in der 
Piclilim:; des I luivhseliiiiliei k. >n1 1 :eI i i LT T, 
in der darauf senkrechten verlängert 
erscheinen. Aus diesem Grunde, sagt 
Dr. See, sind die am Heliometer er- 
haltenen Durchmesser heller Planeten, 
wie Jupiter und Saturn, alle kleiner als 
die mit dem Fadenmikrometer be- 
stimmten, während der Durchmesser 
des Merkur, welcher Planet als schwarze 
Scheibe vor der Sonne gemessen wurde. 



Neue aufgefundene Nebel und 
Sterne miteigentümlichen Spektren. 

IV.il. LJ'.v. i :. l'iekeiiuü ;:iebl em weinres 
Verzeichnis von Objekten mit h..-n TiJert.ii 
Spektren, welche von Mrs. Fleming bei 
Untersuchung der Draper- Memorial- 
Plu"..>üiapliieil entdeckt wurden.-) Die 
interessantesten, davon sind rolgetloV, 
d;:reli |{eUa-vellsii:ll [..■) 1 Vlüiiülii .[l 

(*) für 1900 gelten: 



') Hnrv. Coli. Obs. Circular, Na. 60. I 



-72° 42'. Ein Stern dem V. 

Ty|n:-.;.ii-eluiFi^, in 
:W! kleinen Ma-el- 
lun'schen Wolke 
stehend und das 
ein zigeObjckl dieser 
Klasse, welches bis 
r gefunden 



der 



-73°44'. Gasnebel 

kleinen MjL. r ell]:ui- 
schen Wolke. 

— 61 "21'. Gasuebel in der 
grossen Magelh.u:- 
schen Wolke. 

-66" 33'. Schwacher Gas- 
nebel (?), mit einer 
hellen Linie im 
Spektrum, nahe bei 
der Linie Hß. 



s m,;,k 



als i 



mit ^e* e w^r$tofflinic rt/oder 
ein Stern V. Ty;:iis ist. ies\'ii stellen. 
ob die Wellenlänge illesei I ink- 
grosser, gleich oder kleiner als die der 
Linie H/S ist. Dies geschieht, indem 
eine Stern-Platte dieser Region auf einer 
Stern Spektrum -Platte derselh.cn so ge- 



I der 



Bildern der 
letzteren zusammenfallen. Wegen der 
Schwäche dieses Objekts und der ge- 
lingen l'nViieisiiit) ist e.- •eiLuieiii.'. die 
genaue Position der hellen Linie zu 



T. Dieses Objekt 

No. 19als Gasnebel 
angezeigt. Eine ge- 
nauere Untersuch- 
ung nach der vorste- 
hend beschriebenen 
Meütode ergab da- 
gegen einSternspek- 
truin des V. Typus. 



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- 262 - 



zufallen? 

Thatsächlich ist das Spektrum dieses : 
Sterns ähnlich demjenigen eines Sterns 
des V. Typus umgekehrt :iuF einem kim- 

a d 
15h 46.7m —65 »52'. 9.2.0rösse. Kon- 
liuuierliclies Spi-k- 
truiTi. Linien H .;. 

Hr. Hd hell. 
Die helle Linie Hß im Spektrum 
van i) Centauri und ■ Apodis wurde 
von Miss A.J. Cannon als veränderlich 

Über die Deutung der photo- 
graphlsohen Aureole um die Nova 
im Perseus schreibt E. v. Golhardt') 
■llas pliotograpiiisd«! Bild, welches idl 
mit meinem lO'/.z&UUjen Reflektor und 
glcidi grossem Objeklivpribrna (.Thailen 
habe, zdrj N"di iMl- hellen Linien HA, 
He, eine sehr helle Linie l = 386, noch 
eine achwlctiere / = 342 und einige 
schwächere helle Linien. 

Die hellste Linie ist i = 386.7, 
welche ich im Jahre 1892 mit dem 
( Hijd.rivprisnui in allen planetarischen 
Nebeln yefniideii habe und welche ich 
als charakteristische Nebellinie be- 
zeichnete. Sie ist in dem Spektrum 
der Nova seil 6. April vorhanden, aber 
II iler Zeil immer intensiver ge wurden, 



schiedenchro matisctie Ab weich u ng haben 
'.inj, müssen d:e Aiuinlt cr/ctiycn. 

Im Prülljahr waren diese Linien 
nicht so hell, das kontinuierliche Spek- 
trum war damals viel intensiv«, daher 
war eine viel kürzere ffxpositiuiti/eit 
ausreichend, krallige Uikier der Nuva 
*u erhalten, und die schwächeren ultra- 
violetten Linien waren unzureichend, 
bei kürzerer Exposition die Aureole zu 

hellen planclari sehen Nebel 
>4, welcher auch die sehr helle 



iiraphic- 



:here Aureole zeigen. 
Ein wie starkes ultraviolettes Lichl 
die Nebel ausstrahlen , beweist eine 
Aufnahme des bekannten Dumbbell- 
Nebels (QC 4532), welchen ich mit 
dem Objektivprisma 90 Minuten lang 



■xp'lril! 



e Bild i 



; jet; 



■ hellsl 



I inie 



;MU/cn S-eirtniüi ist. Die zweidicllsle 
Linie ist Hf ;. = 397.0, welche jetzt 
lieber ist als Hf. 

Diese zwei Linien -1 = 386.7 und 
397.0, für welche das Objektiv ganz ent- 

■| Aslron, Nachr, No. 373S. 



= 372.7 ganz 
so, als oh kein l'nsma in den Strahlen- 
g.lng rinueirli.i^cl gewesen wärt. 

[>:e lieileld"r.n eebi-n viel Mindere 
um] lidit-c'irki re [)h'ili>;>r.ipbi-ehe Hikler 
von Nebelflecken als die Refraktoren, 
weil sie alle Strahlen in einer Lhenc 
zu einem Bilde vereinigen. Bei einem 
Refraktor lallen nur jene Strahlen zu- 
sammen, für welche das Objektiv 
adiroiliatiSicrt t>i. dir anderen vi/rdiThc:: 
die Schärfe, und dadurch, dass sie Zer- 

dic Lichtstärke 

Fernrohre Rtr Freunde der 
Himmels.beobaah.tun?. Aus dem 
Leserkreise des •Sirius* sind mir mehrere 
grossere und kleinere, sehr gut erhaltene 
Fernrohre zum Verkaufe angemeldet 
worden. Freunden der Himmcls- 
beobiidiuuiff, welche die Aiij-diatTi::^ 
eines solchen Instrumentes beabsichtigen 
und sich dieserhalb au mich wenden, 
bin ich zu jeder gewünschten Auskunft 
gern bereit. Dr. Klein. 




= Virsiois in K. i |„:-.-.u..:i in Ii. 

;i Sciirnli in Ki'iijmikriuii in Rclia.wn-.iini mir iln 
" kur in Konj. in Reltasc. mit Saturn. Mtrfcur I 
iur in Konj. in ReLtasc. mit liipü' r. '■.'„■,: ,. r i 



js in Konjunktion In Kektuccnston mil d< 

.M..I-. >:■ iü .:„■'!■.■:;,■, I„.li....rntii».h.| 
l- iiiii"! •:• F.VU:w II-:. i- .! 

.Mcrtiir in Knill, in ReWtst mii Mars, Mtrk 

i, VüVini-, 1:1 k:.||-. i:l :n Ui|- - ;.f i r : |..|| r:i 



— 264 - 
Plane ten-Eph ein eridcn. 



Mittlem Berliner .Wittas» 







D tlj . ' 0bertr 


















»ihm 



1 J 3 * 16 5 



i,-, a« .-.» aa''". 
an ai a a7d8 

35 Sl 26 1207 



Miltluer Berliner Mitl.i^. 



7 1! 2-72 j-SJ 2 34-6' 21 56 
7 II l»1!9 1 33 5 13-8 21 19 
7 IG 22-63 !-ÜJ 7 32-2 20 11 




SuTiili-.xl l .\-kirl'j.:ii dmrli <lr:i Mmul für Berlin 1902. 



|.iuiii( ::. Ca,;"-: A,]k.- der Nin.;i-lhjiM-: :;4iu '- '„kirn' 
l:"riirli!in..:v,iinl;,>l iIit I>.1l! iili.T tkr Rin^i-hf! 
ir 10. Mittlere Schiefe der Ekliptik 33» 27' 



Jupiter und Sat Ii rr 



d im Januar 1402 nicht zu beobachten, 
in in Köln. - Druck von Oskir Leiner in Leiplie- « 



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I 



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Band XXXIV. (1901.) 



tieft 12 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centralorgan für alle Freunde und Förderer der Himmelakunde, 

Herausgegeben 

unter Mitwirkung hervorrau ender Fachmänner und astmaomiachir Schriftsteller 

von Dr. Hermann i. Elein in Köln «.[Rh. 
Dezember 1901. '^BefeÄ^™ «^St-^™ 1 " T«™,. 

Jeden Monat 1 Heft — Jährlich 12 Mk. 
Verlag von EDUARD HEINRICH MAYER In Leipzig. 



:■- flu «dl Ut-r Jen«.-;,!:..,!,!,- in: FAi.» l'jnj. S. 2Sf. fi f L-^cin 



Der Erdschein auf dem Monde. 

Hj&jtT p1uis|'liiiri!.i'lii; Schimmer, in natürlich eine Rulle. In jüngster Zeil 

'ti^Sä welchem mim einige Tage vor iml It. H. Kinihüll sich eingehend mii 

oder 1 1 n c ii dem Neumonde den '(.in der diesem l'mhlem bfiehahig:. '| eeraub.w 

imc.iie rileht crk-ue-ilcu-ii Teil der Mund- durch eine Bcoliachhing v i i i U. C. 

seheihe crbliekl, wird bdiiimitlich vor- Liunsden in Toronlii. Derselbe bemerkte, 

ursacht durch da* Licht, welches von dass am 22. Marz 1901 zu einer Zeit, 

der Erde auf den Mond zirTÜeksirariit. welche 11 Uhr bis Mitternacht nach 

Die [ri;t:nsi;;i: :iie-cs aschiarbeiicu St-liiin- (ircriiwichcr Zeil entsprich!, dai ,1-eti- 

niers ist zu verschiedenen Zeilen -ehr graue Licht des Mondes so intensiv 

ungleich. Schon Lambert und Schröter erschien, dass reibst mit blossem Auge 
waren hierauf aufmerksam geworden 1 darin die dunklen Flecke der Mond- 

und erklärten die Thatsachc dadurch, -ebtibc leicht i-rkamil werden konnten, 

dass zu gewissen Zeiten der Motid I. mieden gliinbtc, dass diese ausserge- 

vorzugsweise von den grossen Fest- wohnliche Helligkeit des Erdseheines 
landmassen der Erde Lieht zugeshahlt j im Monde dadurch verursacht worden 

erhält, zu anderen aber von den ocea- sei, äaa damals eine sehr grosse Fläche 
nischen Teilen derselben, welche weniger 

Helligkeit ausstrahlen Auch der Zu- ,-. Mnllth1v Wcather Review inni Mai, 

stand der Erdalm. Sphäre spielt dabei r . a>i. 



