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Full text of "Himmel und Erde"

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Himmel  und  Erde 


Gesellschaft  Urania 


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WHITNEY  LIBRARY, 
HAK  VA  K D UNI  YEKS I T Y. 


THE  GIFT  OF 

.1.  1).  WINTNKY, 

5/«ryü  Hooptr  PmftmiT 


MUSEUM  or  OOMPAEATIVE  ZOÖLOGY 

•rrt’ltPAVOG'^^'- 

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Jllustrirte  natunvissenscliafUiche 

Monatsschrift. 

f , Herausgegeben 

' Vori  der 

0S  Gesellschaft  Urania. 


RcdacteurDrM.  Wilb.Meyer. 


Berlin, 


Verlig  vcq  [lermann  Rietel. 


II.  Jahrgang. 


1880  00. 


Himmel  und  Erde. 

Illustrirte  nalurwissenschaftliche  Monatsschrift. 


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Himmel  und  Erde. 

Illustrirte 

naturwissenschaftliche  Monatsschrift 


Herausgegeben 

von  der 

GESELLSCHAFT  URANIA. 


Redacteur:  Dr.  M.  Wilhelm  Meyer. 


II.  Jahrgang. 


BERLIN. 

Verlag  von  Hermann  Paetel. 

18110. 


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Uoberecbtigter  Nftohdruok  »ub  dem  Inhalt  dieser  Zeitschrift  obteraairi. 
L'eber^eiztioirsrecht  vorbrbaJteo. 


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Verzeichnlfs  der  Mitarbeiter 

am  II.  Bande  der  illustrirten  naturwissenschafUichen  Monatssohrifl 
„Himmel  und  Erde“. 


Archenbold,  F.  S.,  in  Berlin  107. 
239.  345.  431.  528. 

Bali,  Dr.  L.  de,  Astronom  an  der  Stern- 
warte zu  Lüttich  159.  218. 

Beck,  Dr.  R,  Sectionsgeologe  in  Leip- 
zi);  182. 

Bezold,  Prof.  Dr.  W.  Ton,  Direktor 
des  Kgl.  meteorologischen  Instituts 
zu  Berlin  9.  65. 

Börnstein,  Prof.  Dr.  R,  in  Berlin 
207.  262.  341. 

Fischer,  Prof.  Dr.  A.,  Soclionschof 
im  Kgl.  Preufs.  Geodätischen  Institut 
303.  353. 

Foerster,  Prof.  Dr.  W.,  Direktor  der 
Kgl.  Sternwarte  zu  Berlin  463. 

Ginzel,  F.  K.,  Astronom  am  Bechen- 
institut der  Kgl.  Sternwarte  zu  Ber- 
lin 59.  110.  139.  146.  150.  153.  198.  201. 
251.  2.55.  295.  299.  .309.  342.  346.  389. 
396.  439.  447.  490.  493.  601.  537.  540. 
553.  582. 

Hell  mann,  Dr.  O.,  Mitglied  des  Kgl. 
meteorolog.  Instituts  in  Berlin  1 13. 172. 

Hertz,  Prof.  Dr.  in  Bonn  72. 

Holden,  Prof.  Edward  S.,  Direktor  der 
Lick- Sternwarte  auf  Mount  Hamilton 
in  Califomien  1.  62.  442. 

Kafsner,  C.,  in  Berlin  577. 


Keeler,  J.  E.,  Astronom  der  Lick- 
Sternwarte  auf  Mount  Hamilton  495. 
543. 

Kempf,  Dr.  P.,  Astronom  am  astro- 
physikalischen  ObserTatorium  bei 
Potsdam  24. 

Körber,  Dr.  Felix,  Astronom  an  der 
Urania  in  Berlin  .56.  104.  126.  148 
242.  347.  382.  383.  43.3.  444.  479.  482. 
522.  534.  541.  573.  580.  581.  585. 
Levin,  Dr.  L.,  OberrealschuUehrer  in 
Brauiuschweig  417. 

Meyer,  Dr.  M.  Wilhelm,  Direktor  der 
Urania  in  Berlin  226.  268.  560. 
Peters,  Prof.  Dr.  C.  F.W.,  Direktorder 
Kgl.  Sternwarte  zu  Königsberg  316. 
Putick,  Wilhelm,  K.  K.  Forstinspek- 
tiona-Adjunkt  39.  86. 

Rottok,  Admiralitätsrath  in  Berlin 
247.  377.  509. 

Sefawahn,  Dr.  P.,  in  Berlin  52.  57. 
142.  143.  144.  145.  245.  287.  399.  4.54. 
483. 

Schram,  Dr.  R,  in  Wien  519. 
Sohncke,  Prof.  Dr.  L.,  in  München 363. 
Wagner,  Dr.  E.,  Assistent  des  Kgl. 
meteorolog.  Instituts  zu  Berlin  63. 
64.  149.  155.  156.  203.  205.  298.  339. 
436.  488.  494.  585. 


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Inhalt  des  zweiten  Bandes. 


Essais. 


Seit» 


'Die  h«likalUchrn  Nebel.  Von  ProfoBsor  Edward  S.  Holden,  Direktor 


der  Lick-Sternwurte  auf  Mount  Hamilton 1.  f>2 

*Die  nenere  Witteron^skinde  und  die  Lehre  von  der  Niedersrhla^ebildnng. 

Von  Professor  Wilhelm  von  Besold,  Direktor  des  König],  meteoro- 
logischen Instituts  SU  Berlin 9.  G.i 

•Die  physische  IteschafTenheit  der  Sonne.  Von  Dr.  P.  Kempf,  Astronom 

am  astrophyaikaliachen  Observatorium  hei  Potsdam 2-1 

l'eber  die  Beziehnngen  zwischen  Licht  nnd  F.lektricität.  Von  Heinrich 

Hertz,  Prafessor  der  Physik  an  der  Universität  Bonn 72 

•Die  Anfänge  der  meteorologischen  Beobachtungen  nnd  Instrumente.  Von  Dr. 

Q.  Hellmann,  Mitglied  des  Kgl.  meteorologischen  Instituts  in  Berlin 


113.  172 

•Die  l'ntersnchnngen  Montignys  über  das  Funkeln  der  Sterne.  Von  Dr.  L. 

de  Ball  in  Lüttich I.IS.  218 

•Die  FInthbewegnng  des  Meeres  und  der  Luft.  Von  Professor  Dr.  R,  Bern- 
stein in  Berlin 207.  262 

Die  Californischen  Erdbeben  1850—1888  in  ihrer  Beziehnng  zn  den  Finster- 
nissen. Von  F.  K.  Ginzel,  Astronom  am  RecUeninstitut  der  Kgl.  Stern- 
warte in  Berlin 255.  309 

• Lothabweirhnngen  in  der  rmgebnng  von  Berlin.  Von  Professor  Dr.  A. 
Fischer,  Bektionschef  im  Künigl.  Preufsischen  geodätischen  Institut 

303.  353 

•Die  Ansichten  der  Physiker  nnd  (ieoiogen  über  die  innere  Beschaflenheit  des 
Erdballs.  Von  Dr.  P.  Sch  wahn,  Astronom  an  dor  Urania  in  Berlin  399.  454 
Blicke  auf  die  Vergangenheit  und  Gegenwart  der  astronomischen  Rechenkunst. 

Von  F.  K.  Qinzel,  Astronom  am  Rccheninstitut  der  Königl.  Sternwarte 
zu  Berlin. 


I.  Die  Anfänge  des  astronomischen  Rechnens 447 

n.  Das  Zeitalter  dor  Koroeton-  und  Planetenbahn-Bestimmungen  501 

HL  Die  rechnerischen  Aufgaben  der  Gegenwart 553 

'Die  Jnpiteroberfläcbe  im  Jahre  1889.  Von  James  E.  Keeler,  Astronom 
der  Lick-Sternwarte  auf  Mount  Hamilton 495.  543 


Feuilleton. 

•Die  hydrologischen  Geheimnisse  des  Karstes  nnd  seine  nnterirdischen  Wasser- 
länfe.  Von  Wilhelm  Putick,  K.  K.  Forstinspektions-.Adjunkt  . . 39.  86 

•Ein  Rnndgang  dnreh  das  astrophysikalische Observatorium  bei  Potsdam.  Von 
Dr.  F.  Körbor,  astronom.  Abtheilungsvorstand  dor  Urania  in  Berlin  , 126 
•Die  Sächsische  Schweiz  und  der  Elbdurcbbrurh  zwischen  Tetschen  nnd  Pirna. 

Von  Dr.  R.  Beck  in  Leipzig 182 

•Die  Urania  nach  ihrer  Fertigstellung.  Bericht  dos  Direktors  Dr.  M.  Wil- 
helm Meyer  in  Berlin 226.  268 

•üeber  Kometen  nnd  Sternschnuppen.  Von  Prof.  C.  F.  W.  Pet  ers,  Direktor 
der  Sternwarte  zu  Königsberg 316 


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VIII 


Inhalt. 


Seiii' 

•Was  dam?  Von  Professor  L.  Solinck«  in  München 363 

'Die  Hrrmannshöhle  bei  Rübrlasd  im  Uarz.  Von  Dr.  W.  Levin,  Oberresl- 

schullohrer  in  Braunschweig 417 

•Biographische  Bilder.  1.  Dr.  Carl  Ludwig  Hencke.  Von  Prof.  Dr.  Wilh. 

Koorster,  Direktor  der  Konigl.  Sternwarte  zu  Berlin 463 

Uiterseeische  vulkanische  Eruptionen  und  Keebeben.  Von  Admiralitätsrath 

Rottok  in  Berlin ."lOO 

lieber  populäre  Wissenschaft  und  Halbbildung  im  brsondem  ia  Betng  auf  die 
Bestrebungen  der  Urania.  Von  Direktor  Dr.  M.  Wilholra  Meyer  in 
Berlin 560 

Mittheilungen. 

•Zivr  Bestimmung  der  Eortplianznngsgeschwindigkeil  der  Erdkebenwelle.  Von 

Dr.  P.  Schwahn  in  Berlin 52 

Ertlbebenforschnng  auf  der  Liek-Slernwarte 54 

Sonuenllecken-Minimnm 56 

Ein  nener  Hilfsapparat  zur  Beobachtung  plötzlicher  Phänomene.  Von  Dr.  F. 

Körbor  in  Berlin 56 

Zur  t’roHschen  Theorie  der  alternirenden  Eiszeiten.  Von  Dr.  P.  Schwahn 

in  Berlin ,57 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Oktober- November.  Von  F.  K. 

Oinzel  in  Berlin 59 

Hinzurügungen  zu  dom  Artikel  „Die  helikalischen  Nebel“ 62 

Die  photographische  Himmelskarte 100 

•Komet  Brooks.  Von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin 104 

•Der  Nebel  Inder  .\ndromeda 106 

•Das  Standbild  Le  Verriers  und  die  Geschichte  der  Neptnnentdecknng.  Von 

F.  S.  Archenhold  in  Berlin 107 

Statistik  der  Erdbeben  in  Japan 109 

Erscheinnngen  am  Sternenhimmel  im  Monat  November-Dezember.  Von  F.  K. 

Oinzel  in  Berlin 110 

Dir  diesjährigen  Beobachtungen  zur  Ermittelung  der  Entfernung  der  Erde  von 

der  Sonne.  Von  F.  K.  Oinzel  in  Berlin 139 

Ueber  das  Umbiegen  der  Nebenlinsse  in  der  Nähe  ihrer  Vereinigung  mit  dem 

Hauptstrom ll'J 

Ein  Modell  der  Meeresströmungen  des  atlantischen  Oceans 143 

Das  grierhische  Erdbeben  vom  25.  .tngust 144 

Der  Vulkan  auf  der  Insel  Vnlkano  im  Aeolischen  Archipel 145 

Die  Ealbsche  Theorie  nnd  der  Einflnfs  des  .Mondes  auf  die  Gewitter.  Von 

F.  K.  Oinzel  in  Berlin 146 

Kometenmedaille  der  astronomischen  Gesellschaft  der  pacifischen  Staaten  . 148 

Meteor.  Von  Dr.  F.  Körber  in  Berlin 148 

Le  V'errier  und  die  Meteorologie.  Von  Dr.  Ernst  Wagner,  Assistent  dos 

Kgl.  meteorologischen  Instituts  in  Berlin 149 

Erscheinnngen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Dezember -Januar.  Von  F.  K. 

Oinzel  in  Berlin 15G 

Die  Beruhigung  der  Wellen  durch  Del 191 

Allgemeine  Uebersicht  der  beobachteuswerthen  Himmelserscheinnngen  im 
Jahre  1890  196 


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Inhalt 


IX 


Ersehtinani^ii  am  Sternenhimmel  im  Monat  Jannar-Febrnar.  Von  F.  K. 

Oinzel  in  Berlin 198 

Algol  als  Doppelstem  nnd  Mizar  als  dreifacher  Stern.  Von  F.  S.  Archon- 
hold in  Berlin 239 

'Die  Rotation  des  Mrrknr.  Von  Dr.  F.  Körber  in  Berlin 242 

Ergebnisse  der  Temperatnrmessnngen  in  den  fünf  tiefsten  prenfsischen  Bohr- 

itichern 245 

Strombestimmnngen  im  Nordatlantischen  Orean  mittelst  „Flaschenposten*' 
durch  den  Fürsten  von  Monaco.  Von  Admiralitätsrath  Rotlok  in  Berlin  247 
Erscheinungen  am  Sternenhimmei  im  Monat  Febrnar  Marz.  Von  F.  K.  Oin- 

zol  in  Berlin '251 

John  Murrays  Ansichten  über  die  Entstehung  der  Korailen-Rilfe  und  Atolie. 

Von  Dr.  P.  Schwabn  in  Berlin 287 

Schlagwetterexplosionen  nnd  Sonnenliecken 291 

Kosten  der  Lick-Sternwarte '294 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  März-April.  Von  F.  K.  Oinzel 

in  Berlin '295 

Beimengung  von  Säuren  in  Regenwasser  nnd  Schnee.  Von  Dr.  E.  Wagner 

in  Berlin 339 

Astronomie  in  Japan 341 

Nachtrag  zu  dem  Aufsatz  „Die  Fluthbewegnug  des  Meeres  nnd  der  Luft“ 

Von  Professor  Dr.  Börnstoin  in  Berlin 341 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  April- Mai.  Von  F.  K.  Oinzel 

in  Berlin 342 

Die  deutsche  Plankton-Expedition.  Von  Admiralitätsrath  Rottok  in  Berlin  377 
Stemenstrablnng  und  Temperatur  des  Weltraums.  Von  Dr.  F.  Körber  in 

Berlin 382 

Znr  Theorie  der  veränderlichen  Sterne.  Von  Dr.  F.  Körber  in  Berlin.  . 383 

Astronomical  Society  of  the  Pacific 38.5 

'Bnjis  Ballst 386 

Falbsche  Theorie;  Statistik  nnd  politische  Ereignisse.  Von  F.  K.  Oinzel 

in  Berlin 389 

Schwankung  der  Erdaxo 395 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Mai-Juni.  Von  F.  K.  Oinzel 

in  Berlin 396 

'Respighi  nnd  Montigny 429 

'Das  Spektrum  des  Uranus.  Von  F.  S.  Archenhold  in  Berlin  ....  431 

Die  Stemspektra  vom  I.  Typus.  Von  Dr.  F.  Körber  in  Berlin 433 

Schlagwetterexplosionen  und  kosmische  Ursachen.  Von  Dr.  E.  Wagner  in 

Berlin 436 

Die  Periodizität  der  Erdbeben 438 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Juni -Juli.  Von  F.  K.  Oinzel 

ln  Berlin 439 

'Beobachtungsresnltate  über  die  totalen  Sonn  enflnsteriisse  am  I.  Januar  nnd 

22.  Dezember  1889  476 

'Zwei  neue  Theorien  der  Sonnencorona.  Von  Dr.  F.  Körber  in  Berlin  . 479 

Photographische  llelligkeitsbestimmnngen  der  Sterne.  Von  Dr.  F.  Körber 

in  Berlin 482 

Eine  Katastrophe  bei  Kanzorik  in  Armenien  483 

'Zar  Malletschen  Methode  der  Bestimmungen  des  Erdbebencentrnms . . . . 484 

Eine  nea  entstandene  Insel  in  der  Südsee.  Von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin  488 


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X 


luhalt. 


Seite 

ErRrheinon^en  am  Sternfohimmcl  im  Monat  Jnli-An^ust.  Von  F.  K.  Qinzel 

in  Berlin 400 

'Enthüllung  des  0|»)iolzer-lienkuials  an  der  Wiener  Universität.  Von  Dr.  U. 

Schram  in  Wien,  Voretand  der  K.  K.  OradmesBiiSi? 510 

'(liistav  Adolph  Hirn.  Von  Dr.  F.  Körbor  in  Berlin 62'2 

Astronomische  Thfiti^rkeit  zweier  Frivatsternwarten 52C 

'Das  Ohservatorinni  aal  Madagaskar.  Von  F.  S.  Archenhold  in  Berlin  . 52J> 

Die  Festschrift  der  Sternwarte  Pnlkowa .V20 

Die  SonnenÜnsternifs  des  Schu  king 531 

'Schiaparellis  Forschungen  über  die  Rotation  der  Venus.  Von  Dr.  F.  Kor- 
ber in  Berlin 534 

Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Augnst* September.  Von  F.  K. 

Ginzel  in  Berlin 537 

'Das  E<|natorial  coiide  der  Farisep  Sternwarte .573 

'Die  scheinbare  liestalt  des  Himmelsgewölbes.  Von  C.  Kafsner  in  Berlin.  .577 

'Newtons  tiebnrtshaus .580 

Rahn  des  Meteors  vom  15.  Oktober  18S9.  Von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin  . 581 
Erscheinungen  am  Sternenhimmel  ini  Monat  September -Oktober.  V^on  F.  K. 
Ginzol  in  Berlin 68*2 

Bibliographisches. 

Rndolph  RÖttger,  Erdbeben.  Besprochen  von  Dp.  E.  Wagner,  Assistent 

de»  Königl.  meteorologischen  Instituts  zu  Berlin 6^-1 

A.  Krebs,  Reitrige  zur  Keiintnifs  niid  Erklärung  der  (lewitterersrlieinungen. 

Besprochen  von  Dr.  E.  Wagnor  in  Berlin  . 64 

Lieber  den  Winneckeschen  Kometen  and  die  Masse  des  Planeten  Merknr.  Be- 
sprochen von  F.  K.  Ginzol  in  Berlin 1.53 

Vademeenra  astroiiomi 1.55 

Pani  t'arus,  Fnndamental  Problems.  Besprochen  von  Dr.  K.  Wagner  in 

Berlin 155 

W.  J.  tan  Rebber,  Lehrbuch  der  Meteorologie  für  Studireude  und  znm  Ge- 
brauch in  der  Praxis,  Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin.  . . 156 
Astronomisches  aus  Babylon.  Von  J.  N.  Strafsmair  und  J.  Epping.  Be- 
sprochen von  F.  K.  Ginzel  in  Berlin  . '201 

William  Ferrel.  A populär  treatise  on  the  wiiids,  comprising  the  general  mo- 
tions  of  the  atmosphere,  monsoons,  cyclones,  tornadoes.  waters|Mtnts,  hail- 

storms  etc.  Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin 203 

Adam  Paiilsen,  t'ontribution  u notre  connaissance  de  l'aurore  boreale.  Be- 
sprochen von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin 205 

Kleyers  Encvklopädie  der  gesamten  mathematischen,  technischen  and  exakten 
Naturwissenschaften.  Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin  . . . 298 
Hermann  Fritz,  Die  wichtigsten  periodischen  Erscheinungen  der  Meteorologie 

nnd  Kosmologie.  Besprochen  von  F.  K.  Qinzel  in  Berlin 290 

Diesterwegs  popniäre  Himmelsknnde  nnd  mathematische  Geographie.  Be- 
sprochen Von  F.  S.  Archenhold  in  Berlin 345 

J.  €.  Houzean  et  Lancaster,  Bibliographie  generale  de  Pastrunomie.  Tome 
Premier,  premiere  et  seconde  partie.  Besprochen  von  F.  K.  Qinzel  in 

Berlin 346 

Die  Sonne  nnter  der  Herrschaft  der  Planeten  Venus,  Erde  und  Jupiter  von 
W'ilhelm  Sellmeier  Besprochen  von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin  ....  347 


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Inhalt, 


XI 


S«ito 

VerzeklinifH  der  vom  I.  Angnüt  IltBU  bU  zam  1.  Fehrnar  I89U  der  Redaktion 

znr  Resprerhnn'  eingesandten  Bücher 348 

J.  de  Montessas  de  Ballore:  Trcrablenients  de  terre  et  ernptions  rolcaniqnes 
an  Cenlre-Ameriqne,  depnis  la  conqnete  espagnole  jnsqn'a  nos  jonrs.  Be- 
sprochen von  Prof.  Edward  S.  Holden,  Direktor  der  Lick-Stemwarte  442 
Keimaan.  Beiträge  znr  Bestimmung  der  (ieslalt  des  scheinbaren  Himmels- 
gewölbes. Besprochen  von  Dr.  P.  Korber  in  Berlin 444 

nie  Frojektionskanst  für  Srhnlen,  Familien  und  ülTentliclie  Vorstelinngen  . . 445 
tVoldemar  Voigt,  Klementare  Mechanik  als  Einleitung  in  das  Studium  der 

theoretischen  Physik 445 

Berichtigung 445 

F.  Kerz,  Weitere  Ausbildung  der  Laplaceschen  .Nebularhypothese.  Zweiter 

, Nachtrag.  Besprochen  von  F.  K.  Qinzel  in  Berlin 49t 

Emil  Berg,  nie  Gewitter  Knfslands  im  Jahre  1889.  Besprochen  von  Dr.  E. 

Wagner  in  Berlin  41>4 

R.  V.  KövesUgelhy,  GrnndzUge  einer  theoretischen  Spektralanalyse.  Be- 
sprochen von  F.  K.  Qinzel  in  Berlin 540 

G.  F.  Chambers,  A llandbook  of  desrriptive  and  practical  Astronomy.  Be- 
sprochen von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin  . . . : 541 

II.  A.  Schumacher,  I.  Bessel  als  Bremer  Handinngslehrling.  2.  Oie  Lilien- 

thaler  Sternwarte 541 

Jahrbuch  der  Naturwissrnschaflen  1889/90.  Besprochen  von  Dr.  F.  Korber 

in  Berlin 585 

Siegmund  Günther,  Oie  Meteorologie  ihrem  neuesten  .Standpunkte  gemäfs. 

Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin 585 

Verzeirhnifs  der  vom  I.  Februar  bis  1.  August  1890  der  Redaktion  znr  Be- 
sprechung eingesandten  Bücher 580 

Berichlignig 588 

Mprerhaaml 157.  20G.  2.54.  301.  351.  446.  .589 

Den  mit  einem  • versehenen  Artikeln  sind  erläuternde  AbbUduugon 
beigegoben. 


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Namen-  und  Sachregister 

zum  zweiten  Bande. 


Algol  als  Doppelstern  und  Mizar  als 
dreifacher  Stom.  Von  F.  S.  Archen- 
hold 239. 

Andromeda,  der  Nebel  in  der  lOii. 

Astronomical  Society  of  the  Pa- 
cific 

Astronomio  in  Japan  341. 

Astronomisches  aus  Babylon.  Von 
J.  N.  Strassmair  & Epping.  Be- 
sprochen von  F.K.  Giuzelin  Berlin201. 

Astrophysikaliache  Observatorium 
bei  Potsdam,  ein  Rundgang  durch 
das.  Von  Dr.  F.  Korber  1*26. 

Ballot,  Bujis  -f  386. 

Bebber,  W.  J.  v.  Lehrbuch  der  Me- 
teorologie für  Studirende  und  zum 
Gebrauche  in  der  Praxis.  Von  Dr, 
E.  NVagner  in  Berlin  156. 

Berg,  Emil.  Die  Gewitter  Rufslands 
im  Jahre  1881».  4;)4. 

Berichtigung  445.  588. 

Biographische  Bilder.  I.  Dr.  Karl 
Ludwig  Hencke.  Von  Professor 
Wilhelm  Förster  463. 

Bücher,  Vorzeichnifs  der  voml.  August 
1889  bis  zum  1.  Februar  1890  der 
Redaktion  zur  Besprechung  einge- 
sandten  348. 

Bücher,  Verzeichnifs  der  vom  1.  Fe- 
bniar  bis  1.  August  1890  der  Re- 
daktion zur  Besprechung  eingosand- 
ten  586. 

Carus,  Paul.  Fundamental  Problems. 
Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in 
Berlin  155. 

Chambers,  G.  F.  A Handbook  of  de- 
scriptive  and  practical  Astronomy. 
Von  Dr.  F.  Korber  541. 

Diestorw'cgs  populäre  Himmols- 
kunde  und  mathematische  Geogra- 
phie. Besprochen  von  F.  S.  Archen- 
hold 345. 

Eiszeiten,  Zur  Crollschen  Theorie 


der  altomirenden.  Von  Dr.  P. 
Schwahn  57. 

Entfernung  der  Erde  von  der  Sonne, 
die  diesjährigen  Beobachtungen  zur 
Ermittelung  der.  VonF.  K.Ginzel  139. 

«Equatorial  coudö“,  das,  der  Pariser 
Sternwarte  573. 

Erdaxe,  Schwankung  der  395. 

Erdballs,  die  Ansichten  der  Physiker 
und  Geologen  Uber  die  innere  Be- 
schaffenheit des.  Von  Dr.  P.  Schwahn 
.393,  454. 

Erdbeben,  die  Californischen,  1850 
bis  1888,  in  ihrer  Beziehung  zu  den 
Finsternissen.  Von  P.  K.  Qinzel  255, 
309. 

Erdbeben,  das  Griechische  am 
25.  August  144. 

Erdbeben  in  Japan,  Statistik  der  109. 

Erdbeben,  die  Periodizität  der  4.38. 

Erdbeboncentrums,  Zur  Mallet- 
schen Methode  der  Bestimmung  des 
484. 

Erdbebenforschung  auf  der  Lick- 
Stomwarte  54. 

Erdbeben  wolle,  zur  Bestimmung 
der  Fortpflanzungsgeschwindigkeit 
der.  Von  Dr.  P.  Schwahn  52. 

Eruptionen  und  Seebeben,  unter- 
seeische vulkanische.  Von  Admira- 
lilätsrath  Rottok  in  Berlin  .509. 

Falbsche  Theorie,  die,  und  der 
EinÜufs  dos  Mondes  auf  die  Gewitter. 
Von  F.  K.  Giuzel.  146. 

Falbsche  Theorie,  Statistik  und 
politische  Ereignisse.  Von  F.  K. 
Uinzel  389. 

Ferrel,  William.  A populär  treatise 
on  the  wiuds,  comprising  the  gene- 
ral motions  of  the  atmosphere  mon- 
soons,  cyclons,  tomadoes,waterspouts, 
hailstorms  etc.  Besprochen  von  Dr. 
E.  Wagner  in  Berlin  203. 