der Erde bewölkt war und dadurch 
dem Monde mehr Licht als ucwoinilich 
zuwandte. Zur angegebenen Zeit stand 
oh- Sniiiic iüi Scheitelpunkt eines Ortes 
der Erde, welcher ISO" Lange und 
0" 40 : nördl. Br. hat, der Mond im 
Scheitel eines Ortes 132» in Länge 
wesllich von jenem und von 15 u 7' 
nur,;]. Hr. Kimball hat nun eine karte 
iiiorlilognlphisi-herPr: jjektioiu-imeorfeu, 
welche also die Erde für den Hcschanei 
als Hache richuibo zeigt, und zwar die 
westliche Hälfte, für den Horizont eines 
Ortes, dessen Zenith in der Mitte zwischen 
den Orlen der Sonne und des .Mondes 
zu jener Zeit lag, nämlich in 10" nördl. 
Br. und 160° westl. L Es würde 
vicllcichl richtiger gewesen sein, die 
Projektion mit dem Monde im Scheitel- 
punkte zu machen, doch würde sich 
das Eudiesnlüu mein wcM-r.'lick ccrsdiie- 
ihai ge?labc;i. Die Abhildimj; i-i 
Tafel XVI wiedergegeben. Der Ort, der 
die Sonne im Scheitelpunkt ha:, ist durch 
S ]>e/eieline[. derjenige mit dem Monde 
im Zenilh dmch -M. Man eiseiitn, da.s 
die Sonne die Hälfte der Erdoberfläche 
erleuchtet, welche von 90° westl. L. 
an durch den Stillen Ocean bis zu 90" 
östl. L. sich erstreckt, während der 
Mund mir Licht empfängt von den 
äquatorialen Teilen der Erde bis zu 
138° ösil. L. Ferner erleuchtet die 
Sonne praktisch die ganze Lrdhälfte 
von l'ol zn Pol, iler Mi.ijkI aber empfängt 
kein Lieht von der aiilail.u-i.lien kv\.;'"" 
innerhalb 75" südl. Br., sodass der er- 
leudilel'.'Ti-il der f-.rdoberl lache, welcher 
ihm überhaupt Lieht /usviiiki, etwa ein- 
geschlossen ist zwischen den Nordpol 
und 7-")" südl. Hr.. sowie den Meridian 



90« 



und 13S° 



Die Karte Tafel XVI „ 
Raum den ganzen Stillen Ocean um- 
iassl. sowie die östlichen Teile von 
Australien, Japan und Sibirien und auch 
den mx'i.-steii Ted von Nordamerika. 
Diese Fläche der Erde, welche ihr Licht 
Jamals dem Monde zusandte, ist nicht 
wesentlich verschieden von derjenigen, 
die stets dem Monde 2 oder 3 Tage 



stehenden 1 'unkte der Erdoberfläche und 
umgekehrt von der vierten Potenz der 
Entfernung Erde Mond abhängt. Be- 
trachte! man die Kam-, Tafel XVI. so 
kann man die darauf sichtbaren Teile 
des f'-estlandes zu 15% und die ocea- 
nischen Teile zu 85% des Ganzen ver- 
anschlagen. Nur: hat Teissetencc de Hon 
die normale Verteilung der Wolken am 
diesem teile der Erdoberfläche ermiltel:. 
und diese Bewölkung für den Monat 
März ist in der Karte durch die ge- 
strichelten Kurven angegeben, wobei die 
nebenstehenden Z:ihlen die Rewölkinii; 
innerhalb der umzogenen Flächen aus- 
drücken. Es ergiebt sich daraus, dass 
im ganzen etwa 0.4 der Fesllaudsf lache 
mit Wolken bedeckt sind, und man kann 
annehmen, dass zwei Drittel der übrigen 
Fläche von Schnee bedeckt ist. Über 
dem Ocean betraut die Bewölkung dmeli- 
schnittlich elwa 0.6. Die liclnieilck- 
tierende Kraft (Albedo) dieser Fläche 
ist nicht so leicht annähernd zu be- 
stimmen; Kimball kommt zu dem Er- 
;'elilli"e, dass sie f li r die Clfcnclllele 

Hemisphäre auf etwa 0.44 zu veran- 
schlagen sei. Die Tagebücher der 
Da.mpier.weL'l leer einsehen k< .mite, lassei: 
ungewöhnliche Zustände der Witterung 
am 22. März nicht erkennen. Aus 
ihnen hat Kimball die mi liiere Bewölkung 
am 22. Mäiv Uitleiuachl ( ireeiuvielur 
Zeit, für einige Punkte abgeleitet. Sie 
sind in der Karte durch kleine Kreise 
mit eingeschriebenen Ziffern aiiijceigt. 
und die beigefüglcn Ziffern ausserhalb 
jedes der kleinen Kreise bezeichnen die 
Zahl der Beobachtungen, aus denen 
der Mittelwert genommen wurde Ober 
dem westlichen Teile der Vereinigten 
Staaten war eine grosse Fläche mit be- 
wölktem Himmel und dort fiel während 
des ganzen Tages Schnee. Zieht man 



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- 267 



dieses in Betracht, so wird die oben an- oder minder grossen Bewölkung der 
gegebene mittlere Reflex ionsfähigkeH Erdatmosphäre resultieren könnte, 
der ganzen Erdhemisphäre höchstens Aus dem astronomischen Kalender 
mn O.Ol, also nichi w^ ntlic-li, -eainkrt. (Siiius Kim. S. 31) ergeht sich, dass 
Kimball untersuchte nun den Einfluss, am 21. März der Mond in der Erd- 
wekher eine Andere, nj: des Mondes von nahe war und intoljic dieses Umstandet 
der Erde auf die Intensität des asch- . allein inusslc das sekundäre Licht der 
larbcncii I i.'hks angibt. I : i finde;, dass .Mondscheibe uciiics'.cns um ein Viertel 
dieses 27% heller sein rmiss, wenn der ■ heller als im Durchschnitt erscheinen. 
Mond in seiner Erdnähe steht, als bei Wenn daher auch zweifellos der Zustand 
mittlerer Entfernung desselben und in der Bewölkung über den dem Monde 
dieser 25% heller als in grösster Eni- , zugewandten Teil der Erdoberfläche 
fernling vnn der trde. Die griiss-lci: einen hiiiiliiss auf die I1clli.-la.it des 
aus der veränderlichen tintfcruiue; des aschgrauen Mondlichtes ausübt, so isl 
Mondes resultierenden l 'ntetschiede in derselbe dnch sehr gering und dieHaupt- 
ilcr Helligkeit des aschfarbenen Lichlcs Ursache, wc-hal:-. dieses [Jehl heller oder 
können also bis auf 52% der i;an/.cii minder hell erscheint, ist in der ver- 
Helligkeit desselben steigen. Dies ist ander! ichen Entfernung des Mondes 
aber i.ifuilur ein «ei! grösserer Itctrag von der Erde zu suchen, 
als derjenige, welcher aus der mehr, 



Die Nova im Perseus. VI. 



(Iii..-. 



LSfel XV II laut : AI..I. ,[,!:,:,; 



a Tnt.) 



i : 11.11 (;„(,: 



||jg|eziiHlich dieses Siems liegt nun j ^ 

nächst die Position derNovaam Himmels- ' 
üewitll'e aiihcirui't, ff wurden an acht 
Nächten ™m 24. Februar bis 3. März 
am .Meridiankreise Uesfimmmii'ei! aus- 
geführt, welche folgende Position {für 
1901.0) ergaben: 

Rektascension 3 » 24» 28.086s 

Deklination + 43" 33' 54.03". 

Im Februar und März wurden am wurden auf der Lick- Sternwarte seit dem 
30 zolligen Refraktor sämtliche Sterne, 24. Februar so oft angestellt, als die 
die innerhalb eines Kreises von 3' Halb- Witterung erlaubte. Es ergab sich, dass 
niesser um die Nova sichtbar waren ' kI " neuen Siems von Anfang 
mit" dieser durch Ii verinu lei kliche hltctliitäls^hwankun^eu 
und dadurch eine Kai:c der I rmm-hms-, zeigte, doch lies, sich eine Periodizität 
der Nova erhallen. Im Juli wurden derselben nicht feststellen. Die lei/u- 
melucrc dieser Mcssur.-en wiederholt I Iclligkcitsscbai/iiris;, v. clckc IU i. AitLcn 
und noch einige feine Sternchen nach- 



g: 14.0 . p; CO 

h:13.8 . q:13ü 
Helligkeilsschllzungen 



Nova 



, l.irN-t ihsL-rial-.il Inivershy ..1 C.ili- 



der [.icji-Slcrnwarie mdteili, nicht 
für Juli 27 die Helligkeit der Nova 
= 6.75 Grösse. Beobachtungen von Joel 
Stehhill;, auf demselben Observatorium, 
welche vom 2(\ Juli bis /.um lü. Senf, 
reichen, zeigen, dass der Stern während 



dieser Zeil nicht weiter abgenommen 
hat und etwa 6.6 Grosse blieb. 

Von grösster Wichtigkeit sind die 
Spektra skupischen Beobachtungen der 
Nova und diese wurden auf MI. Hamilton 
mit verschiedenen, den jeweiligen 
Zwecken am besten angepassten, zum Teil 
eigens für die Beobachtung der Novaher- 
gcrichlelen Apparaten ausgeführt. Als 
Vergleichslinien wurden diejenigen des 
Eisens, Magnesiums, Natriums, Wasser- 
stoffs und Heliums benutzt und die 



teilweise, sodass der Konirast zwischen 
den hellen und den dunklen Banden 
sehr gering war. Die H^-Banden waren 
leicht sichtbar, dagegen die Hj-- und M iV- 
Banden schwieriger, eine Folge der zu 
starken Dispersion des Apparates. Der 
allgemeine Charakter des Spektrums 
wäre von einem Ein -Prismen-Spektro- 
skop viel besser wiedergegeben worden. 

Februar 25 wurde das Spektrum 
mit einem kleinen Spektrographen auf- 
genommen und zahlreiche helle und 



Wcllenlängeiibestiinniungcii aut die dunkle Linien leicht wahrgenommen. 

Hartmann - Cornu'sclie formet basiert. Die Banden schienen identisch ru sein 

Am 24, Febtuar wurde das Spektrum mit drnpiigen. welche das Spektrum 

von HA bis Hfl mit dem Mills-Spcktro- der Nova Anrigae .m Februar 1852 

graphen aufgenommen. Die Wasser- zeigte, aber in letztem! waren sie viel 

jtoffbanden H<t. Hf und H/f waren schmaler und die Kontratie traten mehr 

hell und ausserordentlich hrejt. sowie hervor. Ho erschien sehr hell und 

an der gegen Violett liegenden Seile an der hrtchba rem Seile vondemkone- 

von sehr breiten Absorption standen -pondiercr.den dunklen Bande begleite", 

fcrsh- 'e' S'-r.s! cr-tl cm Spik-run fcinc sein Me.le Hinte in Orange, währ- 



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keil des lüiriririiMiTlii-ln'ii Sprkl rmns, 
welches die schwächeren Streifen mas- 
kierte. Die am 25. Februar erhaltenen 
S|ii-kiri>K rammt- erstrecken sich von 
k 3830 bis k 5700. Eines derselben, 
7 fach vergrössert, ist auf Tafel XVII, 
Nu.. 1. wiedersehe:*. Sehr auifalk-rld 
sind hier die hellen und dunklen H- 
uml K-f!;uii!cn,ikicn helle [V'inpoiü'nl 



i H- 



ind K- 



18. Mlrz(Fig.2)ausgefuhrt. Sieergeben 
eine ( iesdu'.üiiliglich von 5.7 km in der 
Sekunde, mit der sich der Stern von der 
Erde entfernt. Fig. Ii zeigt eine Repro- 
duktion dieser H- und K-Region vom 
'>). Februar. Nu:. 4 und r i zeigen nach 
Aufnahmen vom 28. Februar und 'J. Mar; 
die Region des Spektrums um die D- 
Linien. Aus den Messungen der Ver- 
schiebung der H- und K-, sowie der 
!>,- und i)., -l.iiiicn an verschiedenen 
S]>ekin>;;r;i[ilicii. er^iclv sieh im Mitiel 
eine Geschwind igkeit der Nova von 
4- 5.4 km in der Sekunde und diese 
blieb, wie alle späteren Beobachtungen 
ergaben, durchaus unverändert. Die 
ersten Beobachtungen, nachdem dieNova 
achtbar e;cwurdcn. 



snibhaiitic Ii.- I nur ütieiiimbaade H. 