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XIV 


Inhalt 


Fluthbewegfun^,  die,  des  Moores 
und  der  Luft  Von  Professor  Dr.  R. 
Uürnstein  207,  202.  Nachtrag  dazu 
:t4l. 

Fritz,  Hermann.  Dio  wichtigsten  pe- 
riodischen Erscheinungen  der  Me- 
teorologie und  Kosmologie.  Von  F. 
K.  Ginzol  m. 

Funkeln  der  Sterne,  die  üntor- 
suchungen  Montignys  über  das.  Von 
Dr.  L.  de  Ball  159,  218. 

Günther, Siegmund.  Die  Meteorologie, 
ihrem  neuesten  Standpunkte  gemäfs. 
Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in 
Berlin  5S5. 

Helligkeitsbestimmungen,  pho- 
tographische, der  Sterne.  Von  Dr. 
K.  Körber  in  Berlin  482. 

Hencke,  K.  L.,  siehe  Biographische 
Bilder.  Von  Profeasor  Wilhelm 
Förster  463. 

Hermannshöhle,  die,  bei  Rüboland 
im  Harz.  Von  Dr.  V.  Lewin,  Ober- 
realschullehj'er  in  Braunschweig  417. 

IT il fs spparat,  ein  neuer,  zur  Beob- 
achtung plötzlicher  Phänomene.  Von 
Dr.  F.  Körber  in  Berlin  56. 

Himmelserscheinungou  im  Jahre 
1890,  allgemeine  Ucbersicht  der  be- 
achtenswerthen  196. 

Himmelsgewölbes,  die  scheinbare 
Gestalt  des.  Von  C.  Kafsner  in 
Berlin  577. 

Himmelskarte,  die  photographische 

100. 

Hirn,  Gustav  Adolph,  Von  Dr.  F. 
Körber  in  Berlin  522. 

Ilouzoau,  J.  C.  ct  Lancaster.  Biblio- 
graphie gän^rale  de  rastronomio. 
Tome  Premier,  premi^r©  et  soconde 
Partie.  Besprochen  von  F.  K.  Ginzel 
in  Berlin  346. 

Jahrbuch  der  Naturwissenschaften 
1889—1890.  Von  Dr.  F.  Körber  in 
Berlin  585. 

Insel,  eine  neu  entstandene,  in  der 

Südseo  488. 

Jupiteroborfläche,  die,  im  Jahre 
1889,  Von  James  E.  Keeler,  Astro- 
nom der  Lick-Stemwarte  auf  Mt. 
Hamilton  495.  543. 

Karstes,  die  hydrologischen  Geheim- 


nisse des,  und  seine  unterirdischen 
Wasserläufe.  Von  Wilhelm  Puticki 
k.  k.  Forstinspektions-Adjunkt  89. 86. 

Katastrophe,  eine,  bei  Kanzorik  in 
Armenien  483. 

Korz,  F.,  Weitere  Ausbildung  der  La- 
placeschen Nebularhypothese.  Zwei- 
ter Na«'htrag.  Besprochen  von  F.  K. 
Ginzel  in  Berlin  493. 

Kloyors  Kncyklopädtc  der  gesamten 
mathematischen,  technischen  und  ex- 
akten Naturwissenschaften.  Bespro- 
chen von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin  298. 

Komet  Brooks.  Von  Dr.  F.  Körber 
in  Berlin  104. 

Kometen  und  Sternschnuppen,  Über. 
Von  Prof.  C.  F.  W.  Peters,  Direktor 
der  Sternwarte  zu  Königsberg  316. 

Kometenmedaillo  der  astronomi- 
schen Gesellschaft  der  pacißschen 
Staaten  148. 

Korallcn-Riffo  und  Atolle,  John 
Muirays  Ansichten  über  die  Ent- 
stehung der.  Von  Dr.  P.  Sch  wahn 
in  Berlin  287. 

KÖvcsligethy,  R v., Grundzüge  einer 
Iheorelischen  Spektralanalyse.  Von 
F.  K.  Ginzel  in  Berlin  540. 

Krebs,  A.,  Beiträge  zur  Kenntnifs 
und  Erklärung  der  Gewltterorschei- 
nungen  auf  Grund  der  Aufzeichnun- 
gen über  die  Gcvriltcr  Hamburgs  in 
den  Jahren  1878 — 87.  Besprochen 
von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin  64. 

Le  Verrier  und  di©  Meteorologie 
Von  Dr.  E.  Wagner  in  Berlin  149. 

Le  Verriers  Standbild  und  die  Ge- 
schichte der  Noptunenldeckung  107. 

Lieht  und  Elcktricität,  Uber  dio  Be- 
ziehungen zwischen.  Ein  Vortrag» 
gehalten  bei  der  62.  Versammlung 
deutscher  Naturforscher  in  Heidel- 
berg. Von  Heinrich  Hertz,  Professor 
der  Physik  andorUniversitätBonn72. 

Lick-Sternwarte,  Kosten  der  294. 

Lo  thab  weichungen  in  der  Um- 
gebung von  Berlin.  Von  Prof.  Dr. 
A.  Fischer,  Sektionschef  im  Künigl. 
Preufsischen  Geodätischen  Institut 
303,  353. 

Meeresströmungen  des  atlantischen 
Ozeans,  ein  Modell  der  143. 


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Inhalt. 


XV 


Merkur,  die  Masse  des  IW. 

Merkur,  die  Rotation  des.  Von  Dr. 
F.  Korber  in  Berlin  242. 

Meteor.  Von  Dr.  F.  Korber  in  Ber- 
lin 148. 

Meteorologischen  Beobachtun- 
gen und  I n Strumen  te,  die  Anfänge 

der.  Von  Dr.  O.  Hellmann,  Mitglied 
des  Kgl.  meteorologischen  Instituts 
in  GorUti  113,  172. 

Meteors,  Bahn  des,  vom  15.  Oktober 
1889.  Von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin 

m. 

do  Montossus  de  Ballore,  J.,  Trem- 
blements  de  terro  et  äruptions  vol- 
caniiities  au  Centre-Amdrique,  depuis 
la  couqu&te  espagnole  jusqu'ä  nos 
jours.  Besprochen  von  Prof.  Edward 
S.  Holden,  Direkb>r  der  Lick-Stem- 
warte  442. 

Montigny  f.  429. 

Montignys  UnU^reuchungen  über  das 
Funkeln  der  Sterne.  Von  Dr.  L.  de 
Ball  in  Lüttich  159.  218. 

Nebel,  die  helikalischcn.  Von  Edward 
S.  Holden,  Direktor  der  Lick-Stem- 
warte  auf  Mt.  Hamilton  1. 

,.Nebel,  die  holikalischen**,  Hinzu- 
fugungcn  zu  dem  Artikel  62 

Nebenflüsse,  über  das  Umbiogen  der, 
in  der  Nahe  ihrer  Vereinigung  mit 
dem  Hauptstrom  142. 

Nowtons  Geburtshaus  .^>80. 

Observatorium,  das,  aufMadagaskar. 
Von  S.  Arehenhold  in  Berlin  628. 

Oppolzer- Denkmals,  Enthüllung 

des,  an  der  Wiener  Universität.  Von 
Dr.  R.  Schram  519. 

P a u 1 s e n , Adam.  Contribution  k notre 
connaissanco  do  l'auroro  bor^ale. 
Besprochen  von  Dr.  E.  Wagner  in 
Berlin  205. 

Plankton-Expedition,  die  Deutsche 
Von  Admiralitätsrath  Rottok  in  Ber- 
lin 377. 

Populäre  Wissenschaft  und  Halb- 
bildung, über,  im  besondern  inBezug 
auf  die  Bestrebungen  der  Urania. 
Von  Dr.  W.  Meyer,  Direktor  der 
Urania  in  Berlin  560. 

Privatsternwarten,  astronomische 
Thitigkeit  zweier  526. 


Projektionskunst,  die,  für  Schulen, 
Familien  und  öffentliche  Vorstellun- 
gen 445. 

Pulkowa,  die  Festschrift  der  Stern- 
warte 529. 

Rechenkunst,  Blicke  auf  die  Ver- 
gangenheit und  Gegenwart  der 
astronomischen.  Von  F.  K.  Ginzel. 
I.  Die  Anfänge  des  astronomischen 
Reohnen.s  447.  II.  Das  Zeitalter  der 
Kometen-  und  Planetenbahn-Bestim- 
mungen .501.  III.  Die  rechnerischen 
Aufgaben  der  Rechenkunst  553. 

Roimann,  Beiträge  zur  Bestimmung 
der  Gestalt  des  scheinbaren  Himmels- 
gewölbes. Besprochen  von  Dr.  F. 
Körbor  in  Berlin  444. 

Respighi  f.  429. 

Rüttger,  Rudolf,  Erdbeben.  Be- 
sprochen von  Dr.  K.  Wagner  in 
Berlin  63. 

Sächsische  Schweiz,  die,  und  der 
Elbdurchbruch  zwischen  Telschen 
und  Pirna.  Von  Dr.  Richard  Beck 
in  Leipzig,  mit  Bildern  von  Olof 
Winkler  in  Dresden  182. 

Säuren,  Beimengung  von,  in  Regen- 
wasser  und  Schnee.  Von  Dr.  E 
Wagner  in  Berlin  339, 

Schiaparellis  Forschungen  Uber  die 
Rotation  dorVonus.  Von  Dr.F.  Korber 
in  Berlin  534. 

Schlagwetterexplosionen  u.  kos- 
mische Ursachen.  Von  Dr.  E.  Wagner 
in  Berlin  436. 

Sch  lag  Wellenexplosionen  und 
Sonnenflecken  291. 

Schumacher,  H.  A.  1.  Hessel  als 
Bremer  Handlungslehrling.  2.  Die 
Lilienthalcr  Sternwarte  541. 

SoUmeior,  W.  Die  Sonne  unter  der 
Herrschaft  der  Planeten  Venus,  Erde 
und  Jupiter.  Besprochen  von  Dr. 
F.  Korber  in  Berlin  347. 

Sonne,  die  physische  Beschaflonheit 
der.  Von  Dr.  P.  Kompf,  Astronom 
am  Astrophys.  Observatorium  bei 
Potsdam  24. 

Sonnencorona,  zwei  neue  Theorien 
der.  VonDr.  F.  Körbor  in  Berlin  479. 

Sonnenfinsternifs,  die,  des  Schu- 
king  531. 


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XVI 


Inhalt 


SonnenfinstorniBse,  Beobachtungs- 
rcBulUto  über  die  totalen,  am  1.  Ja- 
nuar und  23.  Dezember  1889.  476. 

Sonnenflecken-Minimum  ö6. 

Sprechsaal  157, 306, 254,  301,  351,  44G. 
.589. 

Sternenhimmel,  Erscheinungen  am, 
im  Monat  Oktober-November  59, 
im  Monat  November -Dezember  110, 
im  Monat  Dezember-Januar  150, 
im  Monat  Januar-Februar  198, 
im  Monat  Februar-März  251, 
im  Monat  März-April  395, 
im  Monat  April-Mai  .342, 
im  Monat  Mai-Juni  396, 
im  Monat  Juni-Juli  439, 
im  Monat  Juli-August  490, 
im  Monat  August-September  537, 
im  Monat  September-Oktober  582. 

Sterneustrahlung  und  Temperatur 
des  Weltramns.  Von  Dr.  P.  Korber 
in  Berlin  383. 

Sternspektra,  die,  vom  I.  Typus. 
Von  Dr.  F.  Körbor  in  Berlin  433. 

Strombestimmungen  im  Nordatlan- 
tischen  Ozean  mittelst  ..Flaschen- 
posten** durch  den  Fürsten  von  Mo- 
naco. Von  Admiralitätsrath  Rottok 
in  Berlin  247. 

Temperaturmes8ungen,Ergebnis8e 


der,  in  den  fünf  tiefsten  prcufsischen 
Bohrlöchern  245. 

Urani  a,  die,  nach  ihrer  Fertigstellung. 
Bericht  des  Direktors  Dr.  M.  W. 
Meyer  236.  268. 

Uranus,  das  Spektrum  des.  Von  F. 

5.  Archenhold  in  Berlin  431. 
Vademecum  astronomi  1.55. 
Venus,  die  Rotation  der  .534. 
Veränderlichen  Sterne,  zur  Theorie 

der.  Von  Dr.  F.  Korber  in  Berlin  383. 
Voigt,  Woldemar,  Elementare  Me- 
chanik als  Einleitung  in  das  Studium 
der  theoretischen  Physik  445. 
Vulkan,  der,  auf  der  Insel  Vulkano 
im  Aeolischen  Archipel  145. 

Was  dann?  Vortrag  gebalten  in  der 
Gesellschaft  Aula  in  München  am 

6.  Dezember  1889  von  Professor  Dr. 
L.  Sohncke  363. 

Wellen,  die  Beruhigung  der,  durch 
Oel  191. 

Winneckeschen  Kometen,  über 
den,  und  die  Mns.se  des  Planeten  Mer- 
kur. Von  F.  K.  Ginzel  in  Berlin  153. 
Witterungskunde,  die  neuere,  und 
die  Lehre  von  der  Niederschlags- 
bildung. Von  Professor  Wilhelm 
von  Besold,  Direktor  des  Kgl.  mele- 
orolog.  Instituts  zu  Berlin  9,  65. 


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Die  helikalischen  Nebel. 

Vou  Edward  S.  Holden. 

Direktor  dor  I.ick*Stcrnwarte  auf  Mt.  HamUton. 

(.\U6  dem  englischen  Original-Manuskript  übersetzt  von  Armi n O.  I.oi;sc h ner, 
B.  Ä.,  cand.  pliil.) 


' ,-T^ie  Entdeckung'  der  helikalischen  Gestalt  des  planetarisclien  Nebels 
i_c^'  H.  IV.  37  (G.  C.  4373)  auf  dieser  Sternwarte  itn  Jahre  1888*) 
führte  nattirgomäfs  zu  Nachforschungen  itach  einer  Methode, 
welche  es,  in  einigen  Fällen  wenigstens,  ermöglichen  würde,  aus  den 
Daten,  welche  die  Projektion  der  verschiedenen  Zweige  eines  Nebels 
auf  den  Hintergrund  des  Himmels  gewährt,  die  wirkliche  Lage  dieser 
Zweige  im  Raume  dreier  Dimensionen  zu  bestimmen.  Im  allgemeinen 
ist  cs  theoretisch  hoffnungslos,  <*ine  Lösung  dieser  Aufgabe  mit  den 
uns  gegenwärtig  zu  Gebote  stehenden  Hülfsmittelu  zu  finden.  Immerhin 
habe  ich,  für  eine  Gattung  von  Nebeln  wenigstens,  einige  interessante 
Resultate  erzielt,  und  vielleicht  ist  die  angewendete  Methode  ausge- 
dehnterer Anwendung  fähig. 

Zu  besserem  Verständnifs  der  Methode  erwäge  man,  in  welcher 
.\rt  ein  Nebel  sich  uns  zeigt.  (Fig.  1.)  Die  einzigen  Daten,  die  wir 
besitzen,  sind  die  Umrisse  a einer  Zeichnung  des  Nebels,  wie  er  gegen 
den  Himmel  x projizirt  erscheint.  Wir  müssen  uns  unter  der  Kurve 
a die  Basis  eines  Cylinders  A vorstellen,  dessen  Elemente  gerade 
Linien  (Lichtstrahlen)  sind,  die  sich  von  der  Projektion  a aus  nach 
dem  Auge  in  A hin  fortpflanzen.  Ist  die  Kurve  a verwickelt  und  ver- 
schlungen, so  wird  dies  auch  die  Oberfläche  des  Cylinders  sein.  Eine 
jede  beliebige  Kurve,  die  ijan  auf  der  Oberfläche  des  Cylinders  zeichnet. 


*)  Siehe  .Himmel  und  Erde"  Juni  1889,  S.  .Wi. 

Bimmel  tind  Erde.  II.  1.  1 


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2 


wie  et'  Ol",  projizirt  sich  auf  den  Himmel  in  dieselbe  Kurve  a;  so  dafs 
irffcnd  eine  aus  der  unendlichen  Zahl  der  Kurven,  die  sich  auf  der 
Oberfläche  des  Cyliuders  zeichnen  lassen,  den  wirklichen  Nebel 
im  Raume  vorstellen  mag,  denn  eine  jode  derartige  Kurve  projizirt 
sich  in  die  Kurve  a.  Dies  bewährt  sich  für  einen  und  alle  Nebel, 
wie  p,  b u.  s.  f. 

Das  Einzige,  was  wir  Ihatsächlich  über  die  (lestalt  eines  Nebels 
wissen,  ist,  dafs  er  sich  in  einer  gewissen  Form  wie  a oder  b 
u.  8.  f.  projizirt  Unsere  Aufgabe  ist,  mit  der  alleinigen  Kenntnifs 
der  projizirten  Kurven  a,  b etc.  die  wahren  Kurven  a,  p etc.  im 
Raume  zu  bestimmen. 

Um  unsere  Ideen  in  das  rechte  Geleise  zu  leiten,  wollen  wir  unser 
Augenmerk  auf  die  gedehnten  Nobclstränge  richten,  welche  die  Spiral- 
nebel bilden. 

Ehe  ich  mich  jedoch 
ilazu  anschicke,  mufs  ich  ’ 
noüiwendigerweise  bemer-  ^ 
kon,  dafs  die  Daten  (die 
Kurven  a,  b etc.)  gegen-  ■ 
wärtignur  aus  Zeichnungen 
geschöpft  werden  können, 
und  folglich  mit  mannig- 
faltigen Arten  von  Fehlem  ^ 
behaftet  sein  mögen,  deren 
Ursache  in  den  Unvoll- 
kommenheiten der  Tele-  Fig.  1. 

skopc,  der  AVuhraehraung  und  der  Zeichnung  liegen  wird. 

Photographieen  von  Nebeln  sind  einer  verschiedenartigen  und 
harmloseren  Klasse  von  Fehlern  unterworfen  und  sind  frei  von  per- 
sönlichen Fehlern.  Wenn  das  grofso  Teleskop  wieder  in  der  Lage  sein 
wird, Nebelflecke  zu  photographiren, hoffe  ich  deshalb,  dioseUntersuchung 
mit  besseren  Hülfsmittcln  wieder  aufnehmen  zu  können.  Einstweilen 
werde  ich  die  Zeichnungen  von  Lord  Rosse,  Lasseil  und  anderen  als 
die  vorthcilhaftesten  verwenden  und  mich  nicht  mit  etwaigen  Fehlern 
in  denselben  befassen,  sondern  dieselben  so  behandeln,  als  ob  sie 
fehlerfrei  wären,  da  es  eben  die  besten  mir  zu  Gebote  stehenden  llülts- 
mittel  sind. 

Um  nun  auf  unsere  spezielle  Aufgabe  zurückzukommen,  wollen  wir 
wieder  die  Fig.  1 ins  Auge  fassen.  Das  Einzige,  was  wir  über  den 
Nebel  im  Raume  wissen,  ist,  dafs  seine  Projektion  am  Himmel  a ist. 


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3 


Irgend  eine  Kurve  auf  der  Oberfläche  des  Cylinders  A mag  die  wahre 
Gestalt  des  Nebels  selbst  vorstollen.  Dasselbe  ist  der  Fall  für  einen 
zweiten  Nebel  b,  dessen  Kun'o  b gewöhnlich  von  a verschieden  ist. 
Jede  beliebige  Kurve  auf  der  Oberfläche  B projizirt  sich  in  die 
Kurve  b.  Im  allgemeinen  wird  aber  die  Gestalt  der  beiden  Cylinder  so 
sehr  verschieden  sein,  dafs  man  identische  Kurven  a fl'  auf  ihren  Ober- 
flächen nicht  zeichnen  kann. 

Fände  sich  nun  ein  Kurven  paar  a,  b,  dessen  Cylinder  A,  B derartig 
gestaltet  sind,  dafs  sich  auf  ihren  Oberflächen  dieselbe  Kurve  wirklich 
darstellen  läfst,  so  wäre  eine  gewisse  Möglichkeit  vorhanden,  dafs 
diese  identische  Kurve  tlialsäcblich  die  wahre  Gestalt  der  beiden  Nebel 
im  Kaume  repräsentirt.  M'iederum,  könnten  wir  einen  weiteren  Nebel  c 
finden,  dessen  Cylinder  o demjenigen  des  Nebels  a so  ähnlich  ist, 
dafs  gleiche  Kurven  auf  den  drei  Oberflächen  A,  B,  C sich  ziehen 
liefsen,  so  wäre  eine  noch  weit  gröfsere  Wahrscheinlichkeit  vorhanden, 
dafs  die  identische  Kurve  auf  den  drei  Oberflächen  A,  B,  C thatsächlich 
die  walire  Gestalt  dieser  drei  Nebel  a,  b,  c im  Raume  vorstcllt.  Fände 
sich  ein  weiterer  Nebel  d,  dessen  Cylinder  D so  gestaltet  ist,  dafs  die 
nämliche  Kurve  sich  auf  seiner  Oberfläche  hervorbringon  läfst,  so 
ist  eine  noch  viel  höhere  Möglichkeit  vorhanden,  dafs  diese  eine  Kurve 
die  wahre  Gestalt  aller  vier  Nebel  a,  b,  c,  d im  Raume  wirklich  darstellt. 

Indem  wir  mehr  und  mehr  Beispiele  gewinnen,  welche  alle  dieselbe 
Bedingung  erfüllen,  wächst  die  Wahrscheinlichkeit,  dafs  wir  die  wahre 
Gestalt  der  Nebelgebilde  im  Raume  erreicht  haben,  ungeheuer  ra.sch. 
Und  sind  wir  im  stände,  ausreichende  Beispiele  zu  finden,  so  wird 
die  Wahrscheinlichkeit  dem  Wesen  nach  zur  Gewifsheit  anwachsen. 

Wir  können  diese  Aufgabe  praktisch  angreifen,  indem  wir  auf 
experimentellem  Wege  nach  einer  einzelnen  Kurve  ^ forschen,  die 
durch  Projektion  all  die  verschiedenen  Kurven  a,  b,  o,  d,  e . . . . z er- 
giebL  Läfst  sich  eine  solche  Kurve  (durch  Versuche)  finden,  so  wird 
es  in  demselben  Verhältnifs,  als  mehr  und  mehr  Kurven  a,  b,  c,  d . . . . 
der  Projektion  dieser  typischen  Kurve  genau  entsprechen,  auch  mehr 
und  mehr  wahrscheinlich  werden,  dass  o in  der  That  die  wahre  Kurve 
eines  jeden  der  Nebel  a,  ß,  f,  5 . . . (u  im  Raume  darstellt.  Die  Ver- 
muthung  derartiger  Typen  tauchte  in  mir  infolge  von  Beobachtungen 
von  Nebelflecken  mit  dem  grofsen  Fernrohre  auf,  und  ich  habe  die- 
selbe in  „Himmel  und  Erde“  Juni  1889  Seite  603  ff.  tlieilweiso  erörtert. 
Heute  präsentire  ich  eine  Kurve,  welche  für  eine  gewisse  Klasse  von 
Spiralnebeln  die  typische  zu  sein  scheint.  Die  beifolgende  Fig.  2 
zeigt  mehrere  Darstellungen  einer  Di’aht-Spirale,  welche  sich,  wie  ich 

1* 


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4 


auf  experimentellem  Wege  gefunden  habe,  in  die  Gestalt  eines  jeden 
der  folgenden  Nebel  projiziren  läfst. 

Aufserdem  giebt 
diese  F'igureinen  Mafs- 
stab,  welcher  mit  dem 
Drahte  zugleich  photo- 
graphirt  wurde.  Der 
Durchmesserdes  klein- 
sten Kreises  des  Mafs- 
stabes  beträgt  einen 
Zoll  und  derjenige 
eines  jeden  der  folgen- 
den Kreise  ist  0,2  Zoll 
gröfsor,  als  der  vor- 
horgchcndo.  Die  Ent- 
fernung der  Spitze  des 
Pflockes  von  der  hori-  Fig.  2. 

zoufalen  Linie,  welche  auf  ihm  gezeichnet  ist,  beträgt  einen  Zoll  für 
eine  jede  der  vertikalen  Projektionen,  ln  der  Kig.  3 gebe  ich  eine 
Auswahl  von  Projektionen  der  typischen  Spirale  der  Fig.  2.  Diese 
wurden  dadurch  hergcstellt,  dafs  das  Drahimodell  parallelen  Lichtstrahlen 
ausgesetzt  und  sein  Schatten  auf  einer  Fläche  naohgezeichnef  wurde. 


Fig.  3. 

Meistentheils  wurde  die  typische  Spirale  mit  Zeichnungen  von  Nebeln 
verglichen,  indem  die  Drahtspiralo  (deren  Anfangspunkt  nahezu  stets 
das  Papier  im  Kerne  des  Nebels  berührte)  so  lange  hin  und  her  be- 
wegt wurde,  bis  sich  die  Projektion  der  Spirale  genau  mit  der  Zeich- 
nung des  Nebels  deckte,  während  das  Auge  senkrecht  über  der  Papier- 


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5 


fläche  stand.  Gewöhnlich  mufs  das  Modell  für  einen  Nebel  mit  n 
Zweigen  n verschiedene  Male  angewandt  wenlen.  Ks  hat  sich  auch 
nicht  ein  einziger  Kall  gefunden,  in  welchem  diese  Spirale  einem 
Zweige  eines  Nebels  entsprochen  hätte,  ohne  zugleich  einem  jeden  der 
übrigen  zu  entsprechen.  Ira  Weiteren  folgen  einige  Vergleichungen 
dieser  typischen  Spirale  mit  Zeichnungen  von  Nebeln.  Ich  beginne  mit 
der  bewunderungswürdigen  Reihe  von  Zeichnungen,  die  Herr  Lassell 
in  den  „Memoirs  of  the  Royal  Astronomical  Society“  vol.  36  giebt.*) 


Figur. 

O.  K.  No. 

Bemerkungen. 

2 

600 

Die  Umrisse  dieses  Nebels  wurden  genau  wiedergegobon 
(in  unserer  Fig.  3 No.  I). 

3 

604 

dito  (wenn  mau  Lasaells  Figur  umkehrt). 

it 

1511 

dito  (vergleiche  unsere  No.  3). 

12  (a) 

1861 

dito  (in  unserer  No.  6). 

12  (b) 

1861 

Dio  Umrisse  können  wiedorgegebon  werden  (vergl. 
unsere  No.  13,  24,  25). 

15 

2373 

Die  Schlinge  und  die  darauf  folgende  Ecke  der  Lassell- 
Bchen  Zeichnung  kann  genau  wiedorgegebon  werden 
(vergl.  unsere  No.  1.5,  19). 

16 

28:58 

Die  -'Vxe  der  Ilauptkurvo  der  Zeichnung  kann  genau 
wiodergegeben  werden  (vergl.  unsere  No.  20). 

17 

2890 

Beide  Figuren  wurden  genau  wiodergegeben.  Jeder 
Zweig  ist  eine  Projektion  der  typischen  Spirale 
(vergl.  unsere  No.  11,  16,  17). 