Die gegen Violett liegenden Häuder der 
hellen Händen sind überall scharfer be- 
grenzt, mit Ausnahme der K-(lande, wo 
das Umgekehrte derFall ist Die nächsten 
l'lii'li';;rapl]ien des Spektrums wurden 
mit demselben Apparate am 15. März 
erhalten, während in der Zwischenzeit 

<J.i- Spekiliim -kii br:rarlulk'h ecälldcrl 
hatte. Noch deutlicher zeigte sich diese 
Andenm-in den am 1 S. März erliallenen 
Pliuliigraphien. I>ie Sp ; -I;1 rr i i^:-nr:i n ll: 
vom 13. März ergaben, dass die K- 
Han.ic verselr.vinKloj war, vielleicht war 
das Gleiche auch der H-Bandc beschie- 
den, doch war dies nicht festzustellen 
wegen der Überlagerung derselben 
durch die Hf-Bande. Die feinen H- und 
K-Linien waren geblieben. Die Banden 
mil den Wellenlängen /. .lfi2Q und ;. 4075, 



n 0. Juli 
auf' di 



•eigt, t 



e Prof. 
:hien das Spek- 



, Spek 



aut ik 



«eiche 
5. April et 



bei k 4583 und l 4632 bis 4000 sind 
nicht ciithaiitii auf d' u ^\knoi;iammcii 
vom 5. April. 

ISc/iie;lich der Bewegung der Nova 
In der des ich Isli nie wurden Messungen 
der Lage der feinen dunklen Calcium- 
linien M und K am 15. Februar, 13. und 



Nebelfleckes. 
Diriii den Mert-lfkvt-Speklreii «i-W'".-lni- 
lich sk'klharcu Linien waren ilureh breite, 
helle Banden vertreten. Die Figuren 7 
und 8 zeigen deutlich den Nebel- 
charakter des Spektrums der Nova, 
Fig. 7 zeigt das Spektrum der Nova 
am 15. Juli 1901, Fig. S das Spektrum 
des Nebels Nü K No. 7027, im Schwan 

(« 2li 3m ä + 41° 50 ). Dieser Nebel 
erscheint wie ein Stern 8.5 Grösse von 

1 Durchmesser und hat nach Burnham 

2 helle Kerne. Im Auftrage von Prof. 
Campbell hat Joel Stebbins wahrend 
des Monats September verschiedene 
Speklrogramme der Nova Persei mit 
dem Oosslcy - Reflektor aufgenommen, 
wobei der kleine früher von Keeler 
i.[ebraiieliti S-ckmiijraph iiciuilit w urde. 
nachdem ein Prisma und Linse aus 
Quarz daran angebrachi wurden. Auf 

<J Banden zwischen den Wellenlängen 
k 3870 und k 5010, welche Campbell 
und Wriylu auch bei ibaelilel hahen. 
ausserdem noch 2 helle Banden im Ultra- 
violett; deren näherungsweise Wellen- 
längen sind X 3460 und 3390. Die- 
jenige bei l 3460 ist sehr hell und 
wird auf der Platte nur allein von der 



— 270 — 



Bande ). 3S70 iihertroüen, sie fällt ihrer Di« sdidtihare Nebelliiille tun die Nova, 

[v.sition nach zusammen mildner Link-, welche Hinitnarion Antoniadi und 

welche Palmer im vergangenen Sommer Pro;'. Wolf in Heidelberi; auf ihren 

in den Spektren bekannter Ndieiilecke Photographien uns lüi-s^ju Stern erhielten, 

entdeckt Ii :ii. Die? spiichtsehr /n< hittsien wird nach Stehhins wahrscheinlich durch 

der Annahme, dass das Spektrum der die Strahlen der Wellenlänge /. 3460 

Nova liascuige eines Nebels ist; ebenso hervorgerufen und nur eine optische 

ist wahrscheinlich, dass die I'.atuU; hei 'IVliisl-Iulhjj. Über ilen wirklichen Nebe; 

/. 3390 einer noch nicht au (Rellin denen sehe man S. 284. 

Linie in den Nebelspektren entspricht I 

Die Ausmessung photographischer Aufnahmen 
von Sternspektren. 

ßftjjurdi die phatographische Auf- Sternen zu benutzenden Spcklrallhiicri 
fäSsa. nähme da Spektra dn iixsterne und die Festsetzung ihrer Wellenlängen 
ist unsere Kenntnis der chemischen /.n- hat jiiriiH IV. J. I lartmanii eine M-ichiigc 
sammensetzunj; und der physikalischen Abhandlung veröffentlicht, 1 ] der wir 
Zustände dieser Sterne erheblich er- folgendes enlnehmen: 
weilert und fester begründet worden. ! 



Denn in der l'hotographi 
die dunkeln oder hellen Spektraiii 
deren Lage und Deutlichkeit chai 
rijlisdi c l'i t die Konsumtion derHittn 
körper ist, vollständige! 



graphen hergestellten Aufnahmen be- 
sitzen einen so hohen Grad der Schärte. 
: dass es notig ist, auch zur Ausmessung 
■ der Hallen und ,1,1 [(edttktion dev Mcs- 
iinü utnaui.'!' sttnnen niiiiMdisi cvakle MeThodcn in 
mittelbar durch Anwendung zu bringen. Bei den alleren 
"Zeichnung oder Ausmessung de: Spddnt derartigen Messungen, die zum Zwecke 
gescliehcn könnte. Die Ausmessung der lieitiiuiuuiig der Linicnverschic- 
katm vielmehr ie:z: in aller Idtlie lind De- Imune« angestellt wurden, sind fast ai 



.i Methoden 



i, von Vogel 



[Sei i 



■ direkt die 

Zii.aHiinensctznilgdcsvoiideiiri.Nbternr'il Verschiebung einer Linie des Sicrn- 

mts-irahlcndcn Lichtes zu gewinnen oder sncklnuns gegen die einsprechende 

auch dieticschwindigkeit der Bewegung [.tuie des Vci giricjisspcktrums gemessen 

dieser Sterne zu heimeilen. Denn nach (Vogels zweite Methode) oder es wird 

dem sogenannten Do;'p:er'sdn.i; l'rinvip sui" die ;uis/n messende l'tolhrein mitdem- 

weiden die Spcktiallinict! nach der roten seihen Spcklroejapbcn antuen um melier 

Seilt tcrsdiüben. wenn die l_ichti|L;c[]e Sunnetispcklnim geletzt und einerseits 

lalso liier der Stern) sich vom fie.ih- die Lage einiger Linien im Slei uspckiriini 

achter entfernt, nach der eioleUcn, wenn gegen die cntspi rclicndcn Linien des 

sie well dem 1k. Ihne hier nähert. Viel- Snmiciispcldrmns, anderseits die Lage, 

tt.eli iim; solche Veischicriungcti der der kiins'.lielieii W.rgleichslinic gegen 

Spektral linien bereits nachgewiesen die betreffende Linie im Sonuenspektrnin 

v. i irden und ihre genaue I iniittchmg genns-cn. woran.- dann wieder die Vcr- 

ist eine der wichtigen Ani.L:aheu der Schiebung des Stern Spektrums gegen die 
heutigen Sternspektroskopie. 

Uber die Auswahl der bei spekiro- I 

sl.-iijiisehrr Bcwcgnligshcsmimiuiig von ■) Aslton. N.iclu. Nn. 37112—1. 



künstliche Linie hemiriieiü (Vogels eiste 
Methode). 

Mancherlei Gründe haben in letzter 
Zeit iu;:es-en einige Beobachter veran- 
lasst, die Methode der Ki'irii'iiiiw.niis- 
sung zu verlassen und eine Ausmessung 
beliebiger Linien des Stern Spektrums 
vor/rinchiiicir, bij Hdtrpnlskv. Campbell. 
Newall, Haie und Ellerman. Die Be- 
tfditiiiii!; derartiger Messungen <;riindd 
sich auf die Auisiellune; einer Oisper- 
siunsformel für das hei reffende Spek- 
trum, d. Ii. einer Formel, die eine Hc- 
iichung zwischen der \VcllcuiiiU!;c .<. einer 
Linie und der Ahlesim;: x der Mikm- 
ir.etiTSdlr.uille, mit der das Spcklrum 

ausgemessen wurde, darstellt Die Kon- 
stanten der Formel bestimmt man aus 
den Linien des Ve];deicli"pek:ruius und 
kann dann für jede im Sternspelitrum 
gemessene Linie aus der Schnuiben- 
ablcsrniL.'. das itir entsoicchfurlc i. be- 
reetmeu. Vergleich: man den so be- 
rechneten Wert mit der anderweitig 
bekannten Wellenlinie der betreff enden 
Linie, so ergiebt sich uns der Differenz 
die durch die Bewegung des Sterns 
hervorgerufene Änderung der Wellen- 
länge und hieraus auf bekannte Weise 
die gesuchte Geschwindigkeit des Siems. 

dieses \'trf«Mrcn Inn die gr rissen 
Vorzüge, dass der Beobachter die am 
bester, definierten Linien im Stern- und 
Veri'ieidi"[iekti um auswählen kann und 
dass er ferner wahrend der Messung 
keinerlei Kenntnis von der aus jeder 
einzelnen Linie resultierenden Ge- 
sdiuindiykcil lial iliü: daher die Mes- 
sungen ■! 1 1 -ic jede.-". Vorurteil ausführt. 

Dr. Hartmann giebt nun eine Dar- 
le;:iuii; des Verfahrens, wie er es, nach 
einteilender l'iiiiuug sier von anderen 
Beobachten! angewendeten Methoden, für 
die Reduktion der mit dem neuen Pots- 
damer Spektrographen aufgenommenen 
Ster:ispek1rcu ansgearheUct lial. 

Zunächst verbreitet er sich über die 
Auswahl der zu messenden Linien und 
die Festsetzung ihrer Wellenlängen. 

»Die Wellenlängen,' sagt er, »die 
man der Rechnung zu Orunde legen 



will, müssen für das Spektrum derkünsi- 
lieiieu Lichtquelle und für das des Sterns 
demselben einheitlichen Syriern ent- 
nommen werden, und als solches kommt 
jetzt allein das Rowland'sche in Betracht. 
Hierbei ergiebt sich jedoch schon eine 
Schwierigkeit daraus, dass sediit hei den 
Normailiiiieu kriwlsuiis nauz erhebliche 
Unterschiede für die Wellenlänge ein 
und derselben Linie vorkommen, je 
nachdem dieselbe im Sonnen Spektrum 
oder im Bogenspckti um lies betreffen- 
den Metalls gemessen wurde. Innerhalb 



s S[.,-k 
I für - ' 



I de- lii-x 



auf 0.021 AF_, für andere Metalle sngar 
bis auf 0.076 AE. Es unterließt keinem 
Zueiicl, dass der Lpüssle Teil dieser 
l,"i::cr.-chiedc seinen (Trum) in den be- 
sonderen Verhältnissen hat, unter welchen 
die Absorptionslinien im Spektrum der 
Sonne entstellen. In manclien Fällen 
mögen sehr nahe, selbst in Rowlands 
Au [nahmen, nicht ifd rennte Begleiter den 
Ort der betreffenden Linie im Sonnen- 
spektrum verschoben haben, in anderen 
Fällen wird aber auch eine wirkliche 
ler Wellen län ge jener Strahl en 



I iumphrcis und Möhler, Lder und Valuta 
sowie von Wilsiug ist es nicht mehr 
zulässig, die Wellenlängen der Linien 
eines leuchtenden Qases als absolut 
konstante Zahlen 7.11 betrachten, joiiilevn 
dieselben sind in einem Betrage, der 
für die neueren StcrnspekLrigraphcu 
durchaus merklich ist, von dem Drucke 
des * iases und wahrscheinlich auch noch 
von den weitereu physikalischen Uiu- 
sländcn abhängig, nuler denen das 
Leuchten des Gases stattfindet Es ist 
bereits von anderer Seite darauf hin- 
gewiesen wurden, elass diese Verände- 
rungen der Wellenlängen auch bei den 
spektroskopischen Geschwindigkclis- 
messungen beachtet werden müssen, 
jedoch seheint man ihren Einfluss viel- 
fach noch zu unterschätzen. Ich will 
daher hier nur bemerken, dass WDstng, 
indem er den elektrischen Funken bei 