27 

3.572 
■M.  51 

AU  die  hauptsschiiehen  Zweige  wurden  genau  wieder- 
gegeboii ; besondere  Anwendung  der  typischen  Spirale 
für  einen  joden  der  Zweige  (vergl.  unsere  No.  1,  7, 
n.  16.  17). 

28 

3606 

Kehrt  man  diese  Zeichnung  um,  so  können  die  drei 
Zweige  durch  dreimalige  Anwendung  der  typischen 
Spirale  genau  wiodorgogeben  werden  (vergl.  unsere 
No.  8,  14,  15,  19,  20). 

29 

3614 

Kehrt  man  diese  Zeichnung  um,  so  können  die  beiden 
Zweige  durch  zweimalige  Anwendung  des  Modells 
wiedergegeben  werden  (vergl.  unser©  No.  5,  6,  etc.). 

33 

4403 

(Der  Omega-Nebel.)  Die  Axcii  der  Schlinge  und  des 
darauf  folgenden  geradenTheües  können  genau  w'iedcr- 
gegoben  werden  (vergl.  unsere  No.  31). 

Vergleichung  mit  „Lord  Rosses'^  Zeichnungen  in  den 
„Philosophical  Transactions  1S61“. 

9 

888 

h 327  (vergl.  unsere  No.  1 etc.). 

10 

.532 

h 131.  Kann  genau  wiedergegeben  werden,  wenn  man 

die  Zcirhnung  urakehrt  und  dom  Mafastabe  anpatsL 


•)  Zur  leichteren  Vergleichung  haben  wir  auf  einer  besonderen  Tafel 
Copien  der  mei.aleu  der  hier  angeführten  Nebelzeichnungen  beigefiigt.  Die  Red. 


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Lasse  IJs 
Figur. 

O.  K.  .\o. 

Bemerkungen. 

13 

2ft53 

h 689  diu». 

15 

2216-7 

1 h 765  -6  (vcrglcichn  unspre  No.  2,  3,  4,  12,  13,  28.  31). 

16 

2377 

h 857  (vorgl.  unsere  No.  1,  7,  11,  16,  17  etc.). 

18 

2670-1 

h 1052 — 3 (vorgl.  uiuiere  No.  2,  3,  12  etc.). 

19 

2680 

h 1061  kann  wiodergegobon  worden. 

21 

2870 

' h 1106  (vergl.  unsere  No.  3,  9 (umgekehrt),  12,  29, 
30  etc.). 

23 

3041-2 

j h 1306—8  (vorgl.  unsere  No.  5,  6,  21  etc.  und  11  etc.). 

24 

3085 

! h 1337  (vorgl.  unsere  No.  2,  14;  zweimalige  Anwdg.), 

2.5 

1 3151 

h 1385  (vergl.  unsere  No.  23,  24;  beachte  die  Oeffnung 
in  dom  unteren  Theilo  der  Fig.  (wie  in  No.  23)  und 
das  Hollerworden  des  Nebels  genau  oberhalb  (wie  in 
No.  23,  wo  rechter  Hand  der  Haken  sich  zurückbiegt). 

26 

3189-90 

1 h 1414  — 5 (vergl.  unsere  No.  .5,  6,.  21,  29,  30). 

28 

3.511 

h 1589  (vergl.  unsere  No.  5,  6 etc.). 

29 

3615 

h 1650  (vergl.  unsere  No.  11,  umgekehrt). 

32 

4160 

1 h 1946  (vergl.  unsere  No.  1 etc.). 

36 

4594 

h 2084.  Kehrt  man  diese  Zeichnung  um,  so  kann  jeder 

der  vier  Aesto  durch  Projektion  der  typischen  Spirale 
^nau  dargestellt  worden.  Ich  habe  ein  Drahtmodell 
dieses  Nebels  anjfefertigt.  Vor  Bejfinn  der  vor- 
liegenden Untersuchung  bemühte  ich  mich,  ein  Modell 
dieses  vierästigon  Nebels  anzufertigen,  indem  ich 
von  der  Voraussetzung  ausging,  dafs  jedor  der  Zweigo 
durch  Projektion  (in  vier  verschiedenen  Winkeln) 
einer  und  derselben  Kurve  im  Räume  verursacht  sei. 
Endlich  glückte  es  mir,  ein  Stück  Draht  so  zu  biegen, 
dafs  in  vier  verschiedenen  Lagen  desselben  (während 
der  .Vnfangspunkt  der  Spirale  in  steter  ßerührung 
mit  dem  Kerne  stand),  die  vier  Projektionen  sich  ganz 
genau  mit  den  vier  Aestcii  deckten.  Hierauf  legte  ich 
das  Modell  bei  Seite  und  konstruirte  eine  typische 
Kurve  nach  dem  Nebel  O.  C.  600,  dem  grofsen  Nebel 
O.  C.  3o72  (M.  51)  und  anderen.  Diese  zweite  typisch© 
Kurve  wurde  nun  (in  umgekehrter  Lago)  auf  den 
Nebel  4504  gebracht  und  cs  fand  sich,  dafs  dieselbe 
die  Aesto  genau  darstcllte  und  dafs  sie  mit  der  zu- 
erst konstruirten  Kurve  vollständig  identisch  war. 
Wie  in  anderen,  so  wird  auch  in  diesem  Falle  die 
Ueberzeugung,  dafs  der  wahre  Typus  der  Nebel  kon- 
struirt  worden  ist,  demjenigen  mehr  nahe  gelegt 
werden,  welcher  die  Modelle  thatsäcblich  angefertigt 
und  gefunden  hat,  dafs  dieselben  die  Bilder  genau 
I I repräsentiren,  als  dem,  der  nur  Gelegenheit  hat, 

{ I einen  Bericht  Uber  den  Hergang  dos  Ex]>erimentes 

zu  lesen. 

41  4071  h *2245  (vorgl.  unsere  No,  l etc.  in  umgekehrter  Lage). 


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7 


Figur. 

0.  K.  No. 

Bemerkungen. 

1 

! 

Vergleichung  mit  Lord  Rosbps  Zeichnungen  in  den 
^Scientific  Transactiona  H.  Dublin  Society 
Vol.  U.“ 

Tafel  I.  1 

1202  1 

1 (Vergl.  unsere  No.  24,  25).?? 

I. 

12G7  ' 

(Vergl.  unsere  No.  14»  15,  19  ete  in  umgekehrter  Lage). 

II.  1 

1519  1 

1 Kann  genau  wiedergegeben  w'orden. 

II. 

1520 

dito. 

III. 

1861-3 

dito,  die  hauptsächlichen  Kurven  diesoa  Nebels. 

IV.  i 

;i572 

dito. 

V. 

4561 

(Vergl.  unsere  No.  9,  10,  nur  die  mittleren  Theile.) 

VI. 

4403 

! Die  Axon  desselben  können  genau  wiedergegeben 
werden.  Siehe  unsere  No.  .'11. 

Es  ist  kaum  nöthig,  noch  weitere  Beispiele  anzufiihren.  Die 
soeben  beleuchteten  sind  hinreichend,  um  für  jeden,  der  aus  den  Daten 
der  Fig.  2 für  sich  selbst  eine  typische  Kuiwe  anfertigen  und  die 
Vergleiche  mit  den  Figuren,  wie  sie  soeben  in  ihren  Grundzügen 
skizzirt  wurden,  anstellen  will,  die  volle  Tiefe  derWahrheit  zu  begründen. 

Die  Spiralen  des  Orion-Nebels  gehören  wahrscheinlich  ebenfalls 
zu  dem  soeben  angeführten  Typus.  Das  Beispiel  des  Omega-Nebels 
ist  sehr  auffallend.  (G.  C.  44,  4403.) 

Zu  der  im  Vorhergehenden  erläuterten  Vermuthung  mag  entgegnet 
werden,  die  Formen  der  Nebel  seien  so  undefinirbar,  dafs  ein  aufser- 
ordentlich  weiter  Spielraum  in  der  Identifikation  der  Zeichnungen  mit 
den  Projektionen  irgend  einer  speziellen  typischen  Kurve  gestattet 
sei.  Zweifellos  trifft  dies  zu.  Die  einzige  Abhülfe  hiergegen  besteht 
darin,  bessere  Darstellungen  der  Nebel  selbst  auf  photographischem 
Wege  zu  erzielen.  W'eiter  könnte  man  einwerfon,  die  Fig.  3 be- 
weise, dafs  eine  einmal  angenommene  Spirale  sich  in  eine  grofse 
Menge  von  Formen  projiziren  lasse,  und  diese  hinlänglich  verschieden 
seien,  um  sich  einer  verhältnismäfsig  kleinen  Zahl  aus  den  vielen 
Tausenden  der  bekannten  Nebel  anzuschliefsen.  Ohne  Zweifel  ist  es 
wahr,  dafs  die  Projektionen  einer  Menge  von  verschiedenen  Kurven 
einer  beträchtlichen  Anzahl  der  angeführten  Zeichnungen  angepafst 
werden  können.  Und  doch  scheint  es  mir  nach  meinen  Versuchen,  dafs 
die  Helix  der  Fig.  2 der  typischen  Kurve  der  fraglichen  Nebel  näher 
kommt,  als  irgend  eine  andere,  die  ich  augenblicklich  zu  konstruiren  in 
der  Lage  wäre.  Sicherlich  bedarf  sie  einiger  Verbesserung,  doch  stellt 
sie  meiner  Ansicht  nach  eine  gute  erste  Annäherung  vor.  Wenn  man 
die  Versuche  selbst  anstellt,  wird  man  die  Schwierigkeit,  die  Kurve 


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8 


zu  vorvollkommnen,  am  ersten  würdigen  können.  Ferner  mufs 
man  bedenken,  dafs,  während  die  Zahl  aller  Nebel  weit  in  die 
Tausende  hineinreicht,  es  verhällnifsmäfsig  nur  wenige  Spiralnebel 
giebt,  und  dafs  ein  erstaunlich  grofser  Prozentsatz  dieser  sich  der 
typischen  Kurve  anschliefst,  w'ährend  sich  durchaus  keine  Verwandt- 
schaft derselben  mit  anderen  als  Spiralnebeln  erzwingen  läfst.  Sollte 
die  Spirale  in  der  Fig.  2 wirklich  der  Typus  einer  gewissen  Klasse 
von  Nebeln  sein,  so  kann  eine  Menge  interessanter  Fragen  eine  Lösung 
finden.  Z.  B.:  Welches  sind  die  Richtungen  der  Axcn  dieser  ver- 
schiedenen Nebel  im  Raume?  Bestehen  irgend  welche  s^’stematische 
Beziehungen  zwischen  diesen  Axon?  W'elcher  Art  ist  das  Gesetz  der 
Kräfte,  nach  welchem  materielle  Bestandlheile  von  dom  centralen  Kerne 
abgestofsen  (oder  angezogen)  worden?  Haben  wir  hier  in  den  Nebeln 
verschiedene  Typen  von  Spiralen,  mehr  oder  weniger  analog  den  ver- 
schiedenen Typen  der  Kometenschweife,  wie  sic  Prof.  Bredichin  in 
so  zutreffender  Weise  aufgestellt  hat?  Gewisse  Theile  dieser  Nebel 
müssen  sich  der  Erde  nähern,  andere  sich  von  ihr  entfernen.  Können 
wir  vermittelst  des  Spektroskopes  derartige  Bewegungen  von  einand<u’ 
scheiden? 

Eine  Veimuthnng,  die  auch  nur  die  Hoffnung  wach  werden  läfst, 
derartige  Probleme  erfolgreich  anziigreifen,  ist  nicht  ohne  Werth,  und 
trage  ich  deshalb  kein  Bedenken,  obige  Abhandlung  in  ihrer  gegen- 
wärtigen unvollkommenen  Gestalt  zu  veröffentlichen. 

Lick  Observatory,  Juli  12,  1881). 


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Die  neuere  Witterungskunde  und  die  Lehre  von  der 
Niederschlagsbildung. 

Vou  Professor  Wilhelm  von  Bezuld, 

Direktor  <ios  k^I.  meteorologischen  lostUuts  zu  Berlin. 

"fo®  friebt  wenige  Wissensohafton,  welche  innerhalb  der  letzten  Jahr- 
-vj  zehnte  eine  so  einschneidende  Umgestaltung  erfahren  haben,  wie 

die  Meteorologie.  Verfeinerte  Instrumente,  neue  Methoden  und 
neue  Gesichtspunkte  haben  die  Lehre  von  den  Vorgängen  in  der 
Atmosphäre  von  Grund  aus  uingowandelt,  und  die  Erklärungen,  welche 
man  noch  vor  nicht  zu  ferner  Zeit  von  Reihen  von  Erscheinungen 
gegeben  hat,  zum  grofsen  Theile  geradezu  auf  den  Kopf  gestellt. 

Bis  in  die  Mitte  des  Jahrhunderts  war  die  Meteorologie  wesent- 
lich eine  geographisch-statistische  Wissenschaft,  heute  bilden  diese  geo- 
graphisch-statistischen Forschungen  nur  einen  Zweig  derselben,  während 
man  mit  allen  Kräften  darnach  strebt,  die  eigentliche  Witterungskunde 
auf  streng  physikalische  Grundlage  zu  bringen,  d.  h.  sie  zu  einer 
Physik  der  Atmosphäre  nuszubauen. 

Diese  Art  der  Entwickelung  war  eine  vollkommen  naturgemäfso. 

Als  man  zuerst  anfing,  über  Druck,  Temperatur  und  Feuchtigkeit 
der  Luft,  sow'ie  über  Wind,  Bew’ölkung  und  Niederschläge  regelmäfsige 
Beobachtungen  und  Aufzeichnungen  zu  machen,  da  mufste  man  auch 
bald  darauf  bedacht  sein,  das  rasch  anwachsende  Zahlenmaterial  über- 
sichtlich zusammenzufassen,  um  in  demfelben  Gesetz  und  Ordnung  zu 
entdecken. 

Hierfür  bot  sich  nun  die  Mittel-  oder  Summeubildung  als  natur- 
gemäfses  llülfsmittel  dar. 

Man  vereinigte  die  bei  den  Beobachtungen  aufgezeichneten 
Zahlenwerthe  zu  Tages-,  Monats-  und  Jahresmitteln  und  erlangte  damit 
die  Grundlage  für  viele  wichtige  Untersuchungen. 

Hierher  gehört  vor  allem  die  allgemein  interessirende  Frage,  ob 
ein  ganz  bestimmter  Monat  etwa  besonders  kalt,  besonders  warm,  un- 
gewöhnlich nafs,  ungewöhnlich  trocken  gewesen  sei,  oder  ob  er  sich 


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10 


so  verhalten  habe,  wie  es  der  langjährige  Durchschnitt  ergiebl,  d.  h. 
ob  er  normal  gewesen  sei. 

Desgleichen  kann  man  auf  Qrund  solcher  Zahlen  untersuchen,  ob 
zwei  Orte  irn  langjährigen  Durchschnitte  gleiche  Jahrestemperaturen 
oder  gleiche  Sommer-  oder  Winterteraperaturen  zeigen,  oder  ob  und  in 
welchem  Mafse  sie  sich  in  dieser  Hinsicht  von  einander  unterscheiden. 

Ja  man  kann,  wie  dies  zuerst  Alexander  von  Humboldt  im 
Jahre  1817  mit  einem  freilich  höchst  spärlichen  Materiale  gethan  hat, 
alle  Punkte  der  Erdoberfläche,  welche  gleiche  mittlere  Jahrestemperatur 
oder  gleiche  mittlere  Sommer-  oder  gleiche  mittlere  Wintertemperatur 
besitzen,  durch  länien  verbinden  und  sich  so  ein  anschauliches  Bild 
vcrschalTen  von  der  Wärme vertheilung  auf  der  Erdoberfläche.  Geht 
man  in  der  Beschränkung  der  zur  Mittelbildung  herangezogenen  Periode 
noch  weiter,  und  logt  man,  wie  dies  zuerst  von  Dovo  geschah,  solchen 
Darstellungen  langjährige  Monatsmittel  zu  Grunde,  so  wird  das  Bild 
immer  ausgeprägter  und  sprechender. 

Aehnlich  wie  bei  den  Temperaturen  kann  man  natürlich  bei 
dem  Luftdruck,  bei  den  Niederschlägen,  bei  der  Bewölkung  u.  s,  w. 
verfahren. 

Welch’  schöne  und  lehrreiche  Bilder  man  auf  diese  Weise  ge- 
wonnen hat,  davon  legt  der  vor  zwei  Jahren  erschienene  Atlas  der 
Meteorologie  von  J.  Hann  ein  glänzendes  Zeugnifs  ab. 

Aber  wie  weit  man  auch  diese  Mittelbildungen  ausdehnen 
mag,  und  wie  werthvoll  die  Aufschlüsse  sein  mögen,  welche  man 
an  der  Hand  derselben  über  die  Bewohnbarkeit  unseres  Eniballs,  über 
die  Verbreitung  von  Thier-  und  Pflanzenleben  gewinnen  kann,  so 
wird  doch  das  Gebiet  der  Erforschung  der  atmosphärischen  Vorgänge 
dadurch  noch  lange  nicht  erschöpft,  nach  mancher  Seile  hin  kaum 
gestreift. 

Mittelwerthe  können  eben  ihrer  Natur  nach  nur  ein  Bild  davon 
geben,  wie  sich  gewisse  Erscheinungen  oder  wenn  man  Mittelwerthe 
aus  verschiedenen  Gröfsen  bildet,  wie  sich  Gruppen  von  Erscheinungen 
im  allgemeinen  abzuspiolen  pflogen,  sie  charakterisiren  auf  dem  hier 
betrachteten  Gebiete  das,  was  man  das  „Klima“  eines  Ortes  nennt. 

Es  ist  erst  etwas  über  30  Jahre  her,  seit  der  holländische  Meteo- 
rologe Buys-Ballot  den  Begriff  Klima  scharf  präzisirte. 

Früher  unterschied  man  kaum  zwischen  Klima  und  Wetter, 
wenigstens  nicht  zwischen  der  Lehre  vom  Klima  und  jener  vom  Wetter, 
ja  man  kann  sagen,  das,  was  man  früher  als  Meteorologie  bezeichnete. 


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11 


war  eben  nur  die  Lehre  vom  Klima,  nicht  aber  eigentliche  Witterungs- 
kunde. 

Erst  seitdem  der  Unterschied  zwischen  Klima  und  Wetter  zum 
klaren  BewuTstsein  gekommen  war,  fing  man  ati  sich  ernstlich  mit  der 
Erforschung  der  Witterungserscheinungon  zu  beschäftigen,  während 
die  älteren  Untersuchungen  über  die  Vorgänge  in  der  Atmosphäre 
wesentlich  nur  vom  klimatologischen  Standpunkte  aus  geführt  wurden. 

Heute  haben  sich  Klimatologie  und  eigentliche  Meteorologie  zu 
grofsen  selbständigen  Wissenschaften  entwickelt,  die  zwar  durch  tausend- 
fache Fäden  miteinander  in  Verbindung  stehen,  sich  aber  doch  sowohl 
hinsichtlich  der  Methode  als  auch  hinsichtlich  ihrer  eigentlichen  Ziel- 
punkte ganz  wesentlich  von  einander  unterscheiden. 

Unter  „Klima“^  versteht  man  die  Gesamtheit  der  meteorologischen 
Erscheinungen,  wie  sie  sich  im  Durchschnitt  an  einer  Stelle  der  Erd- 
oberfläche abzuspiclen  pflogen. 

Mit  dem  Worte  „Wetter“  hingegen  bezeichnet  man  jene  Ueihe 
von  atmosphärischen  Zuständen,  wie  sie  zu  einer  gegebenen  Zeit  an 
einem  bestimmten  Orte  oder  auch  über  einem  grofseren  Gebiete  thatsäch- 
lich  aufeinanderfolgon,  oder  in  einem  gegebenen  Zeitpunkte  sich  der 
Beobachtung  darbieten. 

Das  Wetter  trägt  einen  individuellen  Charakter  an  sich,  das  Klima 
hingegen  ist  eine  Abstraktion. 

Das  Wetter  kann  an  ein  und  demselben  Orte  heute  kalt,  morgen 
warm,  heute  feucht,  morgen  trocken  sein,  in  dem  einem  Jahre  wesent- 
lich anders  als  in  einem  andern  u.  s.  w.,  das  Klima  hingegen  bleibt 
im  allgemeinen  unverändert  oder  ist  höchstens  im  Laufe  langer  Zeit- 
räume oder  nach  gewaltsamen  Eingriffen,  wie  Entwaldung,  Entsumpfung 
u.  dgl.  kleinen,  meist  schwer  nachweisbaren  Aenderungen  unterworfen. 

Mit  einem  Worte,  das  Klima  gehört  zu  den  charakteristischen 
dauernden  Eigenthümlichkeiten  eines  Ortes  oder  einer  Gegend,  das 
Wetter  ist  ein  Kind  des  Augenblicks,  stetem  Wechsel  unterworfen. 

Sowie  man  sich  dieses  Unterschiedes  zwischen  Klima  und  Wetter 
klar  bewufst  wird,  versteht  man  auch,  dafs  Miltelwerthe  unmöglich 
geeignet  sein  können,  um  einen  tieferen  Einblick  in  Witterungsverhält- 
nisse zu  gewinnen. 

Thatsächlich  sind  auch  Fortschritte  auf  dem  Gebiete  der  eigent- 
lichen Witterungskunde  erst  von  dem  Zeitpunkte  an  zu  verzeichnen, 
wo  man  anfing,  den  atmosphärischen  Zustand  für  gegebene  Augen- 
blicke zum  Ausgangspunkte  der  Forschung  zu  machen. 


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12 


Man  bedient  sich  hierfür  seit  dem  Vorgrange  von  Buys-Ballot 
ebenfalls  der  kartographischen  Darstellung. 

Indem  man  die  Vertheilung  des  Luftdruckes  und  der  Temperatur 
für  einen  gegebenen  Augenblick  in  gleicher  Weise  durch  Linien 
gleichen  Druckes  — Isobaren  — und  durch  Linien  gleicher  Tempe- 
ratur darstellt,  wie  man  dies  schon  viel  früher  für  Mittelwerthe  gelhan 
hat,  und  indem  mau  überdies  noch  Windrichtung,  Windstärke  und  Be- 
wölkung ebenfalls  in  einfacher  Weise  ersichtlich  macht,  erhält  man 
ein  Bild,  welches  die  Wetterlage  für  den  betreffenden  Zeitpunkt  mit 
einem  Blicke  zu  übersehen  gestattet. 

Solche  Bilder  sind  die  sogenannten  Wetterkarten,  die  man  eben 
wegen  der  zuletzt  erwälmten  Eigenschaft  auch  „synoptische“  nennt, 
während  man  die  ganze  auf  solchem  L’eberblicken  der  gleichzeitigen 
atmosphärischen  Zustände  fufsende  Methode  der  Forschung  ebenfalls 
als  die  „synoptische“  bezeichnet 

Indem  man  solche  synoptische  Karten  für  gleiche  Zeitintervalle 
entwirft,  also  etwa  von  Tag  zu  Tag,  oder  noch  besser  von  8 zu  8 
Stunden,  kann  man  die  Veränderungen,  welche  sich  im  athmosphärischen 
Zustande  vollziehen,  genau  verfolgen. 

Thatsächlich  ist  man  auch  auf  diesem  Wege  zu  höchst  wichtigen 
Erkenntnissen  gekommen,  und  haben  sich  dabei  die  Anschauungen 
über  die  Vorgänge  in  der  Atmosphäre  vollkommen  umgestaltet 

Ueber  Wetterkarten  und  über  ihre  Benutzung  zur  Vorhersagung 
der  Witterung  ist  jedoch  innerhalb  der  letzten  zehn  .lahre  so  viel 
geschrieben  worden  und  sind  dieselben  auch  so  häufig  zum  Gegen- 
stände populärer  Darstellung  gemacht  worden,  dafs  es  nicht  nöthig 
scheint,  hier  abermals  eine  solche  zu  gi'ben. 

Es  soll  vielmehr  hier  eine  andere  Seite  der  modernen  Meteoro- 
logie beleuchtet  werden,  die  mit  der  synoptischen  Methode  nicht 
in  unmittelbarem  Zusammenhänge  steht,  wenn  auch  die  Ergebnisse 
der  gleich  auseinandorzuselzenden  theoretischen  Ueberlegungen  in  den 
Wetterkarten  ihre  kräftigste  Stütze  und  die  schlagendsten  Beweise  für 
ihre  Richtigkeit  finden. 

Diese  hier  zu  betonende  Seite  betrifft  die  Anwendung  der  mecha- 
nischen Wärmetheorie  auf  die  Meteorologie,  ein  Schritt,  der  in  seinen 
h’ülgen  nicht  weniger  zur  Forderung  dieser  Wissenschaft  beigetragen 
hat,  als  die  Einführung  der  synoptischen  Methode. 

Zunächst  äufserle  sich  dies  in  der  Eniräthselung  einer  der  gewöhn- 
lichsten und  zugleich  wichtigsten  Erscheinungen,  nämlich  der  Nieder- 
schlagsbildung. 


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13 


Den  Orund  der  Xiedorschlagsbildung'  erblickte  man  früber  in  der 
Misobunjr  ungleich  warmer  mit  Wasserdampf  gosättig’tor  Luftmengen. 

Ein  bestimmtes  Volumen  — gleicbgiiltig  ob  mit  Luft  erfüllt  oder 
nicht  — vermag  nämlicb  je  nach  der  Temperatur  sehr  verschiedene 
WassermetKen  in  DampfTorm  aufzunohmcn. 

So  betragen  z.  B.  die  Wassermengen,  welche  in  einem  Kubik- 
meter damptTormig  vorhanden  sein  können,  bei  0®,  l()o,  20®,  30®  des 
hundertheiligen  Thermometers  der  Reihe  nach  4.9,  9.4,  17.2,  30.1  Gramm. 
Sie  wachsen  demnach  sehr  rasch  mit  steigender  Temperatur. 

Enthalt  die  Luft  bei  den  genannten  Temperaturen  thafsächlich 
die  angeführten  Dampfmengen,  so  nennt  man  sie  gesättigt,  enthält  sie 
nur  etwas  weniger,  so  ist  sie  feucht,  wenn  erheblich  weniger,  trocken, 
da  sie  in  dem  einen  Falle  nur  noch  wenig,  im  anderen  Falle  aber 
noch  viel  Wasser  aufzunehmen  vermag. 

Wird  gesättigte  Luft  abgekühlt,  so  mufs  das  überschüssige  Wasser 
herausfallen,  zunächst  als  Nebel  oder  Wolke  und  dann  je  nach  der 
Temperatur  als  Regen  oder  Schnee,  unter  besonderen  Umständen  auch 
als  Thau,  Reif  oder  Hagel. 

Es  handelt  sich  also  wesentlich  darum,  zu  erklären,  wie  solche 
Abkühlung  zu  stände  kommen  kann. 

Nun  wufste  man  längst,  dafs  es  in  den  höheren  Schichten  der 
Atmosphäre  im  allgemeinen  kälter  ist  als  in  den  tieferen,  und  so  dachte 
man  sich,  dafs  beim  Aufsteigen  erwärmter  feuchter  Luft  eine  Mischung 
mit  kälterer  eintreten  müsse,  und  dafs  dadurch  die  Ausscheidung  des 
Wassers  bewirkt  werde. 

Freilich  mufste  man  zugleich  annehmen,  dafs  auch  die  bei- 
gomischte  kühle  Luft,  wenn  auch  nicht  vollständig,  so  doch  nahezu 
gesättigt  sei. 

Unter  dieser  Voraussetzung  überlegte  man  nun  folgendermafson: 
gesetzt,  ein  Kubikmeter  gesättigte  Luft  von  0 ® werde  mit  einem  solchen 
von  20®  gemischt,  so  enthält  das  erstere  4.9,  das  letztere  17.2  Gramm, 


im  Kubikmeter  des  Gemisches,  mithin 


4.9-!-  17.2 


d.  i. 


11.05  Gramm; 


nun  sagte  man  ferner,  wenn  gleiche  Mengen  Luft  von  0®  und  von  20® 
gemischt  werden,  so  hat  das  Gemisch  die  Temperatur  von  10®,  mithin 
kann  es  im  Kubikmeter  nur  9.4  Gramm  enthalten  und  1.65  Gramm 
müssen  ausgeschieden  werden. 

Diese  Art  der  Betrachtung  wurde  schon  vor  hundert  Jahren  von 
dem  Engländer  Hutton  ausgefUhrt,  obvrohl  es  ihm  damals  noch  an 
den  erforderlichen  Zahlen  gebrach,  und  er  nur  wufste,  dafs  die  Dampf- 


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14 


menge  in  gesättigter  Luft  mit  der  Temperatur  rasch  zunehme.  Sie 
blieb  dann  lange  Zeit  in  Kraft  und  selbst  heutzutage  ist  die  Meinung 
noch  weit  verbreitet,  dafs  man  wirklich  eine  Hauptiirsache  der  Nieder- 
schläge in  solcher  Mischung  zu  suchen  habe. 

Dies  ist  aber  keineswegs  der  Fall,  denn  abgesehen  von  der 
grofsen  Unwahrsoheinlichkeit,  dafs  Luftmengen  von  so  verschiedener 
Temperatur  überhaupt  zur  Mischung  kommen,  so  ist  die  Betrachtung, 
auf  welche  man  die  Berechnung  der  Mitteltemperatur  stützte,  falsch. 

Gleiche  Volumina  Luft  von  und  von  20”  geben  nur  dann  ein 
Gemisch  von  10  ”,  wenn  man  es  mit  trockener  Luft  zu  thun  hat,  oder 
wenigstens  mit  so  wasserdampfarmer  Luft,  dafs  der  Sättigungspunkt 
bei  der  Mischung  nicht  erreicht  wird. 

Ist  letzteres  der  Fall,  dann  wird  auch  die  Temperatur  eine  höhere, 
da  bei  der  Kondensation  von  1 Gramm  Wasser  ungefähr  ebensoviel 
Wärme  frei  wird  oder  richtiger,  soviel  entzogen  werden  mufs,  als  bei 
Normaldruck  zur  Erwärmung  von  einem  Kubikmeter  Luft  um  2”  er- 
forderlich ist. 

Berücksichtigt  man  dies,  so  findet  man  in  dem  oben  angegebenen 
Beispiel  nicht  10”  als  Mischungstemperalur,  sondern  1 1.6  und  als  aus- 
geschiedene Wassermenge  nicht  1.65  Gramm,  sondern  nur  1.05,  d.  i. 
ungefähr  der  elfte  Theil  des  in  den  gemischten  Luftmengen  ursprüng- 
lich vorhandenen  Wassers. 

Solche  geringe  Mengen  sind  aber  durchaus  nicht  hinreichend, 
um  die  thatsächlioh  fallenden  Niederschlagsmengen  zu  erklären;  wie 
man  leicht  durch  weitere  Ueberlegungen  nachweisen  kann,  von  denen 
jedoch  hier  abgesehen  werden  soll,  nm  nicht  zu  ermüden. 

Uebrigens  lassen  schon  die  Wolken  in  vielen  Fällen  an  ihrer 
Form  erkennen,  dafs  sie  nicht  durch  Mischung  entstanden  sein  können. 

Wäre  letzteres  der  Fall,  so  müfsten  sie  gerade  in  ihren  Grenz- 
schichten am  dichtesten  sein  und  insbesondere  müfsten  die  hoch  auf- 
gethürmten  kugeligen  Sommerwolken,  die  lokalen  aufsteigenden  Luft- 
Blrömen  ihre  Entstehung  verdanken,  die  Gestalt  hohler  Glocken 
besitzen,  während  sie  doch  ganz  ebene  Grundflächen  zeigen  und  über- 
haupt leicht  erkennen  lassen,  dafs  sie  durch  ihre  ganze  Masse  hindurch 
aus  dichtem  Nebel  bestehen  und  keineswegs  hohl  sind. 

Es  giebt  zwar  Wolken,  die  thatsächlich  durch  Mischung  entstehen, 
doch  sind  dies  jedenfalls  nur  leichte  Wolken  und  bleibt  es  fraglich, 
ob  sie  jemals  so  dicht  wenlen  können,  dafs  Regen  herausfällt. 


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15 


Ich  kann  z.  B.  selbst  ein  Beispiel  anfiihren  von  Wolken,  bei 
denen  es  zweifellos  ist,  dafs  sie  durch  Mischung' gebildet  wurden; 

Wenn  man  von  Innsbruck  über  den  Brenner  nach  Bozen  fahrt, 
so  passirt  man  bei  der  Station  Gossensafs  das  durch  den  wildzer- 
klüfteten Feuersteingletscher  abgeschlossene  malerische  Pflerschthal. 

Dieses  Thal  verläuft  beinahe  genau  von  Westen  nach  Osten,  so 
dafs  die  den  Nordrand  desselben  bildende  Bergkette  an  ihrem  nach 
Süden  blickenden  Abhange  vom  Morgen  bis  zum  Abend  ununter- 
brochen den  Strahlen  der  Sonne  ausgesetzt  ist. 


Fig.  I. 

Diese  Kette  ist  jedoch  in  ihrem  oberen  Drittheil  durch  einen 
Einschnitt  — das  Grubjoch  — mit  dem  nördlich  vom  Pflerschthal  ver- 
laufenden Obernbergerthal  verbunden  und  dieser  Einschnitt  gestattet 
nördlichen  Winden  den  Eintritt  in  die  oberen  Luftschichten  des 
Pflerschthales. 

Da  habe  ich  nun  einige  Male  an  heiteren  Tagen  bei  leichter 
nördlicher  Luftströmung  gegen  Abend  die  Erscheinung  beobachtet, 
welche  in  vorstehender  Skizze  nach  der  Erinnerung  angedeutot  ist. 

Aus  dem  erwähnten  Einschnitt  trat  eine  leichte  Wolkenfahne 
aus  mit  der  konvexen  Seite  gegen  Süden,  während  der  benachbarte 
höhere  Berg  mit  einer  ähnlichen  aber  schwächeren  und  entgegen- 
gesetzt gekrümmten  Feder  gekrönt  war. 

Der  Grund  ist  leicht  verständlich:  an  dem  stark  erwärmten,  nach 
Süden  gewendeten  Abhang  hatte  sich  ein  aufsteigender  Luftstrora  ge- 
bildet In  diesen  breiten  Strom  blies  nun  der  kühle  Wind,  der  durch 
den  Nordeinschnitt  kam,  und  wurde  von  ihm  nach  oben  abgelenkt, 
während  gleichzeitig  leichte  Kondensationen  die  Bahn  des  eintretenden 
und  abgelenkten  Stromes  sichtbar  machten. 


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16 


Anders  an  der  benachbarten  Spitze,  dort  wurde  die  innere  vom 
Abhange  aufsteigendo  Luft  gowissermafsen  in  feinem  Strahle  in  die 
nördliche  Strömung  hineingeführt,  die  dort  oben  bereits  die  Oberhand 
hatte  und  nun  wurde  der  warme  Strom  abgolenkf,  aber  selbstverständlich 
in  anderem  Sinne,  so  dafs  die  konvexe  Seite  nach  oben  und  nach 
Norden  gekehrt  war. 

Diese  Gebilde  waren  jedoch  höchst  zarter  Natur,  feine  Schleier, 
bei  denen  von  Herausfallen  von  Niederschlag  keine  Rede  sein  konnte. 

Auch  die  sogenannten  Schäfchenwolken,  welche  sich  beim  ersten 
Entstehen  meist  als  Bänder  von  gleicher  Breite  darstellen,  bis  eine  eben- 
falls in  gleichen  Abständen  erfolgende  Querfurchung  dieselben  in  ein- 
zelne Wölkchen  von  Rautenform  auflöst,  verdanken,  wie  man  seit 
kurzem  weifs,  der  Mischung  ihre  Entstehung. 

Herr  v.  Helmholtz  hat  nämlich  in  neuester  Zeit  naehgewiesen, 
dafs  in  Fällen,  wo  Luflströine  mit  breiter  horizontaler  Berührungs- 
fläche verschiedene  Geschwindigkeiten  besitzen,  Wellenbewegungen 
entstehen  müssen. 

Stehen  nun  diese  Ströme  der  Sättigung  nahe,  und  besitzen  sie. 
wie  im  allgemeinen  wohl  der  Fall  sein  dürfte,  verschiedene  Tempe- 
raturen, so  ist  gleichzeitig  die  Bedingung  für  den  Eintritt  von  Kon- 
densation gegeben  und  dann  müssen  diese  Wollen  als  bandartige 
Wolkenstreifen  sichtbar  worden  und  man  mufs  Gebilde  erblicken,  die 
Herr  v.  Helmholtz  treffend  mit  den  Schauinkämmen  der  Meeres- 
wogeu  vergleicht. 

Doch  werden  auch  hierbei  dio  kondensirten  Wassennengen  nur 
geringe  sein,  und  kaum  zu  nennenswerthen  Niederschlägen  Veran- 
lassung geben  können. 

Es  wird  dies  um  so  weniger  der  Fall  sein,  als  sich  diese  Wolken 
meist  nur  in  sehr  hohen  Schichten  der  Atmosphäre  bewegen,  die 
aufserordentlich  wasserarm  sind  und  dem  ent-spreohend  auch  nicht  viel 
Wasser  ausscheiden  können. 

Während  demnach  die  Erklärung  der  Niodorsehlagsbildung  durch 
Mischung  bei  genauerer  Ueborlegung  auf  grofse  Schwierigkeiten  slöfst, 
so  verhält  es  sich  ganz  anders  mit  der  neuen,  aus  der  mechanischen 
Wärmetheorie  geschöpften. 

Diese  moderne  Theorie  der  Niodorsehlagsbildung  verdankt  ihre 
Begründung  der  Untersuchung  eines  ganz  speziellen  Phänomens,  das 
vor  zwei  Dezennien  lange  Zeit  zu  heftigem  wissenschaftlichem  Streit 
Veranlassung  gab,  nämlich  des  Föhns  der  Alpen. 

Unter  dem  Föhn  versteht  man  jenen  heifsen  trockenen  Wind, 


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17 


der  besonders  im  Frühjahr  und  Herbst  von  dem  Hauptkammo  der 
Alpen  in  die  nördlichen  Thäler  derselben  herabstürzl  und  sich,  durcii 
lokale  Verhältnisse  begünstigt,  in  einzelnen  zu  unglaublicher  Stärke 
entwickelt 

Die  Eigcnthümlichkeiten  desselben  sind  heutzutage,  wo  dtvs 
Keiscn  so  leicht  ist,  wohl  ziemlich  allgemein  bekannt : 

Leichte  Wolkenschleier  am  südlichen  Himmel,  die  sich  später 
zu  einer  förmlichen  Mauer  verdichten  können,  verbunden  mit  ganz 
ungewöhnlicher  Durchsichtigkeit  der  Luft,  kündigen  das  Herannahen 
des  Föhns  an,  der  zuerst  mit  einzelnen  Slöfsen  beginnend,  rasch  an 
Temperatur  und  Stärke  zunimmt,  und  sich  an  einzelnen  Orten  nicht 
selten  zum  Orkane  steigert. 

Dabei  wird  Hitze  und  Trockenheit  beinahe  unerträglich,  empfind- 
liche Personen  werden  von  Kopfweh,  Schwindel  und  Uebolkoiten 
befallen,  das  Holzwerk  trocknet  aus  und  mehr  als  ein  Alpenstudtchcn 
ist  unter  seinem  Gluthhauch  ein  Raub  der  Flammen  geworden. 

Im  Frühjahre  schmilzt  der  Schnee  unter  seinem  Einfiufs,  als  ob 
ihn  ein  Zauber  hinwegnähmc,  Lawinen  und  Sturzbäche  brausen  herab 
und  nach  wenigen  Stunden  ist  das  Bild  der  I-andschaft  vollkommen 
verändert 

Auch  noch  im  Alpenvorland  macht  er  sich  durch  steigende 
Temperatur  und  Trockenheit  geltend,  und  in  den  Angaben  der  meteoro- 
logischen Stationen  läfst  er  sich  in  leisen  N'achklängen  noch  bis  gegen 
die  Donau  hin  verfolgen. 

Wegen  seiner  hohen  Temperatur  und  aufserordentlicheu  Trocken- 
heit glaubte  man  früher  die  Heiraath  des  Föhns  in  der  Sahara  suchen 
zu  müssen,  obwohl  er,  wie  Hr.  Hann  richtig  ein  wendete,  gerade  im 
.Sommer,  wo  die  Sahara  am  heifsesten  ist,  nur  ausnahmsweise  beob- 
achtet wird. 

Später  erblickte  man  in  ihm  nichts  anderes  als  eine  Abzweigung 
dos  sogenannten  Aequatorialstromes  oder  oberen  Passats,  dem  man 
früher  auch  noch  in  unseren  Breiten  eine  Rolle  zuwies,  die  seine  wahre 
Bedeutung  weit  übertrifll  und  suchte  man  seinen  Ursprungsort  dement- 
sprechend in  Westindien. 

Die  synoptische  Methode  mufste  die  Unrichtigkeit  der  einen  wie 
der  anderen  Erklärungsweise  rasch  darthun. 

Indem  man  genauer  untersuchte,  wie  sich  während  eines  Föhn- 
sturms Luftdruck,  Feuchtigkeit  u.  s.  w.  im  Süden  und  Norden  der  Alpen 
verhielten,  gelangte  man  zu  der  Erkenntnifs,  dafs  er  immer  dann  ein- 
tritt,  wenn  im  Süden  hoher  Druck  herrscht,  im  Norden  niedriger,  d.  h. 

Himmel  und  Erde.  II.  1.  2 


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18 


wenn  ein  tiefes  barometrisches  Minimum  über  Kanal  oder  Nordsee 
bei  gleichzeitig  hohem  Barometerstände  im  Süden  oder  Südosten  des 
Erdtheils  gewaltsam  Luft  über  den  Alpenwall  horübersaugt. 

Zugleich  aber  entdeckte  man  bei  dieser  Art  der  Untersuchung 
auch,  dafs  hohe  Temperatur  und  Trockenheit  durchaus  keine  Eigen- 
schaften sind,  die  der  Föhnwind  von  Hause  aus  besitzt,  sondern  dafs 
er  sie  erst  beim  Hinabstürzen  in  die  Tiefe  annimmt. 

Der  Wind,  der  heifs  und  trocken  an  der  Sohle  des  nördlich  ge- 
legenen Thaies  ankommt,  ist  am  oberen  Theile  des  Südabhanges  und 
auf  dem  Kamme  selbst  noch  feucht  und  kalt  und  giobt  Anlafs  zu  ge- 
waltigen Regen-  und  Schneefallen. 

Worin  liegt  nun  der  Grund  dieses  merkwürdigen  Wechsels  in 
den  charakteristischsten  Eigenschaften? 

Die  Antwort  darauf  gaben  beinahe  gleichzeitig  ganz  unabhängig 
von  einander  Hr.  von  Helmholtz  und  Hr.  Hann.  Ersterer  nur  an- 
deutungsweise in  einem  populären  Aufsatz,  letzterer  unter  strenger 
Begründung  in  einer  Reihe  von  Abhandlungen.  Im  Folgenden  soll 
nun  diese  Erklärung  an  der  Hand  einer  schematischen  Zeichnung  in 
ihren  Hauptzügen  wiedergegeben  werden. 

Vor  allem  aber  ist  es  nöthig,  an  ein  paar  Sätze  der  Wärmelehre 
zu  erinnern,  die  für  die  weiteren  Darlegungen  als  Grundlage  dienen 
sollen: 

Hat  man  in  einem  Gefäfs  Luft  oder  andere  Gasi^  komprimirt  und 
öffnet  man  dasselbe  plötzlich,  so  dafs  das  Gas  sich  ausdehnen  kann, 
so  tritt  Abkühlung  ein.  Indem  das  Gas  austritt  und  sich  ausdohnt, 
schiebt  es  die  umgebende  Luft  vor  sich  her,  es  überwindet  den  Druck 
durch  einen  gewissen  Weg,  es  leistet  Arbeit,  gerade  so  wie  der  Dampf 
im  Cylinder  der  Dampfmaschine,  wenn  er  den  Kolben  vor  sich  her- 
schiebt. Diese  Arbeitsleistung  geschieht  auf  Kosten  der  in  dem  Gase 
enthaltenen  Wärme,  es  kühlt  sich  ab.  Ist  dem  Gase  Wasserdamiif 
beigemischt,  und  war  es  hinreichend  komprimirt,  um  bei  der  Aus- 
dehnung und  Abkühlung  den  Sättigungspunkt  zu  erreichen,  so  tritt 
Kondensation  ein,  es  bilden  sich  NebeL 

Hievon  kann  man  sich  durch  einen  einfachen  Versuch  überzeugen, 
den  Jedermann  zu  wiederholen  im  Stande  ist.  Man  braucht  nur  eine 
Sodawasserflasche  zu  öffnen,  so  sieht  man,  wie  sich  im  Augenblicke  des 
Oeffnens  der  Hals  der  Flasche  mit  Nobel  füllt,  der  noch  wie  zarter 
Rauch  aus  der  Oeffnung  hervortritt 

Will  man  den  Versuch  recht  auffallend  haben,  so  kühlt  man 
die  Flasche  in  Eis  recht  stark  ab,  öffnet  sie  sehr  rasch  und  giefst 


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1« 


etwa  ein  Drittel  des  Inhalts  aus,  um  sie  sofort  wieder  fest  zu  ver- 
schliefsen.  Hierauf  lässt  man  sie  einige  Zeit  einfach  im  Zimmer 
stehen.  Alsdann  nimmt  die  aus  dem  Wasser  austretende  Kohlensäure 
in  dem  wasserfreien  Theile  der  Flasche  wegen  der  höheren  Temperatur 
eine  erhebliche  Spannung  an,  so  dafs  Jetzt  nach  abermaligem  Oeffnen 
der  Flasche  eine  bedeutende  Temperaturorniedrigung  eintritt,  die  starke 
Kebelhildung  zur  Folge  hat. 

Wird  umgekehrt  Luft  stark  zusammengeprefst,  so  wird  die  zur 
Kompression  aufgowendete  Arbeit  in  Wärme  verwandelt,  die  Luft 
erwärmt  sich. 

Vor  der  Erfindung  der  Zündhölzer  gab  es  einen  auf  diesem 
l’rinzipe  beruhenden  Apparat,  der  den  Namen  des  pneumatischen 
Feuerzeugs  führte.  Ein  Metallröhrchen  war  oben  durch  einen  dicht 
gehenden  Kolben  verschlossen,  der  durch  einen  Schlag  auf  einen  mit 
dom  Kolben  verbundenen  runden  Knopf  rasch  in  das  unten  fest  ab- 
geschlossene Röhrchen  hineingetriebeu  werden  konnte,  so  dafs  die 
Luft  stark  komprimirt  wurde.  Hierbei  erwärmte  sie  sich  so  stark, 
dafs  ein  an  der  Innenseite  des  Kolbens  angebrachtes  Stückchen  Feuer- 
schwamm ins  Olimmen  kam. 

Ganz  ähnlich  wie  bei  diesen  Versuchen  über  Ausdehnung  und 
Kompression  der  Luft  ist  nmi  der  Vorgang  beim  Föhn. 

Je  mehr  man  sich  in  die  Atmosphäre  erhebt,  um  so  geringer  wird 
der  Druck  der  Luft,  um  so  tiefer  sinkt  das  Barometer.  Je  geringer 
aber  der  Druck,  um  so  gröfser  der  Raum,  den  eine  bestimmte  Masse 
Luft  einnimmt. 

Wenn  demnach  die  Luft  infolge  einer  gröfseren  Störung  des 
atmosphärischen  Gleichgewichts  gezwungen  wird,  auf  der  einen  Seite 
eines  Oebirges  in  die  Höhe  zu  steigen,  so  mufs  sie  sich  unter  Ueber- 
windung  des  auf  ihr  lastenden  Druckes  ausdehnen  und  somit  abkühleu. 

Die  Rechnung  zeigt  nun,  dafs  diese  Abkühlung,  so  lange  die 
Luft  den  Sättigungspunkt  noch  nicht  überschritten  hat,  für  100  Meter 
Steigung  beinahe  genau  1®  Celsius  betrügt. 

Anders,  wenn  der  Kondensationspunkt  überschritten  ist.  Sowie 
dies  der  Fall  ist,  mufs,  um  die  Temperatur  um  einen  bestimmten  Betrag 
herabzudrücken,  eine  gröfsere  Wärmemenge  entzogen  werden  als  bei 
trockener  Luft,  oder  bei  solcher,  die  das  Wasser  noch  in  der  Form 
ungesättigten  Dampfes  d.  h.  als  wahres  Wassergas  enthält. 

Wenn  man  in  dem  Sohlangenrohre  eines  Destillutionsapparates 
Dampf  verdichten  will,  so  mufs  mau  das  Rohr  beständig  durch  Wasser 
abkühlen,  welches  sich  seinerseits  erwärmt  und  um  so  rascher  ge- 


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20 


wechselt  werden  mufs,  je  mehr  Dampf  kondensirt  werden  soll.  Lässt 
man  trockene  Luft  durch  das  Hohr  streichen,  so  hat  man  viel 
wenig’er  Kühlwasscr  nöthig:. 

In  dem  Falle  aufsteig^ender  Luft  hat  man  es  nicht  mit  Wärme- 
entziehungf  im  gewöhnlichen  Sinne  des  AVortes  zu  thun,  sondern  hier 


ist  es  nur  die  bei  der  Ausdehnung  zu  leistende  Arbeit,  welche  durch 
Wärme  gedeckt  werden  mufs,  und  somit  eine  Abkühlung  zur  Folge  hat. 

Da  nun,  wie  man  durch  Rechnung  nachweisen  kann,  diese  Arbeit 
bei  der  Erhebung  um  das  gleiche  Stück  immer  die  gleiche  bleibt, 
mag  die  Luft  gesättigt  sein  oder  nicht,  so  ist  es  klar,  dafs  im  Stadium 
der  Kondensation  die  Temperaturabnahmo  bei  gleicher  Erhebung  eine 
geringere  sein  mufs  als  bei  trockener  Luft,  da  sie  eben  zum  Thoile 
in  der  Kondensationswärme  ihre  Deckung  findet. 

Eine  genauere  Untersuchung  zeigt,  dafs  nach  Ueberschreiten  des 
Sättigungspunktes  die  Temperaturabnahmo  bei  dem  Emporsteigen  durch 
eine  bestimmte  Höhe  etwa  halbsoviel  beträgt,  als  bei  trockener  Luft, 
wobei  jedoch  dieser  Rruchtheil  je  nach  Druck  und  Temperatur  inner- 
halb sehr  weiter  Grenzen  schwankt. 

Dies  vorausgeschiokt,  läfst  sich  nun  der  Vorgang  beim  Föhn 
leicht  übersehen. 

Fig.  2 zeigt  im  Schema  den  Durchschnitt  des  Gebirges,  welches 
im  Sinne  der  Pfeile  von  der  Luft  überschritten  wird. 

Ueberdies  soll  die  Seite,  von  welcher  die  Luft  kommt,  die  südliche, 
jene,  nach  welcher  sie  zieht,  die  nördliche  sein,  wie  durch  die  Buch- 
staben S und  N angedeutet  ist 

Wird  nun  der  Luft  während  des  Ueberschreitens  des  Kammes 
nicht  noch  anderweitig  Wärme  zugeführt  oder  entzogen,  so  kommt  nur 
die  Abkühlung  durch  Ausdehnung  und  die  Erwärmung  durch  Kom- 
pression in  Betracht,  und  man  hat  demnach  auf  der  Südseite  zunächst 
eine  Abnahme  um  1“  für  100  Meter  Erhebung  zu  erwarten. 


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21 


Hatte  demnach  die  Luft  am  Fufse  des  Gebirjfos,  das  wir  uns 
hier  der  Einfachheit  wegen  vom  Meeresspiegel  an  aufsteigend  denken, 
eine  Temperatur  von  21®,  so  wird  sie  in  Höhen  von  100,  200,  300  und 
400  Meter  der  Heihe  nach  Temperaturen  von  20,  19,  18  und  17  Graden 
zeigen,  gerade  so  wie  dies  in  der  Figur  den  betreffenden  Horizontal- 
linien beigesohrieben  ist. 

Gesetzt  nun,  die  Luft  hätte  am  Südfufs  im  Kilogramm  12,2  Gramm 
Wasserdampf  mit  sich  geführt,  so  würde  sie  in  der  Höhe  von  400 
Metern  bei  17®  gesättigt  sein,  d.  h.  es  würde  jede  weitere  Abkühlung, 
also  auch  jedes  weitere  Aufsteigen  ein  Ausscheiden  von  Wasser  nach 
sich  ziehen. 

Bei  der  Anfangsteraperatur  und  dem  Anfangsdrucke  hätte  sie 
15  Gramm  entlialten  können,  wahrend  sie  in  Wahrheit  nur  81  ®/'„  dieser 
Menge  bei  sich  führte  oder,  wie  man  zu  sagen  pflegt,  81  ®/o  relativer 
Feuchtigkeit  bcsafs.*) 

In  400  Meter  Höhe  hingegen  ist  sie  an  der  Grenze  der  Sättigung 
angekommen  und  nun  beginnt  die  Woikonbildung,  und  bei  weiterem 
Kmporsteigen  die  Ausscheidung  von  Wasser  in  Gestalt  von  Regen. 

Gleichzeitig  aber  ist  die  Temperaturabnalune  mit  der  Höhe  ver- 
mindert und  nun  bedarf  es  beinalie  200  Meter  Steigung  um  eine  Er- 
niedrigung um  1®  zu  erzielen.  Die  von  Grad  zu  Grad  in  Gedanken 
durch  die  Atmosphäre  gelegten  und  hier  im  Durchschnitt  aks  Linien 
gezeichneten  Flächen  gleicher  Temperatur  stehen  demnach  innerhalb 
der  Wolke  weiter  von  einander  ab  als  unterhalb,  so  zwar,  dafs  erst 
bei  1000  Meter  Höhe  die  Temperatur  auf  14®  gesunken  ist,  während 
bei  wasserdampf-ärmerer  Luft  die  gleiche  Temperatur  vom  nämlichen 
Anfangszustjindc  aus  bereits  bei  700  Meter  erreicht  wurden  wäre. 