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21 



gegen ihre l.n-jy im Spektrum einer schoben; nur für die Linien, wel 
tielsslcr'sdieu Möhre beobachtet hat. derselben Serif angehören, ist die Ver- 
weilte man diesen Beirae; als Huppler- schicbime; wieder prpporlhmal dt: 
sehe Linicnver-ehiehmie. auffassen, so Wellenlänge. Es wird daher, wenn e-r-t 
käme man au! eine ( ieschwindigkeit der Betrag der durch Druckäniterinv: 
viui dS km in der .Sekunde, üe.i.-hle! Iiurvorgcr iiienen I .iiiieiiverscllichuiie. i:V 
man nun noch die Thatsaehe, dass in die in den Siemen haupteachlieh vir- 
ilen Spektren der neuen Sterne Linien- klimmenden Elemente genau bekannt 
Verschiebungen konstatiert worden sind, i ist, ein Leichtes sein, beide Erschei- 
dic sogar auf Geschwindigkeiten von ! nungen voneinander zu trennen und 

mehreren Hundert Kil eiern iuhien ans den in einem Slcruspef trum hei'i'- 

wurden, so leuchtet ein, dass ein griiud- aehtclen Verschiebungen nicht nur die 

liehen e\]ierinieutelle- Studium aller jener t ie-ehwmdiji^eil de- Stern-, sonder 

reellen Änderungen der Wellenlängen auch den Druck in bestimmten Schichten 

notwendig ist, um den -prkin .skopisdien -einer Atmosphäre zu berechnen. 
Beweg ungsbestimmungen eine sichere , Bevor jednen die-e Vorgänge gänz- 

( iriindlai;e zu verleihen, /war wird man lieh erforscht sind, wird es ;mi sieher-ie': 

bei denjenigen Steinen vnm II. Spektral- -'ein, im Stern Spektrum stets eine e'-Vi-.-.-.-r.- 

lypus, deren Speklrum mit dem der Anzahl I inieu r.\ uir.-eu, die nuiglidi-t 

Sonne fast ideniisch ist, beinahe mil vielen ver-e.'mvr-i.-u Llemenieu ;im:;i- 

der Schicht, welche d'ie Umkehr der, bevor die eigentliche Ausmessung des 
Linien hervorbringt, dem Zustande der Sleinspektrums beginnt, auf dasselbe 
l-omter.aimosphärc so ähnlich sind, dass ein mit demselben Spektmj;raphen auf- 
die Wellenlängen de-, ^iniiiennii-ktriirii-i «ein nmuei-e- SoeiK-uspcklrum und zvvat 
ohne weitere- auch fiir jene Sicrri-pi.'ktra SM, d:i-- die ! inieu de-; Stcihspcklium- 
nahezu richtig sein ■■.ver.len. .Ml'.iu diese nalie in die Verlängerung der betretfen- 
Annahine wird um so unsicherer, je den Linien de- Snnuenspektniuis fallen; 
weiter sich das Spektrum eines Sterns zur Orientierung kann hierbei die in 
von dem der Sonne entfernt allen Stertispeklrcti vorkommende It;-- 

Konnte es hiemach den Anschein { Linie dienen. Unter dem Mikroskop 



dreh durchaus nie in der I all. I.s komme:), dass hei liem ;'.ui hochcmpii 

sieb nämlich schon gezeigt, dass. liehen und daher grobkörnigen l'kr 

im:' l')iii.kaiiileiiin:..eii be'iihendeii :inl"-e uiitiueii itc:::s;>cklrum sehr 

eiiviTsehietiim«eii einem anderen del'irucrlc und liir dv Mcssatig hra:i 

eize folgen, als die Doppler'scben, bare Linien durch das Zusammen flies 

hrend die letzteren für sämtliche /nc.ict ■■der nu-lueicr Linien de-Simu 



kür eintreten zu lassen, Jeder einzelnen 
Wellenlänge als Gewicht die von Row- 
land als Intensität der betreifenden Linie 
angegebene Zahl. Ob hiermit hui 
immer genau die richtipf Wellen liinj," 
lii-r Linie des Sleitispektnnns i;i-iundcn 
ist, lässl sich zunächst nicht sagen; 
jedenfalls ist alle; das Verfahren frei 
von jeder Willkür, und man darf an- 



lansrcii 
klein, 



i olt i 



■i) Wullen 



- aber angenähert richtig si 



Anzahl von Linien berechnete Wert für 
die Geschwindigkeit des Sterns wird 
daher von de;) zufälligen Fehlern der 
Wellenlängen ziemlich Frei bleiben und 
der Wahrheit scIkhi recht nahe kommen. 

H:r die \Vcllenl:iin.'tii der Linie!: 
dis Veinteidisspi-LtiniiH lajii-H bis vor 
kurzem die Verhältnisse nicht günstiger 
ah- ihr da; ve-ii-pektrni:. Bei de! 
i r r.-*ii üenaiiiskeit, die hier erforder- 
lich ist, kunnlen nur die Ngrmal Ii Ilten 
aus Rowlands Bogenspektrum für hin- 
reichend zuverlässig gehalten werden; 
allein liiere Linien sind so ivenii: /ahl- 



des Eisenspektrums geliefert; für alle 
-piht-reii.Mejsnntien Warden diese Wellen- 
längen von Kayser die sicherste Grund- 
j läge bilden. 

! Bei den jetzigen Sternspektro- 
1 grammen enthält die auszumessende 
Platte neben dem Spektrum des Siems 
auf beiden Seiten symmetrisch die Linien 
des Vergleichsspektrums, deren Richtung 
sehr nahe scukreclii auf der l.äsigsridi- 
tung des Spektrums stehen soll, ßei 
Hartmanns Aufnahmen hat das Stern- 
spekitum eine fireile um 11.2 m», jeder 
der iH-ide^-iti^'. ll Teile des Veleleichs- 

spektrums ist 0.3 bis 0.4 mm breit und 
zwischen den drei Spektren sind zwei 
' ' Zwischenräume von je 0,1 mm 



Breiie 



r Hauen 



II Spek 



unter. 



■i- .Met. 



i n eben jedes Stern- 
spektram lagern müsstc; dies wurde 
jedoch auf grosse Schwierigkeiten bei 
der Ficihaeltlnt)^ liihren. Hr. Harlmaiiii 
hat sich daher entschliessen müssen, 
auch die- Wellr-nläiiKcn der Yeriilcichs- 
linien selbst mit zu bestimmen, was 
Übrigens mil Hilfe der Messungen, die 
an ihn Slei n.iiiinahiiicn «eiiiacli; wurden, 
ohne weitere Mülle M]'iili;t. Die Aus- 
gan.nswerte für die Wellenlängen der 
Ve'r;;;eieh^linien wurden hierbei eben- 
falls Rowlands Sonnaispcktrum ent- 
nommen, wodurch der streute Anschltiss 
an da- für die Wdl.n'aiiy.cu des Slerr.- 
spekniiins angenommene- r-v-iem aksolut 
gesichert ist Erst in letzter Zeit, als 
schon ein grosser Teil seiner Rechnungen 
beendig war-, l,,n Kawr i.-iii-.' sehr wert- 
volle Tabelle von Normal -\Vc:kni an.: :eii 
Sirius 1901. Heft 12. 



ein Mikroskop mit folgenden 
eii:iiehlnn..;en. Ausser der zur eigent- 
lichen .Melinit; dienend! n Schraube, 
wddie den Ubickttisdi in der Kidiiiinj; 
der Längsausdehnung des Spektrums 
(i-UiciiUiiiif) verschieb:, ist noch eine 
ih/.\i seil krcdlte iiewciiiin« jer.i weder 



beliebi..:v,- Fnlfemung parallel zu einem 
der testen Fäden dtislellcu liisst. sodass 
mau ein Doppel faden paar nm heliebii:<--r 
Disian/ lu-i-ielk-ii mihi. Endlich ist 
noch der Okularteil des Mikroskops um 
den Doppel- 



iaden 



»Sehr; 



Genauigkeit einiges 
werden. Dr. Hartmann kommt zu dem 
Ergebnisse, eass sidi hei si ir;>fä[tie.er 
Messung einer guten Platte der End- 
wert mit einem wahrscheinlichen Fehler 
von etwa ±0.1 km bestimmen lässt 
■Um diese Zahl mit der Genauigkeit 
anderer astronomischer Messungen in 
Vergleich zu setzen,- sagt er, will ich 
nur beiläufig erwähnen, dass hiernach 
2. Ii. eine Bestimmung der Sonnen- 
parallaxc auf spektroskopischem Wege 
Aussicht auf gutc:i trfuli; haben würde. 
Infolge der Erdbewegung ändert sich 
im Laufe eines Jalires die scheinbare 
( ie-div.'mdiykeii von Sternen in der 
Ekliptik um rund 60 im. Gelingt es 
ih:ier,.speUri'sku|iisch den Reinig dieser 
Änderung auf U.l km, d. h. auf ',,„„ 
seines Wertes, gcn:t!i i\i bestimmen, so 
würde dadurch — abgesehen von einer 
Weinen Unsicherheit iu unserer Kenntnis 
der Lichtgeschwindigkeit — dieSonncn- 
parallaxe auf etwa 0.015" genau be- 

>Soll aber,« fährt er fort, -diese 
;;msse ( ieiiauhrkcit de: Aufnahmen, die 
sich hier aus der inneren Übereinstim- 
mung der Messungen auf einer Platte 
iTi;ei>iTi hat, einen reelle» Wer» hallen, 
s.o müssen ;mdi die systentau-ch wirken- 
den Fehlerquellen, die das Sleruspeklriim 
gegen das Vergleich sspektrum ver- 
M-hieheii kiinnlen, mit der denkbar 
grösslen Sorgfalt beseitigt werden. Von 
' inenhaupt- 



der Aufnahme, sodann seine Tempe- 
latiiräridenni^ während dieser Zeit und 
endlich die Abbildungsfehler, die ent- 
stehen können, wenn der Weg für das 
Licht des Sterns und der künstlichen 
Lidllquelle nicht genau durch dieselben 
Teile der l'tismct) und Objektive führt. 

Was die Biegung anbelangt, so 
dürfte dieselbe durch die mechanisch 
vorzügliche, von Gebeimrat Vogel ent- 
worfene Konsiruklion der Apparate auf 
das denkbar kleinste Mass reduziert sein. 
Der Einfluss von Tcmperaturverände- 
rimgci: der l'risinen auf die Lage dei 
Linien ist So gross, dess es unbedingt 
nolwcndig ist, den Spekl nigra phun 
winierid der ganzen Aufnahme auf 
beglichst gleich massig er Temperatur iu 
erhallen. Ilaronann hat daher für den 
S[iekuograplien eine elektrische Heil- 
Vorrichtung konstruiert. welche ganj 
sclhstthatig dir Temperatur des Appa- 
rates beliebig lange Zal innerhalb 0,1 C 
kcinslanl erhalt. Um Abbildungsfehler 
der optischen Apparate im Hrin/ip un- 
möglich tu machen, wird in drn Gang 
dei Sirahlen vnr d.T künstlichen Lichl- 
quelle eine Mattscheibe eingeschaltet 
welche bewirkt, dass selbst bei nicht 
ganz richtiger Stellung dieser Lichtquelle 
doch imitier die ganze Fläche des Kolli- 
matorobjekts gleich massig beleuchtet 
wird, ebenso, wie es beim Sterne der 
Fall isL Dass nun durch die erwähnten 
Vo rs ich Ismass regeln die systematischen 
Fehler in der I hat äusserst klein ge- 
worden sind, geht aus der guten Über- 
einstimmung der zu verschiedenen Zeiten 
gemachten Aufnahmen desselben Sterns 



Mitteilungen über neue veränderliehe Sterne. 

tir |)r. I : . I liiitwii. in Hinüber;:. ' über Ol l-lu-stiinintuieen, Helligkeiten 
der die Sammlung des Materials und Periode einer Anzahl der in neuester 
und dieUeubachtnng der vcötuhirlidien >!eit entdeckten Veränderlichen. Aus 
SternezueinerHaupl.iiif-alicai-iili.iriigcn j diesen Mitteilungen ist das Nachstehende 
nii-vv.iiloiinin- e.emaclil, i;iei't in den entnommen. 
Astron. Nachr. No. 3744 Mitteilungen i 



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Hartwig wie folgt festgestellt worden: 
(1900.0) a = Oh 31m 18.85s 
3 = 4-79° 48' 24.4" 
Eine Periode 'dieses von Frau Ceraski 
•Ali der iviomjiranhischer] Platte- vnti 
S. Blnjko eindecktet'. Sterne;; ven 33 0 
Tauen genügt völlig den vorhan denen 
Beobachtungen. 