Bei  der  Temperatur  und  bei  dem  Drucke,  der  nach  den  Annahmen 
des  gewählten  Beispieles  in  1000  Meter  d.  h.  auf  der  Kamrahöhe 
herrscht,  kann  die  Luft  nur  noch  10,8  Gramm  Wasserdampf  im  Kilo 
enthalten,  es  müssen  demnach  1,4  Gramm  beim  Emporsteigen  heraus- 
gefallon  sein. 

Sinkt  nun  die  Luft  auf  der  anderen  Seite  herab,  so  erwärmt  sie 
sich  sofort  durch  Kompression,  sie  könnte  demnach  auch  mehr  Wasser 
in  sich  aufnehmen  als  die  10,8  Gramm  im  Kilo,  welche  sie  mitge- 
bracht hat,  d.  h.  sie  hört  auf  gesättigt  zu  sein. 

Man  hat  mitliin  nach  Ueberschreiten  des  Kammes  wieder  unge- 
sättigte Luft  vor  sich,  die  sich  beim  Herabsinken  durch  eine  bostimm'le 

•)  In  der  Figur  ist  die  runde  Zahl  80*/o  angegeben. 


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22 


Höhe  genau  um  denselben  Betrag  erwännl,  um  welchen  sich  solche 
Luft  beim  Emporsteigen  abkühlt,  d.  h.  um  1"  auf  100  Meter. 

Die  von  Grad  zu  Grad  durch  die  Luft  gelegten  Fhächen  gleicher 
Temperatur  sind  demnach  auf  der  im  Windschatten  gelogenen  Seite  — 
hier  auf  der  Nordseite  — von  oben  bis  unten  nur  um  100  Meter  von 
einander  entfernt,  so  dafs  die  Temperatur  am  Fufse  des  Gebirges  auf 
dieser  Seite  höher  ist  als  auf  der  anderen. 

Im  Falle  des  vorliegenden  Beispiels  betragt  dieser  Unterschied, 
wie  man  auf  den  ersten  Blick  sieht,  .3  Grade,  da  sie  mit  24®  in  dem 
Niveau  ankommt,  von  welchem  sie  auf  der  anderen  Seite  mit  21®  aus- 
gegangen ist 

Bei  24®  könnte  sie  nun  am  Meeresspiegel  18,2  Gramm  Wa,sser  im 
Kilo  enthalten,  während  sie  nur  10,8  Gramm  enthält  d,  i.  Tveniger  als 
vorher  bei  21".  Ihre  relative  Feuchtigkeit  beträgt  demnach  nur  noch 
59®/o  statt  81®  ,!,  sie  ist  demnach  nach  Ueberschreiten  des  Gebirges 
nicht  nur  wärmer,  sondern  auch  absolut  und  noch  vielmehr  relativ 
trockener  als  vorher. 

Bei  dem  eben  durchgeführten  Beispiele  wurden  die  Zahlen  so  ge- 
wählt dafs  sie  in  der  Figur  leicht  zur  Darstellung  gebracht  worden 
konnten,  ohne  dieselbe  mit  Linien  zu  überhäufen. 

In  Wahrheit  spielt  sich  der  Vorgang  in  den  Alpen  in  weit  gröfseren 
Verhältnissen  ab,  und  dann  treten  auch  die  verschiedenen  charak- 
teristischen Eigenschaften  des  Föhns  viel  schlagender  hervor. 

Wäre  z.  B.  die  Kammhöhe  des  Gebirges  2500  Meter,  die  Temperatur 
am  Südfufs  desselben  wieder,  wie  oben  angenommen,  21®  bei  einer 
relativen  Feuchtigkeit  von  81®';,,  dann  würde  die  Luft  nach  Ueber- 
schreiten des  Gebirges  in  der  Tiefe  mit  :12®  und  nur  27*/„  relativer 
Feuchtigkeit  ankommen,  während  sie  auf  dem  Kamme  selbst  eine 
Temperatur  von  kaum  6®  zeigen  müfste,  dabei  hätte  jedes  Kilogramm 
aufsteigeude  Luft  4,6  Gramm  Wasser  ausgeschieden.  Qualitativ  liegen 
jedoch  die  Verhältnisse  in  beiden  Fällen  ganz  ähnlich:  Der  Luftstrom, 
der  warm  und  dampfreich  auf  der  Winilseilo  des  Gebirges  in  die  Höhe 
steigt,  kühlt  sich  während  des  Emporsteigens  ab  und  scheidet  zu- 
gleich einen  Theil  seines  Wassers  als  liegen  oder  .Schnee  ah,  so  dafs 
er  kalt  und  gesättigt  den  Kamm  überschreitet  Beim  Hinabstoigen 
erwärmt  er  sich  wieder  und  zwar  rascher,  als  er  sich  vorher  ahgekühlt, 
und  kommt  deshalb  warm  und  trocken  unten  au. 

Der  Raum,  in  welcbem  die  Wa.sserausscheidung  erfolgt,  d.  h.  der 
von  Wolken  errüllte,  wurde  in  der  Zeichnung  durch  geeignete  Schraf- 
firung  angedeutet 


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23 


Streng  genommen  müfste  er  in  einer  auf  dem  Kamme  senkrecht 
stehenden  Kbene  seinen  Abschlufs  finden.  Thatsiiohlich  sieht  man 
auch  in  einem  gewissen  Stadium  des  Föhns  die  Wolken  mauerartig 
über  dem  Kamme  sich  aufbauen. 

Häufig  aber  greifen  sie  etwas  über,  wie  dies  auch  in  der  Figur 
vei-siiinlicht  ist,  und  dürfte  der  Grund  dieser  Erscheinung,  wie  Herr 
Dr.  Vettin  gelegentlich  bemerkte,  darin  zu  suchen  sein,  dafs  beim 
Hinwegblasen  über  das  Gebirge  auch  auf  der  dem  Winde  abgewendeten 
Seite,  der  sogenannten  Leeseite,  durch  Saugwirkung  ein  schwacher, 
sekundärer,  aufsteigender  Strom  hervorgerufen  wird,  der  seinerseits 
wieder  zur  Wolkenbildung  Veranlassung  giebt. 

Ueberhaupt  zeigen  sich  in  Wirklichkeit  mancherlei  Abweichungen 
von  dem  hier  entwickelten  Schema,  Abweichungen,  die  zum  Theile 
noch  kaum  beachtet  wurden,  deren  genauere  Untersuchung  aber  jeden- 
falls nicht  hierher  gehört. 

Hier  handelte  es  sich  zunächst  nur  darum,  zu  zeigen,  dafs  beim 
Aufsteigen  der  Luft  Abkühlung  und  Xiederschlagsbildung  erfolgen 
mufs,  während  im  absteigenden  Strome  Trockenheit  herrscht  und  dem- 
entsprechend auch  keine  Wolken  vorhanden  sein  können. 

Dabei  sind  die  Wassermengen,  welche  auf  diese  Weise  aus- 
geschieden wenlen  können,  sehr  beträchtliche. 

Hätte  man  z.  B.  im  Meeresniveau  1 Kubikmeter  gesättigte  Luft 
von  20”,  welches  wie  schon  oben  bemerkt  17,2  Gramm  Wassordampf 
enthält,  so  würde  sich  dieser  beim  Emporsteigen  auf  4000  Meter  um 
21,5”,  d.  h.  auf  — 1,6®  abkühlen  und  dabei  nahezu  10  Gramm  Wasser 
ausscheiden,  mithin  etwa  % <ies  ursprünglich  vorhandenen  Wassers 
und  beinahe  10-mal  soviel,  als  nach  dem  oben  durchgelührten  Beispiele 
bei  der  Mischung  der  gleichen  Luftmenge  mit  einem  Kubikmeter  ge- 
sättigter Imft  von  0”  zur  Ausscheidung  käme. 

iSohluffl 


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Die  physische  Beschaffenheit  der  Sonne. 

Von  Dr.  P.  Keiil|if, 

AHtrooom  am  astropbys.  obserralorium  bei  I'otndam. 

rotz  des  "rorsen  Intere-sses.  welches  die  Menschen  von  jeher  der 
Sonne  zuwondeten,  dem  jfliinzenden  Gestirn  des  Tages,  der 
Spenderin  von  Licht  und  Wärme,  welche  auf  alle  Verh.ältnisse 
der  Krde  einen  so  hervorragenden  Einflufs  ausiibt,  gelang  cs  doch  erst 
spät,  Anschauungen  von  einigem  wissenschaftlichen  Werthe  über  die 
Beschaffenheit  derselben  zu  gewinnen.  Die  Alten  begnügten  sich,  in 
ihr  ein  ewiges  reines  Feuer  zu  sehen,  welches  sie  mit  mehr  oder  weniger 
Iihantastischen  Eigenthümlichkeiten  ausstatteten.  Erst  die  Conslruotion 
des  Fernrohrs  nnil  die  damit  zusammenhängende  Entdeckung  der 
Sonnenfleckeu  ermöglichte  tlas  Anfstellen  angemessenerer  Theorien. 
Wie  sehr  dieselben  den  philosophischen  .\nschauungen  der  damaligen 
Zeit,  welche  noch  ganz  von  denen  der  Griechen  heherrscht  wurden, 
widersprachen,  lehrt  in  ergötzlicher  Weise  die  Antwort,  welche  der 
.lesuitenpator  Scheiner  von  seinem  geistlichen  Vorgesetzten  erhielt, 
als  er  diesem  Mittheilung  von  der  Entdeckung  der  Sonnenflecken 
machte  und  um  die  Erlaubnifs  zur  Veröffentlichung  derselben  baL  G 
Der  Provinzial  antwortete  ihm:  „Ich  habe  die  Schriften  des  Aristoteles 
mehrere  Male  von  Anfang  bis  zu  Endo  durchstndirt,  und  kann  ver- 
sichern, dafs  ich  darin  nichts  von  dem  gefunden  habe,  was  Du  erzählst. 
Geh’  hin,  mein  Sohn,  und  beruhige  Dich.  Sei  versichert,  dafs  das, 
was  Du  für  Flecken  auf  der  Sonne  hieltest,  Fehler  Deiner  Gläser  oder 
Deiner  Augen  sind.“ 

Aber  auch  nach  der  Entdeckung  der  Sonnenflecken  blieben  die 
aus  den  Beobachtungen  gewonnenen  Kenntnisse  noch  immer  unzu- 
reichend, um  den  Aufbau  einer  annehmbaren  Theorie  zu  ermöglichen. 
Erst  als  vor  wenigen  Jahrzehnten  die  Spektralanalyse  der  Forschung 
neue  llülfsmittel  darbot  und  binnen  kürzester  Frist  eine  ungeahnte 
Fülle  der  überraschendsten  Hcsidtato  zu  Tage  förderte,  trat  die  Frage 
nach  der  Beschaffenheit  der  Sonne  in  ein  neues,  günstigeres  Stadium. 


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.Sntiiicnphnt  oc]ra  phio 

Aurponommcn  an  LI  Srpl  3ßß3 
ajf  d.*ni  Ar.'rppmiRiKahsrhen  n^isor^Mlnnum 
Al)  j’o^nnam  von  ITfll.ohsi* 


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25 

Detn  imbewalTaolen  Augfe  bietet  die  Sonne  den  Anblick  einer 
gleichmäfsig  hellen  Fläche;  anders  aber,  wenn  man  ein  Fernrohr, 
unter  Anwendung  geeigneter  Schutzvorrichtungen  gegen  die  Intensität 
des  Sonnenlichtes,  zu  Hülfe  nimmt.  Man  erkennt  alsdann,  dafs  die 
leuchtende  Hülle  der  Sonne,  welche  zunächst  allein  der  ISeobachtung 
zugänglich  ist,  und  welche  ihres  Glanzes  wegen  den  Namen  .Photo- 
Sphäre''  erhalten  hat,  ein  eigenthiimlich  flockiges,  niarmorirtes  Aussehen 
hat  Diese  Granulation,  wie  sie  gewöhnlich  genannt  wird,  macht  den 
Kindruck,  als  ob  eine  unendlich  grofse  Anzahl  sehr  heller  Körnchen 
von  unregelmäfsiger  Gestalt  in  einem  dunkleren  Medium  schwämmen. 
Ueber  die  Form  und  Gröfse  dieser  Körnchen  weichen  die  Angaben  der 
einzelnen  Beobachter  sehr  von  einander  ab.  Nasmyth  z.  15.  vergleicht 
ihre  Gestalt  mit  Woidenblättern  und  schätzt  die  Länge  derselben  bis  auf 
tausend  Meilen,  während  sie  nach  Langley  mehr  rundlich  sind  und 
einen  Durchmesser  von  50 — 100  Meilen  besitzen;  sie  erscheinen  ihm 
wie  Schneeflocken,  die  auf  einem  grauweifsen  Tuch  zerstreut  sind. 
Diese  widersprechenden  Ansichten  werden  nicht  auffallen,  wenn  man 
bedenkt,  wie  sehr  dem  beobachtenden  Auge  das  Erkennen  von  Details 
auf  der  Sonne  durch  die  Intensität  und  Wärme  des  Sonnenlichtes  er- 
schwert wird.  Zuverlässigeren  Aufschlufs  über  diesen  Punkt  haben 
uns  die  photographischen  Aufnahmen  der  Sonne  während  dos  letzten 
Jahrzehnts  geliefert,  unter  denen  die  Arbeiten  von  Janssen  in  Meudon 
obenan  stehen.  Aus  ihnen  geht  hervor,  dafs  die  Elemente,  aus  denen 
sich  die  Granulation  zusaramensetzt,  in  der  Hauptsache  kreisförmig 
sind,  und  zwar  um  so  ausgesprochener,  je  kleinere  Dimensionen  sie 
besitzen.  .\n  den  Punkten,  wo  diese  Elemente  unregelraäfsig  geformt 
sind,  scheinen  sie  aus  mehreren  kleineren  zusammengesetzt  zu  sein, 
welche  ihrerseits  sich  der  Kreisform  nähern,  oder  man  erkennt,  dafs 
stürmische  Bewegungen  ihre  ursprüngliche  Gestalt  verändert  haben. 
Die  Jans  Benschen  Photographien  zeigten  aber  noch  eine  andere  Er- 
scheinung, darin  bestehend,  dafs  einzelne  Thoile  des  Sonnenbildes  voll- 
kommen scharf,  unmittelbar  benachbarte  Partieen  dagegen  undeutlich 
und  ganz  verschwommen  waren.  Durch  mehrfach  hintereinander  aus- 
geführte  Aufnahmen  konnte  dargethan  werden,  dafs  diese  Erscheinung, 
welche  Janssen  da.s  photosphärische  Netz  nannte,  nicht  etwa  von 
zufälligen  Luftströmungen,  sei  es  im  Fernrohr,  sei  es  in  der  irdischen 
Atmosphäre,  herrührt,  sondern  dafs  sie  auf  der  Sonne  selbst  ihren  Silz 
hat.  Nach  Janssens  Ansicht  bieten  sich  in  den  verschwommenen 
Theilen  solche  Gegenden  der  Sonne  dem  Auge  dar,  über  welchen  die 
Atmosphäre  in  heftiger  Bewegung  begriffen  ist,  während  die  Stellen, 


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•_>« 

an  denen  die  (iranulation  deutlich  hervorlritt,  von  verhiiltnifsmäfsig 
ruhiger  Atmosphäre  bedeckt  sind.  Die  Photographien  lassen  noch  er- 
kennen, wie  schnell  die  Regionen  der  Stürme  ihre  Lage  wechseln, 
so  dars  das  photosphärische  Xetz  fortwährenilen  Veränderungen  unter- 
worfen ist. 

Auf  dem  soeben  geschilderten,  die  ganze  Sonnenscheibe  gleich- 
mafsig  bedeckenden  Grunde  fallen  nun  dem  Beschauer  zwei  Erschei- 
nungen ins  Auge,  die  Flecken  und  die  Fackeln.  Die  ersteren,  meist 
sehr  unregelmäfsig  geformte,  scharf  begrenzte  Gebilde,  bestehen  der 
Regel  nach  aus  einem  relativ  sehr  dunklen  Kern  und  einem  etwas 
helleren,  den  Kern  einfassenden  Hof,  auch  Penumbra  oder  Halbschatten 
genannt  Die  Fackeln  dagegen,  welche  ausschliefslich  in  der  Nähe 
der  Ränder  der  Sonnenscheibe  beobachtet  werden,  sind  beträchtlich 
heller  als  die  Photosphäre,  und  heben  sich  wie  leuchtende  .\dern  von 
dieser  ab.  Die  diesem  Hefte  beigegebene  Tafel,  die  Reproduktion 
einer  am  astrophysikalischen  Observatorium  zu  Potsdam  von  Lohse 
am  13.  September  1883  ausgeführton  photographischen  Aufnahme, 
möge  dazu  dienen,  eine  Vorstellung  von  den  beschriebenen  Er- 
scheinungen zu  geben. 

Die  Flecken  treten  ausschliefslich  in  den  Gegenden  zwischen 
40  ® Breite  auf,  die  Fackeln  dagegen  ßndet  man  in  allen  Breiten, 
wenn  auch  nach  den  Polen  hin  weniger  häufig;  besonders  zahlreich 
erscheinen  sie  in  der  Xähe  von  Flecken.  Die  .\nzahl  der  auf  der 
Sonnenscheibe  zu  gleicher  Zeit  sichtbaren  Flocken  ist  eine  sehr 
wechselnde;  sie  nimmt  periodisch  ab  und  zu,  und  zwar  ist  aus  den 
viele  Jahre  hindurch  mit  grofser  Ausdauer  forhreführten  Beobachtungen 
die  Länge  dieser  Periode  zu  ungefähr  elf  Jahren  gefunden  worden. 
Durch  die  Bewegung  der  Flecken  auf  der  Sonnenscheibe  ist  es  ferner 
möglich  gewesen,  die  Rotation  der  Sonne  um  ihre  .\xe  nachzuweisen 
und  zu  bestimmen.  Auf  die  zahllosen  Details,  welche  die,  besonders 
in  den  letzten  Jahrzehnten,  an  vielen  Orten  angestellten  Beobachtungen 
über  die  interessanten  Gebilde  der  Flecken  ergeben  haben,  kann  hier 
des  Raumes  wogen  nicht  näher  eingegangen  werden. 

Die  Vermuthimgen,  welche  die  Fjntdecker  und  ersten  Beobachter 
der  Sonnen  flocken  über  die  Beschaffenheit  der  Sonne  aussprachen, 
entbehrten  naturgemäfs  noch  einer  strengeren  wissenschaftlichen  Be- 
gründung. Galilei  umgab  die  Sonne  mit  einem  feinen  elastischen 
Fluidum,  in  welchem  die  Flecken  als  Wolken,  den  irdischen  vergleich- 
bar, schwimmen.  Scheiner  spricht  von  einem  Feuerozeane,  der  durch 
seine  Stürme,  Klippen  und  Brandungen  die  verschiedenen  Erschei- 


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27 


nungen  zu  Wege  bringt.  Aehnlich,  aber  etwas  bestimmter,  äufsert  sich 
der  bekannte  Astronom  Cassini.  Nach  ihm  ist  die  Sonnenscheibe, 
die  wir  sehen,  „ein  Lichtozean,  welcher  den  festen  und  dunklen  Kern 
der  Sonne  umgiebt;  gewaltsame  Bewegungen,  die  in  der  Lufthülle  ver- 
gehen, lassen  uns  von  Zeit  zu  Zeit  die  Berggipfel  jenes  lichtlosen 
Sonnenkorpers  sehen,  das  sind  die  schwarzen  Kerne  der  Sonnenflecke“. 
Die  Vorstellung  eines  dunklen  .Sonnenkörpers  schien  eine  wesentliche 
Bestätigung  zu  empfangen  durch  eine  sehr  wichtige  Entdeckung,  welche 
der  schottische  Astronom  Wilson  im  Jahre  1769  machte.  Derselbe 
beobachtete  nämlich,  dafs  bei  einem  am  Ostrande  der  Sonne  auf- 
tauchenden Fleck  der  Hof  nur  auf  der  dem  Bande  zugekehrten  Seite 
des  Flecks  sichtbar  war,  während  die  andere  Seite  desselben  und  der 
Kemfleok  selbst  vertleckt  blieb.  Erst  mit  dem  Vorrücken  des  Flecks 
nach  der  Sonnenmitte  trat  auch  der  Kern  und  die  innere  Seite  der 
Penumbra  hervor,  und  beim  Verschwinden  am  Westrande  blieb  zuletzt 
wietlcr  nur  die  dem  Rande  zugelegeno  Seite  des  Hofs  sichtbar.  Diese 
Erscheinung  fand  eine  einfache  Erklärung,  wenn  man  annahm,  dafs 
der  Fleck  eine  Vertiefung  in  der  Sonnenatmosphäre  sei,  deren  Boden 
den  Kern  und  deren  Wände  den  Halbschatten  bilden.  Vornehmlich 
auf  dieses  Phänomen  begründete  Wilson  eine  Theorie  der  Sonne, 
welche,  von  Herschel  noch  weiter  ausgefuhrt,  fast  bis  in  die  Mitte 
dieses  Jahrhunderts  die  Anschauungen  über  die  Beschaffenheit  der 
Sonne  beherrschte.  Herschel  dachte  sich  das  Innere  der  Sonne 
durch  einen  dunklen  Kern  gebildet,  der  von  zwei  wolkenartigen  Hüllen 
umgeben  ist  Die  iiufsere  derselben,  die  dem  Beobachter  zunächst  aus- 
schliefslich  sichtbare  Photosphäre,  ist  glühend  und  strahlt  eine  unge- 
heure Hitze  aus;  die  innere  dagegen  besitzt  weder  Licht  noch  Wärme 
und  schützt  die  Oberfläche  des  Sonnenkerns  vorder  Hitze  der  Photo- 
sphäre. Auf  letzteren  Umstand  legte  Herschel  noch  besonderes  Ge- 
wicht, da  er,  seinen  philosophischen  Anschauungen  entsprechend,  die 
Sonne  als  bewohubarvoraussetzte.  Die  Flecken  entstehen  nun  nach  dieser 
Theorie,  indem  sich  eine  Oeffnung  in  den  Wolkenhüllen  bildet,  durch 
welche  wir  den  dunklen  Sonnenkem  erblicken.  Durch  die  Annahme, 
dafs  der  Rifs  in  der  unteren  Schicht  kleiner  als  in  der  oberen  ist, 
wird  auch  die  Bildung  des  Hofes  erklärt,  da  diese  Schicht  zwar  kein 
eigenes  Licht  besitzt,  wohl  aber  durch  das  nach  innen  strahlende 
Licht  der  Photosphäre  wenigstens  theilweisc  erleuchtet  wird. 

Die  Annahme  eines  dunklen,  kühlen  Sonnenkörpers  ist  nun  aber 
nach  den  Anschauungen  der  modernen  Physik  nicht  haltbar.  Die 
ungeheure  Hitze,  welche  die  Photosphäre  ausstrahlt,  müfste  ebenso  wie 


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28 


nach  aufsen  auch  nach  innen  wirken,  lind  die  untere  WolkcnhUlle 
sehr  Imld,  und  zwar  um  so  schneller,  je  undurchsichtiger  dieselbe  an- 
genommen wird,  ebenfalls  zur  Olühhitzo  bringen.  Diese  Atmosphäre 
inüfste  dann  in  gleicher  Weise  auf  den  Korn  wirken,  und  auch  dieser 
müfsto  daher,  selbst  wenn  er  ursprünglich  wirklich  kalt  gewesen  wäre, 
im  Laufe  der  Jahrtausende  die  Temperatur  der  Glühhitze  erlangt 
haben.  Und  zwar  müfste  er  auch  wirklich  glühen,  da  alle  Körper, 
wie  Draper  experimentell,  und  Kirchhoff  theoretisch  nachgewiesen 
haben,  bei  nahe  derselben  Temperatur  zu  glühen  beginnen.  Trotz 
dieser  Thatsachen  blieb  aber  die  Hypothese  von  dem  dunklen  Sonnen- 
körper die  herrschende,  bis  ihr  die  Spektralanalyse  endgültig  den 
Todesstofs  versetzte. 

Die  Gesetze,  welche  die  Spektralanalyse  aufgestellt  hat,  gipfeln 
bekanntlich  in  den  drei  Sätzen; 

1.  Feste  oder  flüssige  glühende  Körper  geben  ein  kontinuirliches 
Spektrum. 

2.  Glühende  Gase  liefern  Spektra,  welche  nur  aus  hellen  Linien 
bestehen,  und  zwar  zeigt  jeder  Stoff  ganz  bestimmte  Linien,  an  welchen 
er  jederzeit  erkannt  worden  kann.  Befinden  sich  die  Gase  jedoch 
unter  sehr  hohem  Drucke,  so  geben  sie  ebenfalls  ein  kontinuirliches 
Spektrum. 

3.  Wenn  Licht,  welches  ein  kontinuirliches  Spektrum  giebt,  durch 
ein  Gas  hindurchgeht,  so  absorhirt  dieses  Gas  alle  diejenigen  .Strahlen, 
aus  denen  sein  eigenes  Spektrum  besteht.  Es  entsteht  so  ein  Spektrum, 
welches  von  dunklen  Linien  durchzogen  ist,  die  nach  ihrer  Stellung 
genau  den  hellen  Linien  des  Gasspektrums  entsprechen. 

Betrachtet  man  nun  das  Spektrum  der  .Sonne,  so  erblickt  man 
das  Farbenhand  des  kontinuirlichen  Spektrums,  durchzogen  von  un- 
zähligen dunklen  Linien.  Dies  führt  nach  den  obigen  Sätzen  mit 
zwingender  Xothwendigkoit  zu  der  Annahme,  dafs  die  Sonne  aus  einem 
in  höchster  Glühhitze  befindlicheu  Kern  besteht,  welcher  für  sich  allein 
ein  kontinuirliches  Spektrum  geben  würde,  und  welcher  von  einer 
Atmosphäre  umgeben  ist,  ebenfalls  von  so  hoher  Temperatur,  dafs 
sich  in  ihr  alle  Stoffe,  deren  Linien 'im  Sonnenspektrum  sichtbar  sind, 
in  glühend  gasförmigem  Zustande  vorfinden.  Vergleichungen  mit  den 
Spektren  bekannter  Stoffe  bewiesen  das  Vorhandensein  vieler  irdischer 
Elemente  in  der  .‘'onnenatmosphäre,  darunter  vornehmlich  Wasserstoff, 
Natrium,  Eisen,  Calcium,Magnesium,  Nickel,  Barium, Kupfer,  Mangan  u.A. 

Kirchhoff  nahm  den  Korn  der  .Sonne  als  fest  oder  tropfbar 
flüssig  an,  während  spätere  Forscher  ihn  für  gasförmig  erklärten. 