10. 1QO0 Herculis. 
(rt 18h 30m 55» Ü+ 25" 55.8'; 1855.) 
Die Periode wird etwa 34(1 Tage betragen. 

12. 1900 Lyrae. 
(« 18h32m 5is ö + 43° 49.6'; 1855.) 
Dil- v.m IV. Mortui- vermutete Pen', .de 
von 86 Tagen findet durch Beobach- 
tungen im Juli und August 1901 Unter- 



15. 1900 Lyrae. 
(Vi 18h 54m 22« Ä + 34M! 
Von Stanley Williams enfd 

PeliiulcmliLUcr IKjcIl lll]-i 



ode 121 Tag 
an beträgt 



(a 19h 42"" 2> 3 4- 48° 42.8'; 1855.) 
Von Hisgcn S. J. entdeckt Der Licht- 
wcclisd zeigt eine grosse Amplitude 
mit raschem Anstieg und Abfall um das 
Maximum herum. Die Perioden, lauer 
ist nahe 220 Tage, das Maximum 1900 
Dezember 9 war 8.5 Grösse, jenes 1891 
Juli 17 9.5 Grösse 

2. 1900 Cygni. 
(a 20h 28™ 10i 3 + 46» 6.1'; 1855.) 
Von Stanley Williams entdeckt. Die 
Periode ist wahrscheinlich 15.084 Tage. 
Der Stern ist merklich rot 
16. 1900 Cygni. 
(« 201' 28"' 34s 34-46" 4.2'. 
Ebenfalls rot; der Lichtwechsel 
eine halbe Grössen blasse nicht zu über- 
schreiten. 

20. 1900 Cygni. 
(„20h 59m 50> ö+ 28°49.6'; 1855.) 
Von Stanley Williams entdeckt Die 
Periode scheint 8 l / 3 Monate zu betragen. ■ 



13. 1900 Equulei. 

(<1 21h Cid 15i 6 +- 12" 12.4'; 1855.) 
Von Anderson entdeckt und irrtümlich 
dem Stcnibikk Pegasus zugeteilt. Es 
ist der erste bekannte Stern in dem 
kleinen Sternbilde Equuleus und daher 
als i< liiiir.ilci 7ii bezeichnen. Die l'eri'jdc 
wird wahrscheinlich 320 Tage betragen. 

14. 1900 Pegasi. 

(„ 22h 4n , 36« 3 + 13« 38'; 1855.) ' 
Von Anderson entdeckt. Die Periode 
scheint 6'/ ; Monate zu betragen. 

22. 1900 Cygni. 
(a 20h 54m 4Q. n + 42° 2.0'; 1855.) 
Von Stanley Williams entdeckt. Die 
von ihm angegebene Periode von 
11.'! T;i;;."i scheint nahe ricl.li,;. 

23. 1900 Andromedae. 
(u lh 3im 8' iS 4- 38» 36.3'; 1855.) 
Von Anderson entdeckt Die Periode 
dürfte von einem halben Jahre vielleicht 
nicht viel abweichen. 

68. 1901 Persel. 
<« 3h 17m 52s 3 + 43" 39.9'; 1855.) 
Von Stanley Williams als veränderlich 
angezeigt, t= bleibt n»cb zweifelhaft, 
ob die Periode 6 oder 12 Monate be- 
trägt Der Stern ist merklich rot 
69. 1901 Andromedae. 
(a 0h 43.5m 3 4. 33» 35'; 1855.) 
Von Anderson als veränderlich erkannt. 



; 1S55.) 



300 Tagen an. Nach c 
war der Stern 1901 Juli 25 11.7 Gr. 
70. 1901 Ursae majoris. 
(a Sil 57.9m 3 4-51» 42'; 1855.) 
f'.heiif.ill-.',':ti.-\iidciH'iiH:iitdcekt; Peiiink; 
vielleicht I Minute. 

72. 1901 Lyrae. 

(« 19h 7"' 37s S4-33» 10.2'; 1855.) 
Von Frau Ceraski auf den Platten von 
Blajko entdeckt Die Periode beträgt 296 
Tage. 

73. 1901 Scutl. 

(c 18h 46m 20> 3 — 12« 46.9'; 1855.) 
Von Frau Ccraski photographisch ent- 
deckt und .ili dem Al.c.-oUvr.iiä an^eliörib; 
bezeichnet. Der Lichtwechsel öber- 
schreilei jedenfalls eine halbe Grössen- 



- 276 — 



%3sA der J ii pif er -Oberfläche auf der 
Podm:inic/!iv - äiernw-artc in Kis-Kartil 
(Ungarn) erwiesen Iii den Veränderungen, 
die sich besonders bei den äquatorialen 
Banden gestalteten, zu gewissen Zeiten 
Übereinstimmungen, die auf eine Perio- 
dieität der Erscheinung deuteten. Dr, 
Wonnszck mach darüber folgende Mit- 
teilungen; 

D i e B eobacblu n gc n a u f der Stern wa rt c 



veranstaltet. Bei jeder Beobachtung 
wurde i'i ii(. L /eielmur]« tler < Iberiladie 
Jupiters anp. eiert igt, um die Verteilung 
und Schattierung der Bänder, deutlicher 
wie j t -de Hesdireilnmji. wiedergeben /u 
können. 

Zunächst war diu üiii:ali>rialc Region 
der Jupiter-Oberfläche von zwei breiten 
und sehr dunkel getarblen äquat'rvi.ilei] 
Bändern bedeckt, die einen hellen, itigclb- 
liell-weiiScili Tun KlaKzenden Zwi-dien- 
raum lassen, der die eigentliche Äquator- 
Region ausmacht Dann entstand in 
den breiten Bändern eine Zersetzung, 
die sich von Jahr zu Jahr fortsetzte und 
mit dem gaii/li dien Verschwinden des 
iifirdÜelien ;U|u;it<iriale[i Haniles emiiijle. 
Am der jEiiiücr-Ohcriliiclii: blich dem- 
nach in dieser /ei: b!o« das südliche 
äquatoriale Hand, das auch ritm'. ch 
Starke Zersetzungen aulwies In dieser 
Zeil fand üliethaupt wenig Neigunt: zur 
Neubildung de: Binder aut de: Jupiter- 
Oreti lache statt, es war die Zeit e.nei 
minimalen fiamifciidung Nach einigen 
Monateil finden wir das südliche Aqua- 
toiialßand zum Äqualer naher He rückt 
und ziemlich in die Breill- gezogen Is 
erstreckt sich von der Südseite über 
den Äquator bis auf dessen Nordseite 
und bedeckt eine Fläche längs des 
Äquators, die 10» bis 15° in der Breite 
ausmacht Es ist die Zeit, wo auf der 
Jupiter ■ Oberfläche ein einziges Band 



Die Feriodlcltät der Oberflächengebilde des Jupiter. 

die äquatoriale Region bedeckt an der 
Stelle der iriilieieu hellen, ydilidl-wriss 
glänzenden Region. Es dauert aber 
nicht lange, bis sich auf den beiden 
Seiten der dunklen äquatorialen Region 
bandförmige Verdunkelungen bilden. 
Es entsteht an der südliehen und nörd- 
lichen Grenze der Region eine immer 
; dunkler werdende Begrenzung, die sich 
| allmählich zu den zwei äquatorialen 
l 1 Bändern ausbildet und erweitert, die zw ei 
i i gänzlich ausgebildeten Bänder werden 
- 1 dann wieder voneinander getrennt, die 
i dazwischen liegende Kegicm hellt sicli 
wieder auf und bildet wiederholt 
den hellen, gelblich -weiss Hän/enden 
Zwischenraum. Das ist die Zeit der 
maximalen Bau dbil düng. 

Aus den Ueiibaelihiii^i-u und Zeivh- 
iiu Ilgen, die seit 1856 von verschiedenen 
Astronomen an verschiedenen Stern- 
warten erhalten wurden, ergiebt sich 
eine Periode, die im Mittelwerte 
1 1.76 Jahre umtasst, mit einem wahr- 
scheinlichen Fehler von ±0.13 Jahren. 

In dieser Periode finden wir eine 
maximale und eine minimale Band- 
bildung. Das Maximum und Minimum 
fiel in die folgenden Jahre: 

Maximum: 1S56.0, 1867.3, 1879.7, 
1891.7, 1903.0; Minimum: 1861.0, 
1873.3, 1884.1, 1896.4. 

Das nächste Maxmi-jm ist im Jahre 
191)1.0 /<• erwarten, das nächste Mim- 
in um 191)8. 

Die Beobachtungen zeigen auch, 
dass ein Man.mum auf da> Minimum 
in 61 Jahren, ein Minimum aul das 
Maximum aber in 4.u Jahren folgt. 

Die Periode der Erscheinung üt 
dieselbe, die der Planet hratcht, um 
seine Bahn um die Sonne einmal zu 
beschreiben. Es liegt also nahe, die 
Uandbildung auf der Jupiter-Oncrilaclie 
als Wirkung der Sonne zu betrachten. 

Demzufolge hat Dr. Wonaszek unter- 
such!, in welchem Punkte seiner Bahn 
sich der Planet befindet in jedem ge- 



- 277 — 



yebei'.en Falle des Misii 

Die Kecluuui!; cr:;ab, das? das Maxi- 
mum der Bandbildimji in einer Zeil 
vorkommt, wo der Planet In seiner 
Bahn eine heliocentrische Länge im 
Mittelwerte von 339 > 5.Q 1 besitzt Hin! 
seinem Perihel im Mitfei um 30» 9.5' 
vorstellt. 

Das Minimum der Randhilduug er- 
eignet sich dagegen in der Zeit, wo 
der Planet eine heliocentrische ULui;e 
im Mittel von 130*55.1' hat und seinem 
Aphel im Mittel um 61" 27.5' vorsteht 

Dieses Ergebnis ist um so auffallen- 
der, als die Nei.L[i|[ji; der Aiiirator-[".bet;e 
des Jupiter ge^en die Halm dieses l'lane- 
ten bloss 3 0 26' ausmacht, die Wärme- 
zufuhr des Jupiter also keinen grossen 
Schwankungen unterliegt. 

Der Umstand, dass der sogenannte 
■reite fleck-, auf der südheheu rlalli- 



kugel der jupiu-r-' iln: fLirli 



;ichilMrst 



vird und 



Bandbilduug, deutet am" die \Vi:kimi> 
einer Altraktionskraft. Die periodische 
iiandbildunj; auf der Oberfläche Jupiters 
wäre also eine firzi'iijj'iil;* der Allraktions- 
kräfte der Sonne. 

Der Planet steht in seinem Aphel 
SlO.O-l Millionen km und in seinem 
Perihel 730.01 Millionen fan entfernt 
von der Sonne, Bei den 74.63 MM. km 
umfassenden Schwan klingen in der l.:nf- 
femung ist es leicht denkbar, dass die 
mit dem Quadrat der Enlferiiiir.« nin- 
s;eki-tirl wirkenden AtlrakttonsLrätte der 
Sonne auf die zähflüssige, magmaartige 
Masse der Planeten eine wechselnde 
Wtrkuny ausüben, die de; Frsehcinun:; 

: der Flut und Ebbe unserer Erde gleich- 

' kommt. 



Die Excentricität der Saturnringe. 



[i| Hin Jahre 16S!spiaeli der Kanonikus 
HUB! Gallet 1 ) in Avi^iniEi die Meinung 
aus, dass bisweilen die Kusel des Saturn 
iticld L[ena:i in der Mille des Zinses er- 
scheine. Wenn Saturn nahe der östlieheii 
Quadratur ist, so steht nach <iallel der 
.Mittelpunkt seiner .Scheibe dem oslheheii 
Rande des Ringes näher. Nach seiner 
Ansicht wäre diese excentrische Stellung 
lediglich eine Wirkung der Phase, welche 
In der Quadratur die Scheibe des Saturn 

am 27. Dezember 1826 wahrzunehmen 
glaubte, dass 5 ) der dunkle Raum zwischen 
dem Saturn ringe und der Saturn Scheibe 
im Osten (also rechts) von letzterer 
breiter sei als im Westen (links). Harding 
in aöttingeii bestätigte diese Wahr- 
nehmung und teilte sie F. W. Struve mit, 
der dann am Dornale! Refraktor 1 $2'$ 
Messungen darüber anstellte und den 



Unterschied zu 0.215° bestimmte' 
Hessels Messungen 1830 zeigten etwas 
Ähnliches, doch mit rjeriutjerer Sicher- 
heit. In den Jahren I S} 1 hi a \Stt 
beobachteten ijieiehi'eiti;; Schwabe /u 
Dessau und deVico zu Rom und kamen 
zu dem Krgcbnisse, dass die Excentricität 
des Saturn rini^es veränderlich sei, doch 
konnten sie eine Periode dieser Ver- 
änderung nicht ermitteln. Abgesehen 
von Struves und Bossels Mes.' 



I Heo 



Ringes bis 1840 
indessen nur Schätzungen der schein- 
baren Breite des dunklen Zwischen- 
raumes zwischen dem Rande des Saturn 
üttd dem inneren Rande des hellen 
Doppelringes. Oallets Wahrnehmungen 
wurden jedenfalls an einem sehr un- 
vollkommenen Fernrohr gemacht und 
diejenigen von Schwabe an einem Fraun- 
. hofer von nur 3 1 / a Fuss Brennweile Ob 
; aber eine Stellungsdifferenz von höchstens 
■ in einem alten, mittel massigen Fern- 
j rohr, wie Gallet nur benutzen konnte, 



. dürfte doch 
zweifelhaft sein; selbst an einem Frauti- 
hofer'schen Refraktor von ca. 33'" Öff- 
nung ist es kaum mf.glidl, über einen 
50 kleinen Ij'uie.rsdiic-d mit Sicherheit 
uadi Schalung /.i: midlc-n. Daziikitimnt, 
dass dem inneren Rande des liellen 
Ringes der sogenannte Crapring anhangt, 
der zwar von Schwabe 182» nicht er- 
kannt wurde, dessen Vuriiandcuicin aber 
jedenfalls das llrleil uhcr die llrcite des 
dunklen 7i*:schenraunifs /wisrheu 
lielloin Ring und Saturn n.rhl erleichtert. 
Sonach acheir.t die exitntr;sc!ie Su-II'joi! 
des Saturn in seinem Ringe nur als Ver- 
mutung Sfhwahps, die durch W. Mruve 
I82S ihren Sicheren Narhwen erhielt. 
V. Struve fand'! ISSI ..... 15-ZuUer 
zu Puikowu aus seinen .Mcsunutn keir.e 
excL-iiiriiclne Stellung des Saturn und 
hierdurch fand die weitere Vermutung 
Boden, dass die ['-Amiäriciiäl de- Rmg- 
systems veränderlich sein möchte. 
Wahrend der günstigen Stellung Sa tu ms 
in den Jahren IS54 Iiis lS'iÖ hat Sccd.i 
in Kim. fiic l"'rai.n- nad. der elliptischen 
Gestalt des Kinnes und der Bewegung 



und als Periode 

derung 14.428*. Im Jahre 1896 ha 

eiilSüi-Lvheiül ein. r AriliiirdcrliiL;' vir 
l'roi. Seelisjcr, !J:\ W. Villigcr ar 
I0.5zolligen Refraktor zu Mütiche 
liciibadiinn-cii filier die lliceutridti 
des Salumringes begonnen und teill 
die t:rgcbm; : sc, zu denen er bis jet; 
Melanie, kiir/lidi mir."] Wahre-nd jene 
Op|io,i-,ii,ii (iS'ifij \-.iu er bemüht, a 
denselben Abenden die Messunge 
tni'srlidis: lauge Zeit au/uslclic'] . Li 1 

peiiiHÜselieii Änderungen zu ermittelt 
ohsdioii damals von Mai 0 bis Juni 3 
an 21 Ab'Tidcii i'-eohaehtet wurde 1 1 r r : 
dabei an l ) Abenden die Messunge. 



Über mehr als 2 Stunden ausgedehnt 
werden konnten, so war das Resultat 
di>dt ein negatives insofern, als sieh 
solche kurze Perioden (von 9in und 
8.2*) nicht mit Sicherheit feststellen 

Gelegentlich der Reduktion dieser 
Beobachtungen von 189b hatte Dr. 
Villiger die älteren Beobachtungen 
zusammengestellt; es war dabei seine 
Absicht, die obigen kurzen Perioden 
durch andere Messungen sicher zu stellen. 
Alle Versuche nach dieser Richtung 
waren erfolglos. Diese Zusammen- 
stellung aller vorhandenen Messungen 
ergab aber in ganz anderer Richtung 
ein eigentümliches Verhallen. Die Über- 
sicht über die Farlenmikrometer- 
messungen zur Bestimmung der Ex- 
eentridt.it der Sa;tirt:ringe zeigt tiamiidi 
deullieh periodische Veränderungen, 
deren Periode Vil liger damals auf 
etwa 9.5 Jahre schätzte. Dieses un- 
erwartete Resultat bewog ihn, den 
ileoi'scliumi^iiiiidr- für die n.'id^k'ii 
Jahre < uvas abzuändern und er wardem- 
/.llinlge mehr daran! hr-daclit. möglichst 
vieOcHeiibadHuitgsah-cride/u h,-kt>mt:ien, 
als an ein und demselben Abend die 
Messungen auf mehrere Stunden aus- 
zudehnen. 

Die Untersuch im«; der säuuliclic:! 
lieiib.ieh Hingen von 1880 bis 1901 ergab 
als l'eriodcndaucr für die Änderung 
der fixccntricilät 9.26 Jahre, doch werden 
mii liiesem WViie die Ik-eitncliuingeu 
von 1828 und 1851 nicht gut dar- 
gestellt, sodass Dr. Villiger die Ver- 
mutung einer sekulaien Änderung der 
Excentricität ausspricht, deren Periode 
sich aber aus den vorhandenen Beob- 

[ achtungen nicht ableiten lässt Bleibt 
man bei den Rechnungen von Dr. 
Villip- stehen. so folgt aus denselben 
für eine rückläufige Bewegung der 
Apsidenlinie als Umdrehungszeit 
13.5 Jahre, und unter Annahme von 
40.1" für den äusseren Durchmesser 
des Ringes folgt ferner als tixcentricibit 

i iiir diese äusserst« Slellc am Salurnring 
e = 0.0016. Dr. Villiger macht u. a. 



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nachfolgende iiemcrkmLgiii: -Stil dem 
Jahre 1895 haben C Flammarion und 
E. Antoniadi die Aufmerksamkeit auf 



der Distanz des inneren Randes des 
Crapringea vom Satunirand links und 
rechts die Excentridtät abgesehätzt 
Direkte Messungen dieses Abstandes 
sind leider aus den letzten Jahren nicht 
vorhanden. Bemerkenswert istdr.s gegen- 
wärtige 0°01.3) Verhallen der Abstände 
' lt-s i'iii.-.iLTk'Fi !iiii;;r,mdc>- vmn Saiiirri- 
rande und des inneren hell™ Ring- 
raudes Vinn Saturni-mde, deren hx- 
centricitäten nach entgegengesetzten 
Seiten stehen, [las hat zur f'olge, dass 
' " helle Ring rechts deuüich breiter 



zahl- 



ea'aen lieoiuchleiii t;cmaeliteii Walir- 
nehmungen über zeitweiliges ver- 
schiedenes Aussehen der Cassini- und 



Encke-Teilung links und rechts von 
Saturn sind gewiss auch durch die 
Verschiedenheit in den Excentricitäten 
und Umdiehnra's/eilen der 1 Yrisnmrnien 
für verschieden weit vom Saturuccntruni 
u [ 1 1 f u r i it l- Stellen des Ringes zu erklären, 
und es können nach dieser Richtung 
auch Zeichnungen oder genaue Be- 
schreibungen des auf den Ringen Be- 
merkten von grossein Werte sein. Denn 
dieselben sind imstande, Uli' Messungen 
gewissermassen zu ergänzen. Auch auf 
den Rinken leihst gelegene Punkte, 
rt'i'ldif der direkten Messung nur schwer 
oder gar nicht zugänglich sind, können 
dadurch in die ijetradunrig einbezogen 
werden. Vor allem wird es aber not- 
wendig sein, noch für eine längere Reihe 
von Jahren genaue Messungen an- 
zustellen, und der Zweck dieser Notiz 
ist auch vollständig erreicht, wenn sie 
die Beobachter dazu anregen würde, dem 
Gegenstände einigt Am'merksimlwii zu 
schenken.« 



Die letzten fünfzig Jahre der Himmelsforschung. 



jadt i iL-rU] )fn- als rkivegung-millel- 
jiuitkt unseres läxslerülMin.-. erhi 'Inn ■ 
dieser müsse sich auf der Milch- 
siiasse projizieren, ist aus dem Orunde 
unhaltbar, weil die Milchstrasse in gar 
»einer dynamisch ei! liizichum; zu ii'a-enn 
)-i\ste;[isvstem als solchem steht, dann 
alx-i aiiili. wie Mädler hemerkie, des- 
halb, weil jene Projektion doch nur 
von einem Punkte in der Ebene der 



mittler; Zug der Mildu.trasse einem 
grössteu Kveiae entsprechen. Die Milch- 
strasse zieht aber an den beiden Polen 
des i iiininds nicht :ii gteiehem Abfinde 
eoruber, sie sehneidet weder den Aqiratnr 
noch die Ekliptik in zwei entgegen. 



Indessen mangelte den Kombi- 
nationen Mädiers die zwingende Not- 
wendigkeit und sie beruhen auf unge- 
nügenden Beobachtungen. Dazu hat 
Kowalsky gezeigt, dass das von Mädler 
gefundene Verhalten der Eigcnbe- 
'.eegiLiigeii sieh für alle in der Nähe 
der Mileli-Iiassf gelegenen l'unkle in 
ähnliche: Weise zeigen muss, lind die 
Zone, welche die Minima der Eigen- 
bewegungen enthält, sehr nahe mit dein 
Qürtcl der Milchstrasse zusammenfällt, 
während die stärksten Bewegungen 
näher den Polen derselben vorkommen. 

Ü ber den physisch en Z usam men h ang 
der f'ixsternhcwegmigcn untereinander 
wissen wir zur Zeit nichts Näheres und 
wo das Celltrum liir ihre gemeiisame 
Bewegung zu suchen ist, bleibt unbe- 
kannt 

Auf dem Gebiete der Doppelte: ri- 
Astronomie standen in der Mitte des 



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Ian;.tc, sich die Aufgaben gestellt: 1.. 
killisierunL: :ilkr DoppciskTiie in 
halb ^-Wissel- Dkim/en Min On> 
hi« in 15" sii.il. Deklmaiimi. 2. I 
iiniishes:iimiuiiu; aller Sterne di 
K:iIal(iL;s am Mcridiaiiiuslrimicnk'. 
AbtciUm;; iiHi.liclh I seliarler, mitll 
Orfer, welche die Erkennung der Ei 
licweMini!,' ermöglichen, j. :\likr(ui) 



l,idiii;;k.-il die.er Sdihissiiiljjei-iiut; hat 
die zweite Hälfte des abgelaufenen 
Jahrhunderts glänzend erwiesen: beim 
! Sirius ist der Begleiter unter Anwen- 
dung sehr starker t'"e tag läser ihatsäch- 
l eli gesehen worden und auch beim 



Werke 



■t gros 



die genaueren Ortsbestimmungen der 
Qulralstcriie der lliuai sv.,Ieme imu'assl. 

Die Anzahl sann liehe:' i >oppel -.lerne, 
von denen Slruve Mikroineterm essungen 
iiiilicih.hdäiut -ich euch Ah/i-von-i"-, 
bei welchen der Begleiter unter 0. Gr. 