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■29 


Wäre  der  Kern  fest,  so  müfsto  infolge  der  intensiven  Ausstrahlung, 
welche  alsdann  ausschliefslich  auf  Kosten  einer  verlinllnifsmäfsig 
dünnen  Oberllächenschiclit  vor  sich  ginge,  die  letztere  sich  sehr  schnell 
abköhlen  und  mit  einer  kälteren  Rinde  überziehen.  Beweglich  mufs 
man  daher  die  Sonnenmasse  jedenfalls  voraussetzen,  damit  durch  Strö- 
mungen aus  dem  Innern  Wärmezufuhr  an  die  üherflächo  sluttßnden 
und  so  der  Wärmeverbrauch  über  die  ganze  Masse  der  Sonne  ver- 
theilt werden  kann.  Schwieriger  dagegen  ist  die  Entscheidung  der 
Krage,  ob  die  Sonne  flüssig  oder  gasförmig  zu  denken  ist.  Die 
letztere  Annahme  stützt  sich  vornehmlich  auf  die  ungeheure  Temperatur 
und  die  geringe  mittlere  Dichtigkeit  der  Sonne.  Wenn  die  Hitze 
schon  an  der  Oberfläche  der  Sonne,  wo  sie  durch  fortwährende  Aus- 
strahlung in  den  Weltenraum  Verminderung  erleidet,  hoch  genug  ist, 
um  alle  Metalle  in  Dampf  zu  verwandeln,  so  kann  sie  weiter  nach 
dem  Innern  unmöglich  soweit  abnehmen,  um  das  Flüssigwenlcn  der 
Stoffe  zu  gestatten.  L'nd  wenn  ferner  wirklich  ein  grofser  Theil  der 
Sonne  aus  flüssigem  Eisen,  Magnesium,  Kupfer  etc.  bestända,  so  müsste 
die  mittlere  Dichtigkeit  derselben  sehr  erheblich  sein,  während  sie  in 
Wirklichkeit  nur  wenig  gröfser  als  die  des  Wassers  und  nur  der 
vierte  Theil  der  mittleren  Erddichte  ist.  Man  hat  dem  entgegnet,  dafs 
im  Inneren  des  Sonnenkörpers  der  Druck  so  grofs  sei,  dafs  bereits 
in  geringer  Entfernung  von  der  Oberfläche  jedes  Gas  verdichtet 
werden  müsse.  In  der  That  mufs  ein  solcher  enormer  Druck  an- 
genommen werden;  die  ungeheure  Temperatur  aber,  welche  im  Innern 
der  Sonne  sicherlich  die  der  Atmosphäre  noch  um  ein  erhebliches 
übersteigen  wird,  mufs  der  durch  den  hohen  Druck  angestrebten  Ver- 
dichtung der  Gase  energisch  entgegenw'irken,  da  bekanntlich  für  jedes 
Gas  das  Sinken  der  Temperatur  unter  einen  bestimmten  Punkt  (die 
sogenannte  kritische  Temperatur)  erforderlich  ist,  um  den  Uebergang 
in  den  flüssigen  Zustand  zu  ermöglichen.  Allerdings  wird  hierbei  die 
Voraussetzung  gemacht,  <iafs  dieErfahrungen,  welche  wir  im  Laboratorium 
bei  mefsbaren  Temperaturen  und  Drucken  gewonnen  haben,  auch  für 
die  auf  der  Sonne  herrschenden,  nach  irdischem  Mafsslabe  nicht  zu 
beurtheilenden  Verhältnisse  Gültigkeit  besitzen.  Es  ist  aber  z.  B.  be- 
kannt, dafs  das  Mariottesche  Gesetz  nicht  bis  zu  beliebigen  Grenzen 
Gültigkeit  behält.  Schon  bei  einem  Drucke  von  '200  Attnosphären 
sind  die  Abweichungen  von  diesem  Gesetz  sehr  merklich  und  wachsen 
mit  steigendem  Drucke  immer  stärker. 

Welcher  von  beiden  Hypothesen  man  übrigens  auch  den  Vor- 
rang einräumen  will,  ein  wesentlicher  Unterschied  in  der  Beschaffen- 


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heit  der  Sonnonmasso  wird  kaum  existiren.  Auch  die  Vertreter  der 
(iastlieorie  sind  gezwungen,  die  Dichtigkeit  der  Oase  so  grofs  anzu- 
nehmen,  dafs  sie  nicht  entfernt  mehr  den  uns  bekannten  (jasen  ver- 
gleichbar bleiben,  vielmehr  so  zähflüssig  sind,  dafs  sie  der  Dewegnng 
ähnlich  wie  Pech  oder  Glaserkitt  widerstehen. 

Don  Kern  der  Sonne  umgiebt  nun,  wie  bereits  erwähnt,  eine 
Atmosphäre,  welcher  die  dunklen  Linien  ihre  Entstehung  verdanken, 
und  die  man  deshalb  die  umkehrende  Schicht  genannt  hat.  Diese 
Schicht  enthält  die  Dämpfe  sämmtlioher  Metalle,  die  wir  durch  das 
Spektroskop  auf  der  Sonne  nachweisen  kennen,  in  glühendem  Zu- 
stande; sie  müfste  daher,  wenn  es  möglich  wäre,  ihr  Licht  von  dem 
der  Photosphäre  zu  trennen,  ein  aus  hellen  Linien  gebildetes  Spektrum 
liefern.  Nun  ist  es  in  der  That  gelungen,  diese  Schicht  für  sich  zu 
beobachten.  Richtet  man  nämlich  bei  einer  totalen  Sonnenfinsternifs 
das  Spektroskop  auf  diejenige  Stelle,  wo  eben  der  letzte  Stralil  des 
Sonnenlichtes  hinter  dom  vorrückenden  Monde  verschwindet,  so  blitzen 
in  dem  Augenblicke,  wo  die  Sonne  vollständig  bedeckt  wird,  und 
also  nur  das  Licht  der  untersten  Theile  ihrer  Atmosphäre  in  das 
Spektroskop  gelangt,  durch  die  gauze  Länge  des  Spektrums  Tausonde 
von  hellen  Linien  auf.  Nur  zwei  oder  drei  Sekunden  währt  diese 
prachtvolle  Erscheinung,  aber  sie  hat  dem  aufmerksamen  Beobachter 
genug  enthüllt  und  ihm  die  Bestätigung  der  Hypothese  von  einer 
umkehrenden  Schicht  geliefert. 

Die  Beobachtung  der  totalen  Sonnenlinstemisse  hat  aber  noch 
zu  anderen,  für  die  Sonnentheorie  wichtigen  Ergebnissen  geführt,  da  uns 
bei  dieser  Gelegenheit  Erscheinungen  vor  .\ugen  treten,  die  zu  jeder 
anderen  Zeit  unseren  Blicken  entzogen  sind.  In  dem  Momente  näm- 
lich, W'O  die  Sonnenscheibe  vollständig  hinter  dem  Monde  verschwindet, 
wird  die  Corona  sichtbar,  jene  Strahlenkrone,  welche  mit  mildem  Lichte 
wie  ein  Heiligenschein,  den  tiefdunklen  Mond  umgiebt,  und  in  welche 
vom  Mondrande  aus  rosige  Wolken  und  Flammen  hineinragen,  die  Pro- 
tuberanzen.  Der.\ugenblick  des  Aufleuchtens  dieser  Erscheinung  ist  nach 
dem  übereinstimmenden  Zeugnifs  aller  Beobachter  ein  so  überwältigend 
grofsnrtiges  Schauspiel,  dafs  es  sich  dem  Gedächtnisse  unauslöschlich 
einprägt;  und  es  ist  aufs  tiefste  zu  beklagen,  dafs  ein  neidisches  Geschick 
so  Vielen  am  19.  August  1887  den  Anblick  dieses  äufserst  seltenen 
Phänomens  vorenthalten  hat  In  unmittelbarer  Nähe  des  Sonnenrandes 
ist  die  Corona  von  blendender  Helligkeit;  sie  bildet  hier  einen  nach 
aufsen  ziemlich  scharf  abgegrenzten  Hing  von  etwa  3' — 4'  Höhe.  Der 
äufsere  Theil  dagegen  erstreckt  sich  bis  in  sehr  grofse  Entfernungen 


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und  zeigl  die  unregelmäfsigsten,  meistens  aber  strahlige  Umrisse.  (Siebe 
untenstehende  Figur.)  Die  Oröfse,  Helligkeit  und  Gestalt  der  Cktrona  ist 
bei  den  einzelnen  Finsternissen  aurserordentlich  verschieden  beobachtet 
worden.  Freilich  spielt  auch  die  persönliche  Auffassung  eine  nicht 
unwesentliche  Rolle  dabei;  man  hat  z.  B.  mehrfach  gefunden,  dafs 
zwei  Beobachter  an  demselben  Orte  ganz  verschiedene  Zeichnungen 
von  der  Erscheinung  entworfen  haben.*)  In  dieser  Beziehung  ist  es 
von  Bedeutung,  jetzt  in  der  Photographie  ein  von  diesen  persönlichen 


äauiienliustenii.sii  vum  12.  Dezeinlior  IS71. 


Fehlern  unabhängiges  llülfsmittel  zu  besitzen.  Eine  Zusammenstel- 
lung der  während  der  Finsternisse  der  letzten  Jahrzehnte  erhaltenen 
Photographien  läfst  wenigstens  einige  allgemeinere  Gesetze  über  das 
Aussehen  der  Corona  ableiten.  Fast  stets  findet  sich  in  derselben 
ein  mehr  oder  weniger  ausgesprochener  Spalt,  welcher  ungorähr,  aber 
fast  niemals  genau  der  Rotationsaxe,  der  Sonue  entspricht.  Meist  ist 
diese  Spalte  an  beiden  Pulen  vorhanden  und  ist  mit  kürzeren  vor- 


*)  Man  »ehe  z.  B.  die  Abbildungen  der  Sonnencurven  vom  lU.  Aug.  18H‘t, 
welche  im  ersten  Jahrgänge  die-ser  Zeitschrift  S.  120  u.  121  wiedergegi'ben  sind. 


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wiegend  radialstehenden  Strahlen  ausgefüllt  An  den  Seiten  dieser  Po- 
hirspaltcn,  über  den  Zonen  der  gröfsten  Sonnenfleckenthätigkeit,  treten 
gewöhnlich  gekrümmte  Strahlen  auf,  durch  welche  vornehmlich  das 
eigenthiimlich  kreuzförmige  Aussehen  der  Corona  hervorgerufen  wird, 
welches  so  vielen  Darstellungen  charakteristisch  ist.  Ferner  scheint 
ein  Zusammenhang  zwischen  der  Sonnenthiitigkeit,  wie  sie  sich  in 
der  Häufigkeit  der  Flecken  luisspricht,  und  der  Gestalt  der  Corona 
zu  bestehen.  Zur  Zeit  eines  Sonneufleckenminimums  pflogen  die  Po- 
larspalten viel  weiter  geöffnet  zu  sein,  und  es  treten  in  der  Aequator- 
gegend  besonders  langgestreckte  Strahlen  auf;  hei  einem  Flecken- 
maximum dagegen  erscheint  die  Figur  der  Corona  mit  ziemlich 
si’ininetrischen  Umrissen.  Jedoch  gilt  auch  diese  Regel  keineswegs 
ausnahmslos.  Eine  Bewegung  oder  \'eränderung  einzelner  Strahlen, 
wie  sie  manche  Beobachter  bemerkt  haben  wollen,  liefs  sich  an  der 
Hand  der  Photographien  nicht  nachweisen. 

Bereits  die  Alten  kannten  die  Corona  und  haben  sie  mehrfach 
beschrieben;  dagegen  besitzen  wir  auffallender  Weise  nicht  die  ge- 
ringste .Mittheilung,  dafs  sie  die  Protuberanzen  ebenfalls  bemerkt  haben. 
Auch  nach  der  Entdeckung  des  Fernrohrs  verging  noch  geraume 
Zeit,  ehe  dieselben  aufgofundon  wurden.  Erst  in  der  Mitte  des  vorigen 
Jahrhunderts  werden  sie  erwähnt,  aber  auch  nur  beiläufig,  so  dafs 
diese  Beobachtungen  vollständig  wieder  in  Vergessenheit  geriethen, 
und  die  Protuberanzen  eigentlich  erst  im  Jahre  1842  bei  Gelegenheit 
einer  von  vielen  hervorragenden  .\stronomon  beobachteten  totalen 
Sonnenfinsleruifs  von  neuem  entdeckt  wurden.  Noch  waren  sie  aber 
keineswegs  als  zur  Sonne  gehörig  anerkannt;  einige  brachten  sie  mit 
dem  Monde  in  Verbindung,  noch  andere  hielten  sie  überhaupt  für 
optische  Täuschungen.  Erst  die  Sonncnlinstemirs  von  1860  lieferte 
den  unwiderleglichen  Beweis  ihres  solaren  Ursprungs,  indem  durch 
Messungen  nacligewiesen  wurde,  dafs  der  Mond  bei  seinem  V'orrücken 
<lie  Protuberanzen  an  dem  einen  Rande  der  .Sonne  allmählich  immer 
mehr  bedeckte,  während  sie  an  dem  anderen  in  entsprechendem  Mafse 
hervortraton.  Zu  gleicher  Zeit  konnte  aber  festgestellt  werden,  dafs 
nicht  nur  diese  einzelnen  am  Rande  vertheilten  Gebilde  vorhanden 
waren,  sondern  dafs  die  ganze  Sonneuscheibe  von  einer  Schicht  der- 
selben rosenfarbigen  Substanz  umgeben  ist,  die  eine  Dicke  von  etwa 
10" — 12"  (d.  h.  ca.  1100  .Meilen)  hat,  und  aus  welcher  sich  an  ein- 
zelnen Stellen  die  Protuberanzen  zu  gröfserer  Höhe  erheben.  Diese 
Schicht,  welche  von  Frankland  und  Lockyer  wegen  ihrer  schönen 
Farbe  den  Namen  ..Uhromosphäre“  erhielt,  macht  den  Eindruck,  als 


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ob  aus  unzähligen  Oeffnungen  Strahlen  glühender  Gase  hervorbrechen, 
welche  wie  ein  loderndes  Feuermeer  die  ganze  Sonne  umspülen. 

lieber  die  Natur  dieser  Erscheinungen  gab  erst  die  Sonnen- 
finstemirs  von  1868  einigen  Aufschlufs,  bei  welcher  das  inzwischen 
vervollkommnete  Spektroskop  zur  Verwendung  gelangte.  Totale 
Sonnenfinsternisse  sind  aber  leider  so  aufserordentlioh  seltene  Ereig- 
nisse, dafs,  wenn  wir  auf  sie  angewiesen  geblieben  wären,  unsere  Kennt- 
nisse über  die  Chromosphäre  und  die  Protuberanzen  nur  sehr  lang- 
same Fortschritte  gemacht  haben  würden.  Boi  unverfinsterter  Sonne 
sind  die  Protuberanzen  für  gewöhnlich  nicht  zu  sehen,  und  zwar  aus 
demselben  Gnmde,  aus  welchem  die  Sterne  bei  Tage  unsichtbar  bleiben: 
weil  unsere  Atmosphäre  durch  die  vielen  in  ihr  suspendirten,  Licht 
refiektirenden  Partikelchen  zu  sehr  erhellt  wird.  Nun  bietet  aber  das 
Spektroskop  die  Möglichkeit,  dieses  Licht  zu  schwächen,  ohne  gleich- 
zeitig auch  das  der  Protuberanzen  in  demselben  Mafse  zu  vermindern. 
Das  Licht  des  Himmelsgrundes  giebt  nämlich  als  reflektirtes  Sonnen- 
licht ein  kontinuirliohes  Spektriun  durchsetzt  von  dunklen  Linien. 
Wird  nun  die  Zerstreuung  des  Spektroskopes  vergröfsert,  so  dehnt 
sich  das  Spektrum  aus,  die  Intensität  der  einzelnen  Thcile  nimmt  also 
ab.  Das  Spektrum  der  Protuberanzen  dagegen,  welches,  wie  wir  sehen 
werden,  aus  einzelnen  hellen  Linien  besteht,  kann  hierdurch  nicht  be- 
einträchtigt werden;  der  Abstand  der  einzelnen  Linien  von  einander 
wird  gröfser,  ihre  Helligkeit  aber  bleibt  unverändert  Das  Spektrum 
hebt  sich  daher  jetzt  von  dem  dunkleren  Untergründe  deutlich  und 
leicht  erkennbar  ab.  Aber  noch  mehr.  Huggins,  Lockyer  und  Zöllner 
kamen  fast  gleichzeitig  auf  den  Gedanken,  dafs  cs  möglich  sein  müsse, 
auch  die  Gestalt  der  Protuberanzen  im  Spektroskop  zu  erkennen,  ln 
der  Thal,  da  das  Licht  derselben  bei  jeder  Linie  ihres  Spektrums  als 
monochromatisch  angesehen  werden  kann,  so  braucht  man  nur  den 
Spalt  des  Spektroskops  entsprechend  weit  zu  öffnen,  um  in  demselben 
die  Chromosphäre  mit  ihren  kleinen,  spitzen  Gebilden,  einem  feurigen 
Grasfelde  nicht  unähnlich,  und  über  ihr  sich  erhebend  die  Protube- 
ranzen in  ihren  wechselreichen  Formen  zu  erkennen.  Auf  diese  Weise 
wurde  es  also  möglich,  zu  jeder  Zeit  die  Protuberanzen  nach  Form 
und  Spektrum  zu  studiren. 

Man  unterscheidet  gewöhnlich  zwei  Arten  von  Protuberanzen, 
welche  als  die  wolkenförmigen  und  die  eruptiven  oder  metallischen 
bezeichnet  werden.  Die  ersteren  haben  ihren  Namen  erhalten,  weil 
sie  in  der  Thal  oft  eine  überraschende  Aehnlichkeit  mit  den  irdischen 
Wolkenbildungen  zeigen.  (Siehe  umstehende  Figur.)  Sie  besitzen 

UüDmel  und  Erde.  11.  1.  3 


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mitunter  enorme  Ausdehnunffen  und  zeichnen  sich  durch  eine  ver- 
hältnirsmäfsig:  grofse  Besliindijfkeit  aus.  Die  metallischen  Protuberanzen 
dagegen  bestehen  gewöhnlich  aus  einzelnen  sehr  intensiven  Strahlen, 
deren  Fonn  sich  meist  sehr  schnell  ändert.  Sie  erreichen  ganz  un- 
glaubliche Höhen,  nicht  selten  bis  zu  20000  Meilen.  Nimmt  man 
hinzu,  dafs  mitunter  in  der  Zeit  einer  Viertelstunde  derartige  Gebilde 
entstehen  und  verschwinden,  so  gelangt  man  zu  Geschwindigkeiten, 
welche  Uber  jedes  irdische  Mafs  weit  hinausgehen.  In  der  That,  eine 
Ma.sso  glühenden  Gases,  von  vielen  Meilen  Durchmesser,  welche  mit 
einer  Geschwindigkeit  von  20,  40  und  mehr  Meilen  in  der  Sekunde 
in  den  Welteuraum  hinausschiefst,  giebt  der  menschlichen  Einbildungs- 
kraft unlösbare  Räthsel  auf. 


Protuberanzen. 


Was  nun  die  Natur  der  Protuberanzen  anbelangt,  so  erkennen 
wir  durch  das  Spektroskop,  dafs  die  wolkenförmigen  hauptsächlich 
aus  glühendem  Wasserstoff  und  einem  auf  der  Erde  nicht  bekannten 
Elemente  bestehen,  welches  durch  eine  gelbe  Linie  eharakterisirt  wird 
und  Helium  genannt  worden  ist  Seltener  läfst  sich  auch  Natrium  und 
Magne.siuni  nachweisen.  Anders  die  eruptiven  Protuberanzen.  Dir 
Spektrum  weist  aufser  den  Linien  des  Wasserstoffs  undHoliums  zahlreiche 
andere  hello  Linien  auf,  unter  denen  die  von  Natrium,  Magnesium, 
Barium.  Titan  und  Eisen  besonders  deutlich  hervortreten. 

Ein  ähnliches  Vorhalten  zeigt  da.s  Spektrum  der  Chromosphäre. 
Wasserstoff  und  Helium  sind  immer  vorhanden,  sehr  häufig  aber  auch 
die  anderen  angeführten  Metalle,  besonders  in  den  tieferen  Schichten 
und  an  solchen  Stellen,  wo  heftige  Bewegungen  statlfinden,  in  der 
Nähe  von  Flecken  und  Protuberanzen. 

Die  Deutung  dieser  Erscheinungen  bietet  nun  keine  Schwierig- 
keiten. Die  Chromosphäre  ist  ersichtlich  eine  glühende  Hülle,  welche 
die  Sonne  umgiebt,  und  welche  in  der  Hauptsache  und  in  den  höheren 
Theilen  fast  ausschliefslich  aus  Wasserstoff  und  Helium  besteht.  In 
den  tieferen  Schichten  dagegen  findet  sich  noch  eine  gröfsere  Zahl 


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schwererer  Metalle  in  g-asi^em  Zustande  vor.  Werden  durch  irgend 
welche  Veranlassungen  diese  Qasmassen  aufgewühlt,  so  entstehen  die 
Protuberanzen,  und  zwar,  wenn  sie  aus  den  oberen  Regionen  stammen, 
die  nur  Wasserstoff  enthaltenden  wolkenfdrmigen;  kommen  sie  aus 
gröfseren  Tiefen,  so  reifsen  sie  auch  andere  Metalle  mit. 

Bei  den  Sonnonfinstemissen  der  letzten  Jahre  ist  nun  noch  eine 
andere  Art  von  Protuheranzen  beobachtet  worden,  welche  geeignet 
ist,  ein  ganz  neues  Licht  auf  diese  merkwürdigen  Gebilde  zu  werfen. 
Tacchini  hatte  nämlich  vor  einer  Finstemifs  die  Protuberanzen  in  der 
gewöhnlichen  Weise  beobachtet  und  erblickte  nun  während  der  Totalität 
noch  andere  Protuberanzen,  die  er  vorher  nicht  gesehen  hatte,  und 
die  sich  im  Gegensatz  zu  den  anderen  rothen  Gebilden  durch  ein 
merkwürdiges  weifses  Licht  auszeiohnoten;  und  zwar  waren  sie  um 
so  weifser  und  matter,  je  weiter  sie  von  dem  Sonnenrande  enlfenit 
waren.  Er  fand  aber  ferner,  dafs  auch  die  Protuheranzen,  welche  er 
vorher  im  Spektroskop  wahrgenommen  hatte,  während  der  Totalität 
beträchtlich  gröfsere  Dimensionen  sowohl  in  Höhe  wie  in  Breite  zeigten, 
sodafs  die  vorhergesehenen  nur  für  einen  Theil  der  ganzen  Erscheinung 
gehalten  w’erden  konnten.  Bei  einer  grofsen  metallischen  Protuberanz 
z.  B.  bildete  der  nur  während  der  Totalität  sichtbare  Theil  einen  weifs- 
lichon  Mantel  um  ein  stärker  glühendes  Centrum,  welches  er  vorher 
allein  im  Spektroskop  wahrgonommon  hatte.  Auch  Handri ko f,  einer 
der  wenigen  Glücklichen,  denen  der  Anblick  der  Sonnenflnsternifs 
vom  August  1887  nicht  durch  die  Ungunst  des  Wetters  geraubt  worden 
war  (er  hatte  den  Berg  Blagodat  am  Ostabhange  des  Uralgebirges  als 
Beohachtuugsstation  gewählt),  bestätigte  es,  dafs  man  im  Spektroskop 
manche  Protuberanzen  gamichl,  von  den  anderen  aber  meist  nur  den 
inneren  Theil,  gewissermafsen  das  Gerippe  einer  Protuheranz  sieht. 

Tacchini  sucht  diese  Erscheinung  zu  erklären,  indem  er  an- 
nimmt, dafs  die  Substanz  der  Protuberanzen,  sobald  sie  eine  gewisse 
Höhe  über  der  Photosphäre  erreicht  hat,  sich  sehr  schnell  abkühlt 
und  fest  wird,  so  dafs  sie  für  die  spektroskopische  Beobachtung  ver- 
schwindet, während  sie  bei  der  Totalität  sehr  gut  mit  blofsem  Auge 
gesehen  werden  kann.  Etwas  wahrscheinlicher  ist  wohl  die  Erklärung, 
welche  eine  Beobachtung  von  Pickering  an  die  Hand  giebt,  der 
konstatirt,  dafs  bei  einer  grofsen  Protuberanz,  deren  Spektrum  er  bei 
der  Finstemifs  des  Jahres  1886  photographirte,  sämmtlicho  WasserslofT- 
linien  fohlten,  während  die  Linien  H und  K sehr  stark  ausgeprägt 
waren.  Da  man  nun  die  Protuberanzen  für  gewöhnlich  im  Lichte  der 
Wasserstofflinien,  meist  C,  zu  beobachten  pflegt,  so  ist  es  klar,  dafs 

3* 


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ProtuberaMcn,  denen  der  Wasserstoff  mangelt,  der  spektroskopischen 
Keobachtung  entgehen  müssen,  während  sie  aktinische  Strahlen  in 
grofser  Menge  besitzen,  photographisch  sich  also  sicher  bemerklich 
gemacht  hätten.  ISs  scheint  danach  sicher,  dafs  diese  Protuberanzen 
aus  einem  anderen,  wahrscheinlich  noch  leichteren  Oase  als  Wasser- 
stoff bestehen,  welches  ebenfalls  in  grofser  Menge  in  der  Chromosphäre 
und  der  äufseren  Sonnenatmosphäro  vorhanden  sein  mufs.  Ob  uns 
das  Gas  unbekannt  ist,  oder  ob  cs  etwa  mit  den  beiden  anderen  un- 
bekannten Stoffen,  Helium  und  Coronium  (s.  u.)  zusammonhängt,  läfst 
sich  bei  der  Neuheit  der  Sache,  über  welche  erst  spärliche  Beobach- 
tungen vorliegen,  nicht  entscheiden.  Vielleicht  ist  hier  auch  eine  Art 
üebergang  zur  Corona  angedeutet 

Auch  über  die  Natur  der  Corona  haben  uns  erst  die  letzten  Jahr- 
zehnte etwas  sicheren  Aufschlufs  geliefert.  War  es  früher  überhaupt 
fraglich,  ob  die  Corona  zur  Sonne,  zum  Monde  oder  zur  Erdatmosphäre 
gehöre,  oder  gar  nur  eine  optische  Täuschung  sei,  so  wissen  wir  seit 
Einführung  des  Spektroskopes  in  die  Wissenschaft,  dafs  sie  ein 
glühendes  Gas  enthält,  also  zweifellos  der  Sonne  entstammt  Die  Natur 
des  Gases,  welches  man  Coronium  genannt  hat,  ist  uns  allerdings 
g^zlich  unbekannt,  da  wir  die  grüne  Linie  im  Spektrum,  durch 
welche  es  charakterisirt  wird,  bei  keinem  irdischen  Stoffe  kennen. 
Jedenfalls  mufs  es  eine  Substanz  sein,  die  noch  viel  leichter  als 
Wasserstoff  ist,  das  leichteste  aller  uns  bekannten  Elemente.  Aufserdem 
zeigt  das  Spektrum  auch  die  Wasserstofflinien,  sowie  mitunter  zwei 
andere  Linien  unbekannten  Ursprungs  im  Grüngelb.  Ferner  giebt 
die  Corona  aber  auch  ein  schwaches  conlinuirlichcs  Spektrum  mit 
dunklen  lanien,  sicherlich  von  reflektirtem  Sonnenlichte  herrUhrend. 
Hieraus  folgt,  dafs  die  Corona  auch  eine  genügende  Quantität  von  Materie 
enthält,  welche  das  Sonnenlicht  zu  reflektiren  im  stände,  also  vielleicht 
staub-  oder  nebelartig  ist.  Aber  freilich  genügt  eine  so  unglaublich 
geringe  Menge  dieser  Materie,  dafs  man  sich  kaum  eine  Vorstellung 
davon  machen  kann.  Nach  Huggins  würde  ein  Partikelchen  auf  eine 
Kubikmeile  ausreichen,  um  die  beobachteten  Erscheinungen  zu  erklären. 