Vermutung einer physischen Ursache 
derselben geführt Die von ihm ge- 
gebene Forme;] zur Daislcüiine. ;:er 
Distanzen und Positionswinkel deutet 
an, dass die Ungleichheiten sieh er- 
Icr der Annahme, der 



L-r.ifejrnt._i 



r Hau 



Bei den einzelnen Klassen wurden 
von Struve die Doppelsteme nochmals 
in hicidae und it!ii|tuc uiitc^c.hie- 
iien. je nachdem der Begleiter heller als 
8. ür. ist oder darunter bleibt. 

Vull iiieVeleil dk'.er 1 1; ,ppcl»k-ii:e 

konnten damals auch schon die Bahnen, 
welche iidcs !\iar derselben um den 
gemeinsamen Schwerpunkt besehreiht, 
hcrechin.i «erden, ii []•! I luiiLi'ildi iiilnk 
im 3. Bande des Kosmos diese [Salinen 
für sechs Doppelsferne an. In den 
näelisten 20 Jahren vergriisserte sich die 



«ve;iit!^sviThälmi— .■ i.:i System ; Qiutri 
hat M. Seeliger angestellt und gezeigt, 
dass die Bewegung des innern Be- 
gleiters (B) um den Centraistern (A) 
trotz der störenden Einwirkung des 
Begleiters (C) nahe den KepIersditB 
üe.elien sreniiss crkilul. Man kana 
für C sehr bedeutende Massenwene 
annehmen, "hue die l hei ei:is1humn:jj 
? vi sehen Heeliimusi und Beobachtung 
' u L;.i:il:rdeu und man muss sogar 
'.imilieb bedeutende annehmen, um den 
]<eoh'.eiit;in;;en am besten zu i;eiuiyei>. 

Auch bei Jen I (uppel Siemen . ; Sccrpii 
und 61 Cygni zeigen die Beobach- 



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— 281 — 

hingen, dass liöchsiwslirsi-iifiiilidi ein folgende auslösen, was [las vorher- 
unsichtbarer Begleiter voriiandcrt der gehende imaufgelöst gelassen hat, zu- 
die Bewegung der sichtbaren Kompo- gleich aber auch, wenigstens teilweise, 
nenten beeinflnsst. Diese -dunklen wegen seiner zunehmenden raumdurch- 
Begieiter« leiten hinüber zu der grossen, dringende» Kraft die aufgelösten Nebel 
mit Hilfe des Speldnuknps s;i'\u>ii- durch neue, vurlu-r unerreichte, ersetzen. 
nenenEntdeckungderspektroskopischen ' Auflösung des Alfen und Entdeckung 



■iclll UiU! das-. imserclet/Ieimu^ei-Ieri) 



in dichtgedrängte Sternhaufen auf- des elek;ri--rli lcu rillenden Wasserstoffes 

gelöst, sodass um tSüt) die Meinungen zeigt, und ähnliche Speklra zeigen sehr 

filier das Vorhandensein wirklicher l;os- viel widere Nebel, die also damit ihren 

mischerNebelsehrgeteiltwaren. .Wenn wahren Charakter offenbaren, während 

man,- sagte Humboldtdamalsin Kusmos, allerdings manche auch ein Fixsfern- 

' trennt, was der licobacblimg um! was -pck-lrum besitzen und sich damit als 

induktiven Schlüssformen angehört, so sehr weil entfernte Sternhaufen doku- 

lehrt eine sein eiuinclle lleiraelihiii-, meinirieu. Daun hat die f 1 1 1 ■ : L ■ ■ 1 1 1 ! i T i ■ 

dassdurdiwaelisemieVereiillkorriiiniini!! in ih n H.'inder; von RuberK \V'i>!f und 

der telesknpisclien Sehkraft allerdings Keeler i;elehrl. dass die wahre Gestalt 

die Zahl der Nebel heträclitlich ver- vieler Nebel die Spiralform darstellt 

mindert, aber keineswegs durch diese und zuletzt, dass thatsächlich die Anzahl 

Verminderung erschöpf] werden könne, und Auidchnmu; der kosmischen Ncbel- 

Unter Anwendung von Fernrohren flecke das f-'assuiii.'S vermögen der Mcn- 
wachsender Stärke wird jedes nach- I sehen übersteigt. So ist dem grossen 

Sirius 1901. Heft 12, 36 



□Igilized ay Google. 



Forscher W. Herschel am Schlüsse des 
KL Jahrhunderts eine ISestätignr.g zu 
teil geworden, die um die Milte dcs- 
selbcn in sehr weitem Felde stand. 
Unsere Betrachtungen aber dürfen wir 
passend seh Hessen mit den Worten 
A. v. Humboldts, die auch heute noch 
Gellung haben: »Jedes der aufeinander 
folgenden Menschengeschlechter hat 
sich des Grössten und Erhabensten zu 
ertreuen gehabt, was es auf der Stufe, 
zu v/ckher die Kunst sich erhöbe», als 



die Frucht freier Intelligenz erringen 
konnte. Ohne in bestimmten Zahlen 
auszusprechen, wie weit die den Welt- 
raum durchdringende ideski ipi-cltc Kvai: 
bereits reiche, ohne diesen Zahlen viel 
Glauben zu schenken, mahnt uns doch 
schon die Kenntnis vun der fiesi-hv. iu- 
digkeit de;. Lichte, das; ins Aiiffiliimiien 
des fernsten Oestims, der lichterzeugende 
Prozess auf seiner Oberfläche das 
i'ilWc siiiulidk- Zeugnis von der l:\isifii,- 
der Materie ist".. 



Vermischte 

Sonn entemp eratur. R egenfal 1 u n d 
Hungrerjahre in Indien. Norman und 
\V. J. S. Lockyer haben unlängst in 
den Abhandlungen der künigl. Gesell- 
schaft der Wissenschaften zu London 
eine umfangreiche Untersuchung ver- 
öffentlicht über den Zusammcnhan!: 
zwischen den Unregelmässigkeiten des 
Regenfalls in Indien mil gewissen perio- 
dischen Vorgängen auf der Sonne. Das 



NachFichten. 

da.vsdicTem|H;[;imi der äussern Schichte:: 
des Sonnenhelles zu gewissen Zeiten 
höher und zu andern niedriger Ist al; 
im Durchschnitt. Ihre Beobachtungen 
lies Aii-m-Iichs gewisser dmiklcr Linier, 
im Spektrum der Somienflcckc führten 
sie zunächst darauf, zwei Klassen dieser 
Linien zu unterscheiden, die sie als ■be- 
kannte', und »unbekannte' Linien be- 
zeichnen. Sie kamen dann ferner zu 




hang dieser unnormalen Regenhäufig- 
keil mil periodischen, voraushestimm- 
b.iren Vergangen au; der Sonne nach- 
ge« iesen weiden kann, dieses von grüsster 
Wichtigkeil sein würde, um zeitig Mass- 
regeln zu treffen, um den Folgen des 
zu erwartenden .Mii-nwadir-ts in etwas /n 
steuern. Schon früher hat man an einen 
Zusammenhang mit der elfjährigen 
Periode der Sonn enf lecke gedacht, allein 
der genaue Vergleich mit den Zeiten 
des Misswadiries hat keine ausreichende 
Übereinstimmung nach dieser Richtung 
hin erkennen lassen. Indessen ist es 
doch wahrscheinlich, dass Vorgänge 
auf der Sonne in dieser l.Sc'ielmng dne 
Rolle spielen und die beiden Lockyer 
haben weitere Untersuchungen darüber 
angestellt. Sie kamen zu dem Ergebnis, 



tempmtuT^^Öchsten, dagegen"?« 
sie auf einem mittleren Stande, wenn 
beide Klassen von Linien etwa gleich 
zahlreich sind. Sidll man die Häufig- 
keit dieser Linien in den verschiedenen 
Jahren durch Kurven dar und ebenso 
die I lanugkeit der Suiiticiiileckv., so er- 
zieht lieh, dass diese Kurven völlig vor:- 
einander verschieden sind. Ihre Auf- 
und Abstiege sind scharf ausgeprägt 
und ebenso die Kreuzungen. Letztere 
fallen (seit 1870) auf die Jahre 1881, 
1886 bis 1887 und 1892 und weisen 
für diese auf einen mittlem Stand der 
5.Mi]ieiuciii[)eratur hin, doch hat die für 
1S'J7 erwartete Kreuzung bis jetzt nicht 
stattgefunden. Die genannten Astro- 
plivsüer haben nun weiter untersuch!, 
wie sich die Regenfälle zu den ange- 



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mperalurscti wankungen herauiriickt. Die Thalsache, dass die 

naltcn. Sie haben zu Abweichungen des Jahres 1882 in Mau- 

ch Hilgen Indien «cwhhb, ritius und Indien gleich r.citig'e waren, isl 

wen ili.in erwarten darf, da-; die cm- nach Mickui du strenger llcwcis für 

sprechenden Vorgänge in liopi-dicti den [ 'isprnng des indischen licffCufalls 

(jcffenden am einfachsten iirul klarten zur /.eil des :iouHcnikck - Mnimlims 

sicli darsfel Ich, dann aber auch, weil in den Äiiua-.orinlrcg innen, für Indien 

.iii i it des Kcgctnalk in /eigen sich zwei Ma'ima des licgcnfallcs, 

Indien gerade zu jener Zeit sehr gestört das eine nahe um die Zeil der zabl- 

errschieu, als die Beobachtungen der reichsten Niunculkckc. das andere nahe 

ff ili.l!) Ilten Linien im Spektrum der zusammenfallend mit den Jahren der 

Si'iiiK'iiikvkr eint grosse Abweichung wenig-teu Hecken, ferner liegen die 

vom normalen Verhalten zeigten. Die Hungcrjalire in den Zeilen zwischen 

[ mtcrsuclmuff der Regen lalle 1877 bis d..'n beiden reger.™ eben Lpocucn. Sic 

1SSÜ beim SW.- Monsun ergab, dass zeigen midi l.ockyer einen elfjährigen 

in den Jahren mit Überschuss der Cyklus,tiänilich: 1837 bis 1838Hungers- 

Somicnlemperatur iihiT die miniere, in iiMi in I liir- Indien, If-Ml solche in den 

vielen Teilen Indiens ancli die Keyer.- Nordwcstprrwinzcn, 13ÖS bis 186'J 

lalle über normal wai cu. in den Jahren ebenda; lS8d 1 lungersnot in Madra-- 

ml veiiniiidei iei' Soimeii'ciupcratiir da- und den Nurdwcslprnvinzcu, 1S<H) bis 

■.regen unter normal. Solches. 1r.1t i;i isy:! llungcrs-io; in Madrid, l!riiiiba\, 

der Reffe! im ersten Jahre nach dem Bengalen, IS9fi bis 18"7 allgemeine 

minieren Zustande hervor, d. Ii. 1877 I luiigcrsuol. Hehl niiin von den Jahren 

Iiis 1876 und ISS'J bis 1887, Halen. I88S bis 1 öSCi uns, so irilll man 1871 

welche, wie Lockyer behauptet, auch, bis 187-1 Hungersnot m den Nordwcst- 

Nl'er.iiiiffs verspätet, den Maximum- und pn .vijuv'll und Iiis 1 877 solche in 

Minimum-Perioden der Sonneiiflcrkc llomhny und Ober - hallen, 18(iä bis 

nahe liegen. Die UnkTSudimig <ier ISoü in .Madras und Ürissa, I88-I in 

bhi.'i'sehtn licgcutahclk von ganz luJien Madras. Vergleicht man diese jalires- 

1875 bis 185(1. welche den SW.- und zahlen in ihrer Aufeinanderfolge, so 

deiiNO.-Mousun umfassl, zeigte während trifft mau wirklich ungefähr am einen 

eines zweiten Sonnenflcckcyklus, dass elfjährigen Cyklus, und die beiden 

vier miniem Soiiricnlempcratur eine Lockvcr behaupten, es sei klar, dass 

Abweichung des Niederschlags folgt, die Wahl -chciiilichkeil eine- Hungers- 

fcTncrergab diel. "mersuclimig der Nieder- not in Indien für alle angeführten Daten 

schlaffe im Iiimalaya, dass die liegen- h.itie vorausgesehen werden können, 

und Selmeemei:ge in den Jahren der wenn mau im Jahre IS'JÖ so viel ge- 

1 laougkeib/amalune ilei ■imbckamitcu w usst hülle ak man beule weiss . Wir 

Spc knall inu-n grösser ist. Der Reffen- kr'.nneu dieser Srlilussklgc; um; iliebl 

fall auf der Insel MauHlins erreichte beipflichten, denn die licgel uuissiffkcil 

sein Maximum in den lahreu 1.-77 und des Cvklus ist keineswegs auf ein oder 

1862, .Minima 1830 und !3So, sodass zwei Jahre verbürgt, und aus den obigen 

die Maxiina der .Niederschläge dorr 1 1 r- - Angaben iolgi. dass durchschnittlich 

gefähr nach der Zunahme rief he- mangels liegen alle fünf las sechs Jahre 

Sonnenfleck- ein Hungerjahr in Indien z" — 



Spektrums erfolgten. Die Vcr/bgci uug 
um ein Jahr, nach welchem die Wir- 
kung der Schwankung von Mauritius 
auch in Ceylon und Indien eintritt, 
einspricht dci k rwarhui;:. dass der liegen 
beim Sonnenfleck-Minimum von Süden 