Nachdem  wir  uns  so  mit  den  einzelnen  Erscheinungen  vertraut 
gemacht  haben,  sind  wir  nunmehr  im  stände,  die  Konstitution  der 
Sonne  im  Zusammenhänge  zu  überblicken.  Der  direkten  Beobachtung 
entzogen  und  daher  nur  auf  spekulativem  Wege  zu  ergründen  ist  der 
innere  Sonnenkern,  den  wir  uns  als  eine  glühende,  vermuthlich  gas- 
förmige Masse  von  höchster  Temperatur  und  vorhältnifsmäfsig  grofser 
Dichtigkeit  vorstellen  müssen.  Die  Begrenzung  nach  aufsen  wird  ge- 


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bildet  durch  die  für  uns  sichtbare  Oberfläche,  die  Photosphäre.  Die- 
selbe stellt  eine  Hülle  dar,  in  welcher  sich  die  Mctalldämpfe  infolge 
der  starken  Ausstrahlung  in  den  Weltenraum  erheblich  abkühlen  und 
stellenweise  zu  Wolken,  ähnlich  den  in  unserer  Atmosphäre  auf- 
trelenden  kondensiren,  nur  mit  dem  Unterschiede,  dafs  diese  nicht  aus 
Wasserbläschen,  sondern  aus  glühenden,  leuchtenden  Metalltropfen 
zusammengesetzt  sind.  Diese  Wolken  schweben  in  einer  Atmosphäre 
unkondensirter  Dämpfe,  welche  nicht  nur  die  Zwischenräume  zwischen 
den  einzelnen  Wolken  ausfüllen,  sondern  sich  auch  in  dicker  Schicht 
über  den  photosphärischen  Wolken  lagern.  So  wird  der  Uebergang 
zur  Chromosphäre  gebildet,  welche  man  sich  demnach  keineswegs 
als  scharf  gesonderte  Schicht  vorstellen  darf.  In  der  Chromosphäre 
finden  wir  in  den  untersten  Regionen  die  schwereren  Metalldämpfe, 
in  den  höheren  die  leichten  Uase,  Wasserstoff  und  Helium.  Die  in 
und  über  der  Photosphäre,  d.  h.  also  zwischen  den  photosphärischen 
Wolken  und  in  den  tieferen  Schichten  der  Chromosphäre  heflndlichen 
unverdichteten  Gase  strahlen  beträchtlich  weniger  Licht  aus,  als  die 
glänzenden  metallischen  Wolken,  sie  bilden  die  dunklen  Stellen  der 
Granulation.  Da  hier  auch  geringerer  Druck  und  niedrigere  Temperatur 
vorherrscht,  so  geben  diese  Schichten  kein  kontinuirliches  Spektrum 
mehr,  sondern  ein  aus  hellen  Linien  bestehendes,  w'ie  sich  bei  totalen 
Sonnenfinsternissen  direkt  nachweisen  läfst.  Für  gewöhnlich  dagegen 
leuchtet  das  helle  Licht  der  Photosphäre  durch  diese  Dämpfe  hin- 
durch, welche  dann  als  „umkehrende  Schicht“  absorbirond  auf  dieses 
Licht  wirken  und  das  bekannte  Sonnenspektrum  (kontinuirlich  mit 
unzähligen  dunklen  Linien)  erzeugen.  In  der  Photosphäro  spielen 
sich  die  Erscheinungen  der  Flecken  und  Fackeln  ab;  aus  der  Chromo- 
sphäre  erheben  sich  die  Prutuberanzen.  Und  alle  diese  Schichten 
werden  umspült  von  der  weit  hinaus  sich  erstreckenden,  überaus 
dünnen  Atmosphäre,  welche  sich  nur  bei  totalen  Sonnenfinsternissen 
als  Corona  unsern  Blicken  enthüllt 

Ueber  die  Entstehung  der  Flecken,  die  mannigfachen  rälbsel- 
haflen  Erscheinungen  in  ihrem  Dasein,  die  Eigenthümlichkeiten  in 
der  Rotation  der  Sonne  und  anderes  geben  die  hier  vorgetragenen 
Ansichten  unmittelbar  keinen  Aufschlufs.  Aber  auch  über  diese 
Punkte  haben  die  neuen  Beobachtungen,  besonders  die  Anwendung 
der  Spektralanalyse,  zu  wichtigen  Ergebnissen  geführt;  vielleicht  bietet 
sich  Gelegenheit,  in  einer  weiteren  Betrachtung  auf  diese  interessanten 
Kapitel  zurückzukommen. 


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Anm.  d.  Ued.  Unsere  diesmalige  Kunstbeilage,  die  heliographische 
Nachbildung  einer  der  besten  der  in  Potsdam  gewonnenen  Honnen- 
aufnahmen,  zeigt  mehrere  gröfsere  Sonnenfleoken  mit  ihren  charak- 
teristischen Eigenthümlichkeiten.  Kings  um  den  am  linken  Rande 
stehenden  Fleck  sieht  man  schön  ausgebildete  Fackeln.  Solche  Fackeln 
sind  auch  da,  wo  der  für  die  Orientirung  der  Platte  mit  abgebildetc 
Spinnfaden  den  Sonnenrand  trifft,  links  unten  und  rechts  oben  er- 
kennbar. Die  Abdunkelung  des  Sonnenrandes,  sowie  die  Granulation 
der  ganzen  Fläche  ist  ebenfalls  in  dieser  vollkommensten  Art  der 
Nachbildung  fast  so  schön,  wie  im  Original,  wiodorgegeben. 


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Die  hydrologischen  Geheimnisse  des  Karstes  und  seine 
unterirdischen  Wasserläufe. 

AufOrundlage  der  neuesten  hydrotechnischen  Forschungen 

dargestellt  Ton 

Wilhelm  Pntick,  k.  k.  Forstinsiiektions-Adjunkt. 

Süden  der  österreich-ungarischen  Monarchie  erstreckt  sich  ent- 
^ lang  der  Steilküste  des  adriatischen  Meeres,  über  ein  weites  Gebiet 
mehrerer  Kronländer  ausgedehnt  und  noch  weiter  südöstlich  über 
die  Gemarkungen  Oesterreichs  hinaus,  eine  naturseltenc  Gebirgsforma- 
tion,  die  von  auflallend  zerklüfteten  und  unterhöhlten  Sedimentgesteinen 
zoogener  Bildungen  hoclimüchtig  aufgebaut  ist.  Vorherrschend  sind 
hier  überall  massig  geschichtete  Kalksteine,  welche  der  Kreide-,  Trias- 
und  Kohlen-Formation  angehöreii,  und  welche  allgemein  in  gestörter 
I^erung  von  Nordwest  gegen  Südost  streichen,  während  die  V’er- 
flachung  dieser  dislocirten  Schichten  gegen  Südwest  unter  10  bis  30 
Graden  Neigimg  beobachtet  werden  kann. 

Diese  plateauförmige  Gebirgsformation  wird  gegen  Norden  von 
den  Riesendolomiten  der  Julischen  Alpen  umrandet  und  von  den 
Flüssen  Isonzo,  Idria,  Pöllander  Zaier  und  Save  nördlich  begrenzt. 
Das  Bergland  von  Idria  formirt  den  Uebergang  von  den  Julischen 
Alpen  zu  dom  in  Rode  stehenden,  weltbekannten  Karst-Plateau. 

Obwohl  der  Temovaner  Wald  und  weiter  südöstlich  anschliefsend 
der  Bimbaumer  Wald  bereits  dem  geologischen  Charakter  nach  zur 
eigentlichen  Karstformation  gehören,  so  vermochte  eben  diese  plateau- 
förmigen  Hochlagen  nur  der  herrliche  Waldsohmuck,  welcher  dieselben 
heute  noch  ziert,  vor  jener,  für  ein  ödes  Stein-  und  Felsgelände  vulgär 
gewordenen  Bezeichnung  „Karst“  zu  reiten.  Ebenso  zeigen  die  gleiche 
Gesteinsformation  der  sogen.  CiCen-Boden  und  die  gröfsten  Flächen 
der  Halbinsel  Istrien  mit  allen  zugehörigen  Inseln  im  Quamero;  des- 


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gleichen  die  Grofse  und  Kleine  Kapelle,  das  Velebit -Gebirge,  die 
Dinarischen  Alpen  und  alle  dalmalinischen  Inseln  des  adriatischen 
Meeres.  Zum  gröfsten  Theile  sind  wohl  auch  von  der  nämlichen  Be- 
schaffenheit die  ausgedehnten  Gebirgsplateaux  von  Bosnien  und  von 
der  Ilercegovina,  sowie  von  Montenegro  und  theilweisc  von  Albanien 
und  Epirus,  wie  auch  jene  von  Griechenland. 

Doch  der  klassische  Bo<len  des  tausendfach  zerklüfteten  und  unter- 
höhlten Karstkalkes  mit  seinen  merkwürdigen  hydrologischen  Verhält- 
nissen liegt  ohne  Zweifel  im  Ilerzogthume  Krain,  und  ferner  im  KUsten- 
lande,  in  Istrien,  in  Dalmatien  und  in  Kroatien.  Das  ganze  Karstgobiel 
bildet  in  der  Hauptsache  ein  ausgesprochenes  Plat«‘augebirge  mit  einer 
verworrenen  und  unvollendeten  Thalbildung  von  höchst  eigenartigen 
Erosionsthälem  und  mit  einzelnen  aus  diesem  Kalkmassiv  hochempor- 
ragenden  Kalksteinriesen. 

Gerade  am  Fufse  dieser  dominirendon  Hochborge,  welche  stellen- 
weise noch  gegenwärtig  von  prächtigen  Buchen-  und  Tannenforsten 
gekrönt  sind,  breiten  sich  zumeist  sehr  ausgedehnte  Terraindepressionen 
aus,  die  nach  allen  Seiten  von  einem  wellenförmig  auf-  und  absteigen- 
den Hügelgelände  begrenzt  erscheinen.  Der  nahezu  ebene  Boden  dieser 
für  die  Karstlandschaft  typischen  Terrainsenkungen,  welche  als  Thal- 
mulden ohne  Ein-  und  Ausgang  unter  der  bereits  eingebürgerten  Be- 
zeichnung „Dolinen“')  — oder  eigentliche  Kesselthäler  — bekannt 
gewonlon  sind,  besteht  aus  mächtigen  Alluvionen,  welche  den  ertrag- 
reichsten Wiesen  zum  Standorte  dienen.  Aber  jahraus  jahrein  gewalirt 
man  in  den  meisten  Kesselthälern  des  Karstes  während  der  beiden 
Kegenperioden  zur  Tag-  und  Nachtgleiche  eine  seltsame  Veränderung 
des  landschaftlichen  Gepräges.  Die  üppigen  Wiesenmatton  des  Sommers 
sind  während  dieser  Jahreszeiten  von  meterhohen  Stauwässern  bedeckt, 
welche  unter  ungünstigen  lokalen  Verhältnissen  und  infolge  gröfserer 
atmosphärischer  Niederschläge  als  „periodische  Seen“  einen  Welt- 
ruf erlangt  haben.  So  ist  beispielsweise  nur  infolge  der  analogen 
Verhältnisse  der  sogenannte  Zirknitzer  See  in  Krain  bis  auf  unsere 
Tage  als  Naturwunder  angeslaunt  worden.  Wohl  treten  hier  die  eigen- 
artigen Hochwasser-Erscheinungen  in  einer  höchst  auffallenden  Weise 
hervor,  so  dafs  nicht  selten  binnen  einer  Reihe  von  14  Tagen  bis 
3 Wochen  der  gänzlich  ausgetrocknete  Zirknitzer  See  seinen  normalen 
Stand  erreicht  und  alsbald  noch  über  denselben  emporwächst.  Dabei 
sind  die  oberirdischen  Zuflüsse  des  Seebeckons  von  Zirknitz  im  Ver- 

')  In  der  Literatur  werden  meistens  nur  kleinere  Senkungsfelder  am  Karste 
als  „Dolinen“  bezeichnet. 


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haltnifs  zu  der  rapiden  Wasseransammlung  desselben  nur  geradezu 
verschwindend.  Aber  dagegen  brechen  während  der  Uegenperiode 
aus  den  tributpflichtigen  Zuflurshühlen  die  unterirdisch  vereinigten 
Meteorwässor  mit  elementarer  Gewalt  hervor  und  füllen  in  jener  ver- 
hältnifsmäfsig  kurzen  Zeit  das  weitgedehnte,  ebene  Seebecken  mit  tiefen 
Fluthen  an.  Alles  dies  nur  als  Folgeerscheinung  des  Mifsverhältnisses 
zwischen  Zu-  und  Abflufs  der  Wässer. 

Bekanntlich  ist  dieser  See  durch  seine  seltenen  Naturerscheinun- 
gen bereits  von  den  ältesten  Geschichtsschreibern  als  „Lagus  palus,“ 
von  Strabo  als  „Lugeus  lacus“  bezeichnet  und  beschrieben  worden. 
In  späteren  Schriften  erscheint  derselbe  nur  unter  dem  Namen  „Lugeus 
lacus“  — „der  löcherige  See“*)  — beschrieben  und  als  solcher 
unter  die  „Naturraritäten“  des  Landes  eingereiht. 

Der  berühmte  Chronist  Freiherr  von  Valvasor  widmet  dem 
Zirknitzer  See  in  seinem  topographisch-historischen  Monumentalwerke 
— „Die  Ehre  des  llerzogthuni s Krain“  (Laibach  und  Nürn- 
berg 1689)  — eine  besondere  Aufmerksamkeit.  Gleich  zu  Anfang 
seiner  Beschreibung  des  Landes  Krain  apostrophirt  er  von  den  natur- 
seltenen Ei-scheinungen  des  Zirknitzer  Sees:  „Dafs  derjenige,  welcher 
die  wunderbare  Eigenschaft,  durch  blofsen  Fleifs,  sogleich  deutlich 
machen  und  durch  emsiges  Nachforschen,  wie  mit  einem  Senkblei 
ergründen  wollte,  der  würde  aus  Mangel  der  dazu  erforderlichen  Zeit, 
genügsamen  Gelegenheit  und  eines  gründlichen  und  wahren  Unter- 
richts, niemals  auf  den  rechten  Grund  einer  vollkommenen  Entdeckung 
desselben  gelangen  können;  sondern  es  würde  der  Riegel  des  ver- 
schlossenen tiefen  Busens  der  Natur,  noch  alle  Zeit  vorgeschoben 
bleiben,  mithin  zur  weiteren  Entdeckung  der  Nachwelt  etwas  müssen 
übrig  gelassen  werden.“ 

In  weiterer  Folge  schildert  er  dann  auf  Grund  seiner  eigenen 
Beobachtungen  die  Verhältnisse  des  Zu-  und  Abflusses  der  Wässer 
des  Sees. 

Noch  eingehender  findet  man  diese  eigenthümlichen  Wassorver- 
hältnisse  in  dem  Werke  von  Franz  Anton  von  Steinberg: 

•)  Herr  v.  Steinberg  erkläH  — iu  »einem  später  citirten  Werke  über 
den  Zirknitzer  See  — die  Bezeichnung  .Lugeu»  lacus“  nachfolgend:  „Indem 
diejenige  Oegend,  wo  diese»  Gewässer  »ich  ausbrcitel,  voller  Locher  und  Oeff- 
Dungen  ist,  daher  folglich  auch  gar  möglich  seyn  könne,  dafs  aus  dem  alten 
Worte  „Luog,“  teutsch.  Loch,  das  römische  Beywort  „Lugeus“  entstanden 
»ey;  mithin  „lugeus  lacus“  so  viel  als  der  „löcherichte  See“  hoifsen 
solle.“  — 


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„Qründliche  Nachricht  von  dem  in  dem  Innorkrain  greloge- 
nen  Zirknitzer  See  — Laibach  anno  1758“  dargestellt. 

Aus  den  naturhistorisch  reichhaltigen  Quellen  dieser  beiden  Werke 
schöpften  auch  die  meisten  Schriftsteller  der  späteren  Zeit,  wenn  die- 
selben, nach  einem  mehrstündigen  Aufenthalte  in  Zirknitz,  ihre  eigenen 
Wahrnehmungen  und  die  uralten  Sagen  benützend,  einige  Nachrichten 
von  diesem  wahrhaftigen  Weltwunder  niedergeschrieben  haben.  Und 
selbst  bis  zur  Gegenwart  haben  sich  alle  jene  Nachrichten  über  die 
mysteriösen  V'erhnltnisse  des  Verschwindens  und  Wiederorscheinens 
der  Wässer  des  Zirknitzer  Sees  fast  unverändert  erhalten.  Einige  sehr 
komplizirte  Hypothesen  haben  nur  noch  diese  ältesten  Daten  bereichert, 
um  eine  wissenschaftlich  plausible  Erklärung  dafür  zu  bringen,  was  der 
geheimnifsvolle  Seeboden  Jahr  für  Jahr  hervorzubringen  geeignet  ist 


Fig.  1.  Die  groue  Karlovca-HOble  am  Zirknitzer  See.’) 


*)  ln  dieser  Abbildung  erscheint  das  Eingangsthor  einer  der  bedeutendsten 
Abflufshöhten  für  die  Hochwässer  des  Zirknitzer  Sees  dargesteilt.  Der  unter 
das  Hügelplateau  oinziohendo  Höhlengang  zeigt  in  seinem  weiteren  Verlaufe 
gröfsere  und  kleinere  Weitungen.  Derselbe  mündet,  wie  nunmehr  technisch 
erwiesen  ist,  ungefähr  2.5  Kilometer  in  nördlicher  Richtung  durch  die  Fürst 
Windisch-Orätz-Höhlen  bei  St  Canzian  in  die  sogen.  Rakbacbschlucht 
der  Haasberger  Forste,  wovon  in  der  weiteren  Folge  eine  genauere  Angabe 
vorgebracht  wird. 


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Atis  jenen  Darstellungen  ist  auch  ferner  bekannt,  dafs  die  unge- 
fähr eine  halbe  Quadratmeile  einnehmende,  normale  Flüche  des  Zirk- 
nitzer  Sees  im  Verlaufe  eines  Jahres  die  verschiedenartigsten  Be- 
nützungen gestattet,  und  zwar:  Nachdem  die  Wässer  vollständig  ver- 
schwunden sind,  dient  das  ganze  ausgedehnte  Seegebiet  während  des 
Sommers  der  LandwirtlischafI,  im  Herbste  der  Jagd  auf  Sumpf-  und 
Wasserwild,  und  während  der  übrigen  Jahrosperioden,  wenn  der  See 
wieder  angefüllt  ist,  vorwiegend  der  Fischzucht  zum  ergiebigen 
Operationsboden. 

Die  oberirdischen  Karst-Erscheinungen  vermochten  ttiich  neben 
den  nahegelegenen  und  den  entfernteren  Sehenswürdigkeiten  von 
mächtigen  Quellen,  die  unmittelbar  am  Ursprünge  mit  einem  Wasser- 
reichthum von  respektablen  Flüssen  aus  geheimnifs vollen  unterirdischen 
Räumen  zu  Tage  treten  und  nach  einem  verhältnifsmäfsig  kurzen  ober- 
irdischen Laufe  wieder  unter  das  Gebirge  einziehen,  oder  sogar  unter- 
seeisch in  die  Adria  einmünden,  seit  uralten  Zeiten  die  Aufmerksam- 
keit der  Naturforscher  und  durch  dieselben  das  Interesse  der  Allge- 
meinheit rege  zu  erhalten. 

So  schreibt  z.  B.  in  neuester  Zeit  Dr.  Heinrich  Noe  von  dem 
weltberühmten  Timavus  bei  Duino  in  Istrien,  welcher  Strom 
nebenbei  bemerkt,  nur  ca.  einen  Kilometer  weit  vom  Ursprünge 
bis  zur  Mündung  in  das  adriatisohe  Meer  oberirdisch  daherzieht  und 
dabei  bis  zu  seinen  mächtigen  Quellen  mit  anselmlichen  Seeschiffen 
befahren  werden  kann,  Nachfolgendes: 

„Es  giebt  viele  Dutzende  solcher  Ausbrüche,  ja  man  kann  es  vom 
I.aibacher  Moor  an  bis  nach  Griechenland  hinunter  geradezu  als  Kegel 
bezeichnen,  dafs  die  Süfswasser  in  ähnlicher  Gestaltung  ihres  Auf- 
tretens den  Weg  zum  Meere  einschlagen.  Dafs  man  nun  gerade  den 
„Timavus“,  (und  ich  möchte  sagen,  ebenso  den  Zirknitzer  See), 
von  jeher  als  ein  besonderes  Wunderstück  betrachtete,  hat  seinen 
Grund  in  dem  nämlichen  Umstande,  welchem  cs  zuzuschrciben  ist, 
dafs  man  den  Vierwaldstädter-Sco  und  den  Langen  See  unter  den 
Schweizer  und  italienischen  Gewässern,  den  St.  Gotthartl  unter  den 
Wundem  der  Alpenwelt  längst  vorher  nannte,  bevor  von  anderen  ähn- 
lichen Erscheinungen  die  Rede  war.  Es  führte  eben  der  Weg  daneben 
und  darüber  hin. 

Genau  so  verhält  es  sich  mit  dem  Wasser-Ausbruche  des  Tiraavus. 
Derselbe  befindet  sich  an  den  Pforten  Italiens,  an  einem  Strande, 
welcher  von  den  Zeiten  der  Ai^nauten  bis  zur  Gründung  von  Aqui- 
leja  immerwährend  vom  Verkehr  belebt  und  genannt  war.  Da  konnten 


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also  die  Karstflüsse  von  Krain,  dann  die  des  inneren  Dalmatien  und 
Kroatien,  die  QuellflUsse  von  Bosnien  und  der  Hercogovina  nicht  da- 
gegen aufkommcn.  Speziell  den  Timavus  mufste  jeder  sehen,  der  auf 
der  Via  Aemilia  aus  Italien  nach  dem  Osten  ging,  oder  die  Strafse 
nach  Pannonien,  Noricum  und  Rhaetien  einschlug.“  — 

Obwohl  gegenwärtig  die  Verhältnisse  am  Ursprünge  des  Timavus 

den  poetischen  Worten  Virgils  (im  ersten  Buche  der  Aeneide) 

„Autenor  potuit  mediis  elapsus  Achivis  Illiricos  penetrare  sinus 
atque  intima  tutus  regna  Liburuonim  et  fontem  superare  Timavi, 
unde  per  ora  novem  vasto  cum  murmure  montis  it  mare  pro- 
ruptum  et  pelago  premit  arva  sonanti“  — 
nicht  mehr  vollkommen  entsprechen,  so  tragen  sie  dennoch  und 
immerhin  den  Charakter  des  Ueherwältigenden  an  sich  und  wären 
dadurch  nur  ein  wichtiger  historischer  Beleg  für  die  Wirkungen  einer 
verborgenen  Erosion,  indem  sich  die  mächtigen  Fluthen  seit  jener  Zeit 
•ein  tieferes  Bett  ausgewühlt  haben  und  nunmehr  mit  majestätischer  Ruhe 
zum  Meere  ziehen. 

Ebenso  wie  dort  nahe  am  Timavus  führte  auch  an  den  Ufern 
des  Zirknilzer  Sees  eine  alte  Heerstrafse  aus  dom  Hafen  von  Tarsatica 
in  Libumien  nach  Emona  in  Pannonien.  Und  wohl  nur  die  Unweg- 
samkeit der  einstigen  Urwälder  in  den  Karstwildnissen  der  römischen 
Provinz  Dalmatia  liefs  jedoch  die  weitaus  grofsartigeren  Verhältnisse 
des  heutigen  „Livansko  polje“  bei  Livno  in  der  Hercogovina 
u.  A.  m.  den  alten  Kultur-Völkern  nicht  näher  und  allgemeiner  be- 
kannt werden. 

An  die  Stelle  der  vereinzelten  topographischen  Daten  aus  dem 
klassischen  Alterthum  traten  in  der  späteren  Zeit  die  unglaublichsten 
Fabeln  und  Volkssagon  über  den  Verlauf  der  kurzlebigen  Karstgo- 
wässer,  so  dafs  die  kartographischen  Daretellungen  jener  Zeit,  wie 
z.  B.  Joh.  Blaevs  „Novus  Atlas“  (Amsterdam  1647)  und  die 
mehrfachen  Ausgaben  der  Karte  „Karstia,  Carniola,  Histria  et 
Vindorum  Marchia“  (Oer.  Morcatore  Auctore  1667)  genauer  be- 
trachtet, den  besten  Ausdruck  für  die  damaligen  hydrologischen  An- 
schauungen von  dieser  Gegend  abgeben. 

Auffallenderweise  findet  man  selbst  in  den  Schriften  — -Mundus 
subterraneus“  (Amsterdam  1678)  — des  gelehrten  Paters  Athanas 
Kircher  nur  vereinzelte  Nachrichten  von  den  bekanntesten  Karst- 
flüssen und  vom  Zirknitzer  See,  woraus  angenommen  werden  mufs, 
dafs  sogar  diesem  Forscher  selbst  die  sehenswürdigsten  und  nach- 


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weislich  damals  schon  erschlossenen  unterirdischen  Ihiurae  des  Karstes 
nicht  alle  genugsam  bekannt  geworden  sind. 

Aus  dem  bisher  Angeführten  erhellt  deutlich,  dafs  die  Grofsartig- 
keit  der  oberirdischen  Erscheinungen  ohne  Zweifel  tief  verborgene 
Ursachen  an  sich  tragen  mufs.  Die  Wirkungen  der  Höhlenflüsse  an 
den  zu  Tage  liegenden  Verhältnissen  der  Kesselthäler  des  Karstes, 
welche  auf  jeden  Naturfreund  einen  überwältigenden  Eindruck  zu  üben 
geeignet  sind,  sind  oben  der  Beobachtung  viel  leichter  zugänglich,  als 
ihre  mysteriösen  Ursachen,  die  in  dem  unerforschlichen  inneren  Bau 
der  Qebirgsformation,  tief  unter  der  Erdoberfläche,  gesucht  werden 
müssen. 