Man käme also bei den Schwan- 
kungen des Cyklus aus den Vorberei- 
tungen auf Misswachs niemals heraus, 
d. h. mit andern Wollen: die berechnete 
Periode bal vielleicht wissenschaftlichen, 
aber sicher keinen praktischen Wert 



Die Lockyer haben sie auch nicht be- 
nutzt, um die nächsten Huugerjahre für 
Indien zu berechnen, was doch am 
naheliegendsten gewesen wäre. Führt 
man die Rechnung aus, so würde sie 
auf 1902 und !90Sbis 1909 hinweisen, 
wobei unbestimmt bleiben muss, ob die 
Hungersnot von [899 schon auf das 
Konto von 1902 zu setzen ist oder 

Feuerkugel. Aus Schreiberhau i, R. 
schreibt man uns unter item 3. Okiober: 
Wir bitten Sic, fol^i-iuli- !(<■■■ iltadili: ni: 
einer Feuerkugel zu veräffen Iiichen in 
der Annahme, dass diese auch von 
anderer M-ite gemeldet wird. Wir sahen 
heute bei völlig wolkenlosem Hiinmet 
zwischen I 1 ' 2Ä m und '24 m (genauere 
£eiLui.e,abe leider nicht möglich) unge- 
fähr 6° unter n Aquilae eine Feuer- 
kugel auftauchen. Aiifsnjrs von rötlicher 
Farbe in der Helligkeit eines Sternes 
1. Gr. bewegte sie sich in der Richtung 
auf Jupiter zu, wobei die Farbe allmäh- 
lich in blendendes Weiss überging und 
die Helligkeit bis zu der des Vollmondes 
zunahm, sodass du- gan/e (regend heil 
eih'iichlft wurde. |lcr sichlbarc D-irch- 
messcr wurdeaul ungefähr lO'geschatzt 
Die l-ejetfcugel erlosch plnt/lich ohne 
Delonatron und ohne Schweif bildung 
Ilt Dauer der rrjcheiiiung w.,r f'uii 
Sekunden- )r. Kohlflirt wurde das Meteor 
am südwestlich. 



1 1. i 



Nähe des Ortes Ni. 
Chaussee nach Schonbnm 
indem Heobachier das Meli 







ir 2 DU Sehnt:« 



■ Morgen fanden nur 
rm Üom.nbllclde inSchöi 

brimti Stucke des Meteorsteines.. 

Dernau entdeckte Verändernd: 
der Algolklasse 78.1BQ1 Cyg-nt rtel 
nach Stanley Wilhams Ina 20* I8-"11 
d H- 42° 46.4' {!»«>.•) Seine norma 



Helligkeit ist HL Or„ im Minimum 
sinkt er bis zur 12. Gr. Die Periode 
beträgt Jd lOli 4nm; während 3<ä2h 19m 
bleibt seine Helligkeit unverändert, dann 
sinkt sie In 3k 30m bis zur 12. Gr., 
auf welcher der Stern etwa 50m lang 
verharrt, um in weiter 4l> 10m seine 
normale Lichtstarke wieder zu gewinnen. 
Die ganze Dauer der Lichtanderiii ig 
umfassl 8h 30m. 

Die Bahn desDappelsternsi/Cassio- 
pejae ist von W. Doberck unter' Zu- 
ziehung der Beobachtungen bis zum 
Jahre 19(11 neu berechnet worden. Die 
Hahnelcmcnlc, welche er als die wahr- 
■iclu-iriltt'lisU'ii lu-trachtei, sind folgende: 
1'ml.misdtmer (P) = 177.R7 Jahre- 
Zeit des Periastrons (T) = 899.00. 
I falbe grosse Achse der scheinbaren 
Hülm Iii) = 9 4S". 

ExcenlriziLil (e) = 0.4091. 
Knoten (ß} = 78° 48'. 
T 1 1 l'r™ 1 1 ng d es Knotens vn m Pcriast ru n 
(i) -= 131° J6'. 

Neigung der ISahncbene gegen d:e 
Himmclskugrl [ü = 32° I7\ 

Nimmt man die vnn O. Stnive ge- 
fundene Parallaxe von Castiopeaae 
als neblig an. su ergiebt sich aus den 
ntiige.i H.-.hceiementen. da» die Summe 
der Massen beider Komponenten L 1 7 mal 
so gross ist als die Masse unserer Sonne. 

Nebel um die Nova Im Perseus. 

Aut der Verkes ■ Sternwarte hat O. M. 
HucVi n-ii,!iiii dortigen grossen Spiegel- 
Ulcsk.^ :n der Na. hl d<-. 20. Scpl 1901 
die Nova fm Perseus iind:hreUmgehutrg 
pt>(>t.i|:T.i|i^ii>cli aufgenommen. Das 
Sp,egelie;eskop hat 22 Zoll Öffnung 
und 03 Zoll »rennweile, sodass es 
ausserordentlich lichtstark ist. Die N'achi 
des 20. Sept. war gut. wenngle.di 
.Iii..-' i. , ■■! , i r.-,li ii — c'gcM'i'ml 
durchsichtig erschien. D:e benutzte 
C-amer-schc Platte war wohl zweimal 
so llchlemplmdhch als die gewöhnliche 
Sorte riirser photograplusclicn l'l.irtcn 
Unter diesen' günstigen Verhältnissen 



). 374a 



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K^oniernngcm überaus schönes Negativ 
erhalten Die Photographie, welche am 
Reflektor erhallen wurden, ist frtu von 
dct falschen Nebel hüllt- oder Penumhra. 
die bei Anwendung um Refraktoren 
erhallen wurde, demgemäß zeigt sich 
is: d.i :i.li">:-.lri: I* ii^K-i^..' ..." N .. i 

Itauni oder gar keine Spur des Machen 
l.ichtholes. Der Durchmesser der Nova 
ht-lräg: 20, aber in grösserer t-'ntfc:- 
nung erscheint dieselbe auf dem Negativ 
von einem sehe kmnphr :erten Nebel 
umhüllt Ks lässt sich bezüglich des 
Irtzteren nirhl entscheiden, ub er spiral- 
förmig isl oder aus mehreren konzen- 
trischen Ringstücken NslehL jedenfalls 
sind solche vorhanden. Während also 
die von Anloniadi und Flaminarlun 
pholographnrieNebelhülIcuui die Noia 
l'ersei nur eine optische lluschung 
war, ist jetzt mit Sicher heil erwiesen, 
dass der neue Stern in grosserer Fni. 
krnung von einem komplizierten Nebel - 
gebilde ump-ben wird. Die ersten 
Spuren dieser NebelhOlle hat Prof Woil 
in Heldelberg pholngraphisch erhalten') 
und dessen t:ntdeckt;ng wird also jetzt 
durch Ritchey bestätigt und erweitert 
Für die Deutung des bei Aufleuchten 
der Nova stattgefun denen kosmischen 
Vorganges ist dieser Nachweis des Nebels 
von grosser Wichtigkeit 

Einem Telegramme aus Cambridge 
(N. A.} zufolge haben pholographische 
Aufnahmen der Nova im Pcrseus durch 
Perrlne am Crossley- Reflektor der Lick- 
Sternwarfe ergeben, dass vier Haupt- 
kunden sationen des feinen Nebels, 
welcher die Nova umgiebt, eine süd- 
."issliciif f: im-iilv:« i-^ühl; vuii I Bogeii- 
niinuic i;i 6 Wuchen zeigten. Dieses 
Ergebnis ist das merkwürdigsle, welches 
bis jetzt an der Nova gefunden wur.lv 
und .uis-s-erdeni ergich: » .Iii- hei weitem 
?t,irk-ie liiv.erihewrgiiiig, die jemals in 
Fixsteraräuiiieii wahrgunumnien wurde, 
ja ausser jeder Vermutung stand. Es 
ist ein garade/n vei bliiiiemks Ki-~-iil1.il. 

Die Nova Persei ist während des 
luli imd i!tr ersten H-iiitc des Au;iii.;1 

')" Sirius 1901, S. 22i 



von Herrn Adolf Müller S. J. in Rom 
auf Helligkeit und Farbe beobachtet 
worden. 1 ) Der Stern blieb bis August I 
(.im uiiv.-iüiKierl 6.4. < ir.; seine Farbe 
war anfangs Juli rötlich, spater weiss- 
rut und seit 26. Juli fast weiss. 
Der Doppelstern ,1 Equulel ge- 

liorl /Li ilen seine k-rig,le:i < >hiekl''ii 
dieser Sternklasse. Auf der Lick-Stern- 
warte hat R. G. Aitken im letzten Früh- 
jahre einige Messungen oder vielmehr 
Seil Sunt igen der Ufsinii/ der beiden 
Komponenten versucht und giebt fol- 
gende Werte: 

1901.337 Distanz : (HL: 

1901.340 . -DJ6. 

Eine neue Sternwarte zu Untar- 
rlchtszwecken ist von der Lincoln- 
Sternwarte in Pennsylvanien errichtet 
worden. Schon seit längerer Zeit macht 
sich in Amerika das Bestreben leitend, 
lu-sorulere Sternwarten mir zum Uuler- 
richt und zur Übung für Studierende 
einzurichten, die eigentlichen wissen- 
schaftlichen Observatorien aber ohne 
Rücksicht auf UnivcrsiLilsstadle iturlhin 
zu verlegen, wo Ruhe und Reinheit 
der Lud die besten Lrfulge versprechen. 
Fin derartiges System hat sicher seine 
grossen Vorzüge und kann uns viel- 
leicht zur Nachahmung empfohlen wer- 
den. Beiiiudeis bcwidiri Inn es sich in 
Kill if'-niH-ii.do.- eil ( ■|iivei-si!;ii hi Herkhy 
eine Studenten - Sternwarte besitzt, aul 
der die Iii; die Lick-Stmiwanc aur dein 
.Miunit MaiuilU'ii lu'siiinnuen jungen 
Astronomen ihre praktische Ausbildung 
erfahren. 

Fernrohre für Freunde der 
Mmmelsbeobac-htung-. Aus dem 
Leserkreise des o-.r.us- «md mir mehrere 
grossere und kleinere, sehr gu: erhaltene 
r.nnrohie zum Vcrkaulc angemeldet 
worden Freunden da Himmels- 
i>c:>b.ichi.iiig. welche die Ansehet lung 



r gewünschten Ar--. 



1. Nadir. No. 374a 



— 286 — 

Astronom isolier Kalender für den Monat 
Februar 1902. 




DlglizoO Oy Google 



liißlii 

liflM 
lliflll 



"Iii Iii!: 1 Ei 
Ksi-ills'ii Uli 



8 !£ 
,!!'! = 



Stellungen der Jupitermonde im Februar 1902. 



Erscheinungen der Jupitennonde. 

ä6. II. Ec. D. 16" 10" äl'. Februar 26. IV. Ot R. 18» 3". 



eraingthtr: Dr. Herr 



n J. Klein In Kflln. — Druck von Oslur Ldnw In Lripilg. , 




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