Die  älteren  Studien  und  Beobachtungen  der  Wasserverhältnisse 
des  Karstes  beschränkten  sich  nur  auf  die  oberirdischen  Erscheinungen 
derselben.  Erst  unserer  Zeit  blieb  cs  Vorbehalten,  mit  der  Leuchte 
der  Wissenschaft  in  die  dunklen  Zellen  und  Adern  der  felsigen  Erd- 
rinde einzudringen. 

Wohl  greifen  die  Anfänge  einer  exakteren  Durchforschung  dieser 
merkwürdigen  unterirdischen  Räume  mit  den  in  denselben  frei  cirku- 
lirenden  Wässern  schon  in  die  Zeiten  nach  dem  Erscheinen  des  un- 
sterblichen Werkes  des  Freiherrn  von  Valvasor,  nachdem  der- 
selbe durch  ein  ganzes  Buch  des  I.  Bandes  der  -Ehre  dos  Herzog- 
thums Krain“,  betitelt  ,Von  den  Natu rraritäten  des  Landes“, 
die  fruchtbringendste  Anregung  hierzu  gegeben  hat.  Nach  und  nach 
bemächtigte  sich  die  Geologie  dieses  höchst  interessanten  Bodens,  so 
dafs  aus  einzelnen  anerkennenswerthen  Beiträgen  über  die  subterranen 
Verhältnisse  in  nicht  allzu  ferner  Zeit  alles  Dunkel  auch  hier  aufzu- 
hellen, unserer  Wissenschaft  möglich  sein  wird. 

Auffallend  gleichinäfsig,  wie  schon  früher  angegeben  wurde, 
streichen  am  ganzen  Karste  die  mächtigen  Schichten  des  Kalksteines, 
der  zum  Theile  der  Kreide-,  Trias-  und  zum  Theilo  der  Kohlen-For- 
mation  angehört,  in  der  Richtung  von  Nordwest  gegen  Südost  dahin 
und  sind  dadurch  für  die  generelle  Thalbildung  in  der  nämlichen 
Richtung  als  bestimmend  zu  betrachten. 

Das  ganze  Gebiet  des  Karstes  zeigt  als  Grundgestein  vorwiegend 
den  Rudis  tonkalk  der  Kreideformation,  welcher  Kalkstein  speziell 
in  Krain  die  höchsten  Erhebungen  im  Birnbaumor-Wald  und  am 
Krainer  Schneeberg  forrairt.  Im  Javornik-Gebirge  geht  derselbe  in  den 
Caprotinen-  oder  Spatangenkal k über.  Unmittelbar  an  dieses 
Kreidegebirgo  ansohliefsend,  bilden  meistens  die  Hallstätter  Schich- 
ten der  Triasformation  einige  flach  verlaufende  Hügelzüge  von  vor- 


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herrschend  langgezogoner  Erstreckung,  oder  sie  bilden  mit  den  Kreide- 
kalken eine  nestweise  Wechsellagerung,  um  wieder  dem  vorherrschenden 
Kreidegebirge  das  Feld  einzuräumen.  Speziell  über  die  hydrologische 
Bedeutung  der  dolomitischen  Nester  am  Karste  wird  sowohl  mit  Bezug 
auf  seine  ober-  wie  unterirdischen  Wasserläufo  in  der  Folge  Er- 
wähnung gethan. 

Weit  und  breit  findet  man  auf  dem  vollständig  zerklüfteten  Kalk- 
steingebirge des  Karstes  gar  keine  W’asserquellen  und  ebenso  kaum 
einen  oberirdischen  Wasserlauf.  Nur  dort,  wo  kleinere  oder  grüfsere 
Nester  des  Quttensteiner  Kalkes,  sowie  dort,  wo  die  festen  Schich- 
ten des  Steinkohlenschiefers  und  Kohlenkalkes  lagern,  sind 
hin  und  wieder  wie  auch  in  den  eoeänen  Ablagerungen  kryslall- 
helle  Wasserquellen  zu  finden.  Von  dort  fliefsen  munter  sprudelnde 
Gebirgsbäche  in  tief  eingeschnittenen  Schluchten  nach  den  angrenzenden 
Kesselthälem  hinab  und  sobald  sie  die  unterhöhlten  Kalksteinzonen 
erreichen,  beginnt  auch  schon  die  Verschlundung  ihrer  Wässer  durch 
mehr  oder  minder  freie  Wasserthore,  oder  durch  die  vorherrschenden 
Schlundtrichter  — die  sogen.  „Ponore“  — nach  dem  eigentlichen 
Höhlensystem,  meistens  am  Fufse  des  anstehenden  Gesteins  der  steilen 
Thalründer. 

Das  ganze  übrige  Gebiet  des  Karstes  ist  an  seiner  Oberfläche 
vollständig  zerklüftet  und  von  zahllosen  Felstrichtern,  sowie  von  enorm 
tiefen  Naturschachten  unterbrochen.  Infolge  dessen  ist  auch  der  fühl- 
bare Mangel  an  oberinlischen  Quellen  und  Bächen  erklärlich.  Die 
sämtlichen  Moteorwässor  finden  in  dieser  weitgedehnten  Gebirgs- 
forniation  nur  auf  unterirdischen  Wegen  ihren  anfänglich  vertikalen 
und  anschliefsend  horizontalen,  wenn  auch  zeitweise  wohl  unzureichen- 
den Abflufs.  Trotz  der  hydrographischen  Bedeutung  und  bei  dem 
hohen  naturhistorischen  Interesse  der  Wasserhölilen  des  Karstes,  ge- 
hören die  Erforschungen  dieser  ganz  eigenthümlichen  Wasserver- 
hältnisse, wohl  nur  wegen  der  grofsen  technischen  Schwierigkeiten,  erst 
der  neuesten  Zeitperiode  an. 

Ungeachtet  der  mannigfachen  technischen  Schwierigkeiten  und 
trotz  der  vielen  lebensgefährlichen  Hindernisse,  die  sich  den  bezüg- 
lichen Forschungen  entgegenstellen,  mufste  hier  unbedingt  erst  die 
nöthige  Klarheit  in  die  lokalen  Wasserverhältnisse  gebracht  werden, 
bevor  die  Praxis  einen  weitergehondeu  Nutzen  aus  diesen  seltsamen 
V’erhältnissen  ziehen  kann.  Gleichzeitig  mit  der  Erforschung  der 
hydrologischen  Geheimnisse  der  Unterwelt  des  Karstes  wurde  auch 
einige  Kenntnifs  über  die  dynamischen  Wirkungen  der  Meteor- 


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Wässer  in  den  gigantischen  Ilöhlengängen  unter  der  Erdoberfläche 
erreicht 

Obwohl  die  meisten  Mittheilungen,  welche  man  bisher  über  diesen 
geheimnifsvollen  üoden  zu  verzeichnen  hat,  vorwiegend  die  hj'dro- 
graphischen  und  geologischen  Verhältnisse  des  zu  Tage  liegenden 
Karstgebietes  behandeln,  so  findet  man  dennoch  unter  diesen  zahl- 
reichen Schriften  gar  viele  schätzenswerthe  Beiträge  zur  generellen 
Kenntnifs  des  tausendfach  zerklüfteten  Untergrundes. 

In  dieser  Beziehung  möge  nur  in  aller  Kürze  auf  die  trefflichen 
Arbeiten  und  Spezialkarten  des  k.  k.  m ilitär- geographischen 
Institutes  hingewiesen  werden.  Ferner  müssen  mit  Rücksicht  auf 
die  Studien  und  Forschungen  der  geologischen  Beschaffenheit  der 
Karstforraation,  die  hauptsächlich  von  den  Herren  M.  V.  Lipoid, 
Dr.  O.  Stäche  und  D.  Stur  für  die  k.  k.  geologische  Keichs- 
anstalt  durchgeführten  Aufnahmen,  sowie  die  hochverdieiistlichen 
Arbeiten  der  Herren  Urbas,  v.  Lorenz,  Tietze,  v.  Mojsisovios, 
Keyer,  Uochstettor,  v.  Hauer,  Kraus  u.  A.  m.  genannt  werden. 

Die  mysteriösen  hydrographischen  Verhältnisse  dieses  Gebietes 
je<ioch,  die  von  einem  Kesselthale  zum  anderen  führenden  unterirdi- 
schen Wasserläufe,  waren  bisher  zumeist  nur  ein  Gegenstand  der 
Volkssage  und  die  öftei-s  divergirendon  Angaben  über  die  Wechsel- 
beziehung der  Theilstrecken  ihres  oberirdischen  Verlaufes  und  über 
ihren  Zusammenliang  entstammten  zumeist  nur  blofsen  Vermuthungen. 
Ich  verweise  diesbezüglich  auf  die  älteren  und  neueren  Schriften: 
Zuerst  auf  Sohönlebens  Werk  „Carniolia  antiqua  et  nova  etc.“ 
1681,  dann  auf  das  oben  angeführte  Prachtwerk  des  Freiherrn 
v.  Valvasor  und  das  naturhistorisch  interessante  Werk  über  den 
Zirknitzer  See  von  Franz  Anton  von  Stoinberg.  Wissen- 
schaftlich höherstehend  sind  ferner  „Tobias  Grubers  „„Briefe 
hydrographisch  en  und  physikalischen  Inh  altes  aus  Krain““ 
an  Ignaz  Edl.  v.  Born,  (Wien  1781).“  Weiter  sind  erwähnenswerth 
die  Arbeiten  von  Nagel  (ein  Manuscript  in  der  k.  k.  Hofbibliothek 
in  Wien),  sowie  die  wissenschaftlichen  Publikationen  von  Hacquet, 
von  Hohenwart,  von  Morlot  und  von  Bou6  u.  A.  m.  — Endlich 
die  mustergillige  Arbeit  von  Dr.  Adolf  Schmidl;  „Die  Grotten 
und  Höhlen  von  Adelsberg,  Lueg,  Planina  und  Laas“,  Wien 
1854,  sowie  die  hochvordienstlichen  Arbeiten  von  Hochstetter  und 
Szombathy,  welche  in  den  Denkschriften  der  kaiserlichen  Akademie 
der  Wissenschaften,  Bd.  XLIII,  I.  Abthlg.,  S.  293,  niedcrgolegt  sind; 
diese  haben  insbesondere  einen  berechtigten  .\nspruch,  als  geodätisch 


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48 


exakte  Forschungen  einzelner  Theile  des  Ilöhlengebietes  von  Inner- 
krain  angesehen  zu  werden. 

Zur  weiteren  Klarlegung  der  gesamten  lokalen  Verhältnisse  des 
Höhlenflufsgebietes  der  Laibach,  welche  ihr  Sammclgebiot  in  den  Kessel- 
thälern  von  Adelsberg,  Laas-Altenmarkt,  Zirknitz  und  Planina  besitzt, 
wurde  vom  k.  k.  Ackerbau-Minister  Grafen  Julius  von  Falkenhayn 
die  Vornahme  der  hydrographischen  Forschungen  an  den  Höhlen- 
flUssen  von  Krain  angeordnet,  um  die  exakte  Lösung  der  naturmerk- 
wiirdigen  Hochwasserfrage  in  den  Innerkrainer  Kesselthälem  zum  Vor- 
theile der  dortigen  Landwirthschaft  zu  bewerkstelligen.  Diese  unter- 
irdischen Flufsaufnahmen  erstrecken  sich  bereits  über  ein  weites  Gebiet 
der  Karstformation.  Begonnen  wurde  mit  diesen  Arbeiten  im  gröfseren 
Mafsstabo  über  Auftrag  des  Ackerbau-Ministeriums  in  Innerkrain, 
wohin  der  Verfasser  dieser  Mittheilung  schon  im  Jahre  1886  entsendet 
worden  ist. 

Aufserdem  subventionirte  das  genannte  Ministerium  die  über  An- 
ordnung des  krainischen  Landesausschusses  bald  darauf  in  Angriff 
genommenen  Forschungen  an  dom  Höhlenflufsgebicte  der  Gurk  in 
Unterkrain,  mit  deren  technischen  Leitung  der  landschaftliche  Inge- 
nieur Vladimir  Hrasky  betraut  worden  ist. 

Ferner  liefs  das  gemeinsame  Ministerium  durch  den  Civil-Ingenieur 
Josef  Riedel  an  den  Höhlenilüssen  in  Bosnien  und  in  der  Her- 
oegovina  ganz  analoge  Studien  vornehmen. 

Endlich  müssen  auch  noch  die  konformen  Arbeiten  hervorgehoben 
werden,  welche  an  dem  unterirdischen  Laufe  des  Rekaflusses 
bei  St.  Canzian  im  Küstenlande  seit  geraumer  Zeit  ins  Werk 
gesetzt  sind.  Wie  mit  ziemlicher  Wahrscheinlichkeit  angenommen 
wird,  repräsentirt  die  Reka  bei  St  Canzian  den  Oberlauf  des  früher 
genannten  Timavus  bei  Duino.  Die  Entfernung  von  dem  Verschwin- 
dungspunkte  der  Reka  bis  zu  den  Quellen  des  Timavus,  also  die  unter- 
irdische Verbindungsstrecke,  beträgt  hier  ungefähr  34  Kilometer  in  der 
Luftlinie,  wobei  das  totale  Gefälle  275  Meter  ausmacht  Diese  Daten 
sind  ohne  Zweifel  eine  genügende  Andeutung  für  die  Beurtheilung 
der  Grofsartigkeit  des  gesteckten  Zieles  der  unterirdischen  Forschungs- 
arbeit Dieselbe  wird  auf  Kosten  der  Sektion  „Küstenland“  des 
Deutschen  und  Oesterreichischen  Alpenvereins  von  ihren 
Mitgliedern  Anton  Hanke,  Josef  Marinitsch  und  Friedrich 
Müller  in  aufopfernder  Widmung  ihrer  freien  Stunden  vorgenommen. 

Auch  die  „Sektion  für  Naturkunde“  des  Oesterreich. 
Touristen-Club,  welche  durch  die  Erweiterung  ihres  Arbeitsfeldes 


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4il 


Hinme)  und  Erde.  IT.  1. 


4 


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Fig.  '2.  Die  grofse  Naturbrücke  von  St.  Can2ian  in  den  Haasberger  Forsten  bei  Plantna. 


50 


aus  der  früheren  „Sektion  für  Höhlenkunde“  erst  jüngst  entstanden 
ist,  wendet  zum  Theile  ihre  Mittel  und  Arbeitskräfte  auch  der  Verall- 
gemeinerung dieses  Wissenszweiges  der  Naturkunde  zu.  Speziell  dieser 
Sektion  und  ihrem  seinerzeitigen  Milgliede,  dem  Höhlenforscher  Re- 
gierungsrath Franz  Kraus,  welcher  an  der  Seite  ihres  Präsidenten 
Hofrathes  Franz  R.  v.  Hauer  als  Vorkämpfer  für  das  neue  System 
der  Höhlenforschung  eintrat,  gebührt  das  Verdienst  der  Uahnbrechung 
nach  der  Unterwelt  des  Karstes.  Gleich  zu  Anfang  dieser  Sektions- 
gründuug  bestand  ein  engeres  Comite  derselben,  welches  unter  dem 
Namen  Karst-Comite  vom  Jahre  1885  bis  1887  tagte  und  welches 
speziell  die  Erforschung  der  unterirdischen  Wasserverhältnisse  des 
Karstes  sich  zum  Ziele  der  gemeinsamen  Arbeit  gesteckt  hatte.  Den 
Vorsitz  führte  Hofrath  Ur.  Franz  R v.  Hauer,  Intendant  des  k.  k. 
Hofmuseums,  sein  Stellvertreter  war  Fürst  Ernst  Windisch-Grätz. 

Bereits  in  seiner  ersten  Sitzung  fafste  dieses  Comite  den  Beschlufs, 
eine  Versuchsarbeit  in  der  sogen.  „Piuka  jama“  (Poikhöhlo)  zwischen 
Adelsberg  und  Planina  vornehmen  zu  lassen.  Vorerst  sollte  jedoch 
unter  der  Leitung  des  Herrn  Kraus  eine  Treppenanlage  innerhalb  des 
70  Meter  tiefen  Felsontrichters  zur  eigentlichen  Poikhöhlo  hergestellt 
werden.  Nach  Ueberwindung  dieser  grofsen  Schwierigkeiten  führte 
Kraus  auf  Kosten  dos  Comites  die  äufserst  schwierigen  und  gefahr- 
vollen Forschungen  an  dem  unterii-dischen  Laufe  des  Poikflusses  in 
der  Piuka  jama  durch,  während  Museal-Custos  Josef  Szombathy 
vom  naturhistorischen  Hofmuseum  in  Wien  und  der  Verfasser  als 
Forsttechniker  des  Ackerbau-Ministeriums,  die  Vermossungsarbeiten 
daselbst  besorgten. 

Die  in  Rede  stehenden  Karstarbeiten  wurden  überhaupt  auf  Grund 
der  „Berichte  über  die  Wasser  Verhältnisse  in  den  Kessel- 
thälern  von  Krain“  in  AngrilT  genommen.  Nachdem  Hofrath 
v.  Hauer  diese  Berichte  aus  den  einzelnen  Kessellhälem  von  Krain 
zusammengcstcUt  und  in  der  Monatsversammlung  der  „Sektion  für 
Höhlenkunde“  des  Oesterreichischen  Touriaten-Klub  am  17.  Januar  1883 
vorgelegt  hatte,  entwickelte  sich  ein  allgemeines  Interesse  an  der  Er- 
forschung der  hydrologischen  Verhältnisse  des  Karstes.  Die  bezüg- 
lichen v.  Hauerschon  Berichte  finden  sich  vollinhaltlich  im  dritten  Bande 
No.  3 und  4 der  „Oesterr.  Touristen-Zeitung“  vom  Jahre  1883  abgedruokt. 

Dieselben  bildeten  die  eigentliche  Anregung  zu  den  gegenwärtigen 
im  Aufträge  des  Ackerbauministeriums  vorgenommenen  hydrotech- 
nischen Forschungen  am  Karste,  welche  eine  höchst  beachtenswerthe 
wirtlischafliiohe  Bedeutung  in  sich  tragen. 


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51 


Gegenwärtig  sind  gerade  die  lokalen  Vorstudien  abgeschlossen 
und  ich  bin  nun  auf  Grund  dieser  eingehenden  und  systematischen 
Forschungen  in  der  Lage,  über  den  naturseltenen  hydrologischen  Be- 
fund eines  grofsen  Gebietes  der  Karstlandschaft  Aufsohlufs  zu  geben. 
Daher  möge  es  mir  nun  weiter  gestattet  sein,  in  dieser  Darstellung 
speziell  das  mir  zugewiesene  Arbeitsgebiet  näher  zu  beleuchten. 

(Fortsetzung  folgt.) 


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Zur  Bestimmung  der  Fortpflanzungsgeschwindigkeit  der 
Erdbebenwelle. 

Prof.  Wild  lenkt  in  den  Coinpt.  rend.  (Juli  22. — 29.)  die 
Aufmerksamkeit  auf  gewisse  zeitliche  Beziehungen  zwischen  dem 
Erdbeben  von  Werny,  einem  Orte  in  Centralasien,  und  den  Boden- 
üscillationen,  welche  an  Regislrirapparaten  des  erdmagnetischen  Obser- 
vatoriums zu  Pawlowsk  bei  Petersburg  von  ihm  beobachtet  worden  sind. 

Das  Erdbeben  von  Werny  trat  am  12.  Juli  d.  J.  um  3'"  15" 
Morgens  (mittl.  Ortsz.)  ein  und  dauerte  ohne  Unterbrechung  dreizehn 
Minuten.  Die  Aufzeichnungen  des  Magnetographen  und  Elektrographen 
in  Pawlowsk  zeigten  am  12.  Juli  Morgens  um  0''  32  ",  35"  und  39  " 
heftige  Ausschläge,  und  alle  Umstünde  sprechen  dafür,  dafs  diese  Stö- 
rungen dem  erwähnten  Erdstofse  in  Centralasien  zuzuschreiben  seien, 
indem  derselbe  sich  dem  Pfeiler  der  Instrumente  mittheilte.  Wenigstens 
schliefst  das  Verhalten  der  Schwankungen  der  Magnetnadel  vollkom- 
men die  Möglichkeit  aus,  dieselben  in  Einwirkungen  des  Erdmagnetis- 
mus oder  der  Luflelektricität  zu  suchen.  Mit  Rücksicht  auf  den  3'*  6" 
betragenden  Längenunterschied  des  Erdbebencentrums  und  Beobach- 
tungsortes berechnet  Wild  die  Uebertragungsdauer  zu  23  Minuten. 
Da  die  Entfernung  beider  Punkte  4836  Kilometer  beträgt,  so  ergiebt 
sich  hieraus  die  Fortpflanzungsgeschwindigkeit  der  Welle  zu 
rund  3500"  in  der  Sekunde. 

Dieser  Werth  wird,  wie  Wild  bemerkt,  sich  vielleicht  noch  um 
ein  Weniges  ändern,  wenn  erst  genauere  Angaben  über  die  Eintritts- 
zeit und  Dauer  des  Erdstofses  aus  der  meteorologischen  Station  zu 
Werny  vorliegen. 

Eine  vollkommene  Bestätigung  haben  die  Schlufsfolgerungen  des 
Prof  Wild  durch  Beobachtungen  gefunden,  die  Dr.  Marouse  auf 
der  Sternwarte  zu  Berlin  in  der  Xacht  vom  11.  zum  12.  Juli  zu 
machen  in  der  Lage  war,  während  er  sich  mit  Polhöhenbestimmun- 


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53 


am  Universallraiisit  beschäftigte.  Das  Hölienniveau  des  Instru- 
mentes zeigte  nämlich  um  11'"  27”  den  Beginn  einer  heftigen  Boden- 
erschiitterung  an,  und  die  ungewöhnlichen  Schwankungen  der  Luftblase 
licfsen  den  Beobachter  keinen  Augenblick  darüber  in  Zw'eifel,  dafs 
es  sich  hier  um  Fernwirkungen  eines  Erdstofses  handle.  Die  Längon- 
differenz  Berlin -Bawlowsk  beträgt  PS";  also  ist  in  Berlin  die  Er- 
schütterung zu  einer  Zeit  beobachtet  worden,  die  der  mittl.  Ortszeit 
von  Pawlowsk  0''  35“  am  12.  .Juli  Morgens  entspricht.  Aus  dom 
rnterschiede  dieses  Wcrthes  und  des  von  Wild  festgestellten  (O*"  32  ”) 
kann  sofort  geschlossen  werden,  dafs  die  Erdbebenwelle  die  Strecke 
von  Pawlowsk  (bez.  Petersburg)  bis  Berlin  in  rund  drei  Minuten  zurüok- 
gelegt  hat.  Legt  man  diese  3”  zu  den  obigen  23”  hinzu,  so  ergiebt 
sich  die  Uebertnigtingsdauer  von  Wemy  bis  Berlin  zu  26  ”,  welches 
genau  der  Werth  ist,  den  Dr.  Marcuse  hierfür  findet. 

Die  angegebenen  Zahlen  für  die  Fortpflanzungsgeschwindigkeit 
kiinnen  hei  so  grofsen  Entfernungen,  wie  die  hier  in  Betracht  kommenden, 
nur  mittlere  Werthe  darstellen.  Denn  abgesehen  von  der  wechselnden 
Elasticität  des  Gesteins  bedingt  schon  die  Kugelforra  der  Erde,  dafs 
die  Erscheinungen  des  Fortschreitens  und  der  Stärke  der  Erschütterung 
sich  an  der  Erdoberfläche  ganz  verechieden  äufsern  müssen,  je  nach- 
dem der  Ausgang.spunkt  der  seismischen  Störung  in  verschiedenen 


Tiefen  gelegen  ist.  In  der  beistehenden 
Figur  befinden  sich  alle  Punkte,  welche 
in  demselben  Augenblick  und  mit  der- 
selben Stärke  erschüttert  werden,  auf  der 
um  das  Vibrationscentrum  S beschriebenen 
Kugelfläche  aA.  ln  derselben  Zeit,  in 


Fig.  I. 


welcher  sich  die  Erschütterung  um  die  Strecke  a b in  der  Tiefe  fort- 


pllauzt,  würde  sic  sich  auf  der  Oberfläche  ungleich  schneller  um  die 


Strecke  AB  weiter  verbreiten.  Betrachtet  man  noch  weitere  Kugel- 


flachen  mit  Badien,  die  stets  um  dasselbe  Stück  bc,  cd  u.  s.  w.  = ab 


gröfser  werden,  so  erkennt  man  sofort,  dafs  die  Fortpflanzung  der 
Welle  AB,  BC,  CD  u.  s.  w.  auf  der  Oberfläche  eine  beträchtlich 
schnellere  ist,  als  im  Erdkörper,  und  dafs  bei  gröfseren  Tiefen  ihre 
Verbreitung  an  der  Oberfläche  mit  ungleichrörmiger  Geschwindigkeit 
erfolgen  mufs.  Liegt  dagegen  der  Sitz  der  Erschütterung  sehr  nahe 
der  Oberfläche,  so  sieht  man,  dafs  dann  die  Fortpflanzungsgeschwindig- 
keit an  der  Oborflächo  zwar  nicht  genau  aber  doch  so  ziemlich  gleich 
bleibt  und  nicht  merklich  gröfser  wird  als  die  der  Elasticität  der  Ge- 
steine entsprechende  ab,  bc  u.  s.  w. 


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64 


Ein  um  die  Feststellung-  der  mechanischen  Verhältnisse  der  Erd- 
beben sehr  verdienter  englischer  Physiker,  Mailet,  hat  bei  Ver- 
anlassung des  grorsen  Erdbebens,  welches  1857  Calabrien  heimsuchte, 
die  ersten  genauen  Untersuchungen  über  die  Fortpflanzung  der  Er- 
schütterungen sowie  über  die  Tiefe  des  Ausgangspunktes  derselben 
angestellt.  In  der  Neuzeit  hat  Milne  in  Japan  durch  gröfsera  Mengen 
von  Dynamit,  die  er  in  Höhlen  von  verschiedener  Tiefe  oxplodiren 
liofs,  und  durch  den  Fall  schwerer  Gewichte  aus  verschiedenen  Höhen 
künstliche  Bodenersohütterungen  erzeugt  (Nature,  XXXII,  1886)  und 
die  Fortpflanzung  derselben  in  Qcsteinsmassen  von  verschiedener 
Elasticität  zwischen  900 — 1400  m gefunden.  Abbots  Versuche  bei 
Sprengungen  (Amer.  Journ.  [UI],  Vol.  XV,  1878)  ergraben,  dafs  die 
Geschwindigkeit  mit  der  Intensität  des  Stofses  wächst,  und  dafs  dieselbe 
mit  fortschreitender  Welle  sehr  schnell  abnimmt  Eine  Explosion  von 
100  kg  Dynamit  gab  auf  1,6  km  Entfernung  2690  m Geschw.  in  der 
Sekunde,  auf  8 km  nur  1626  m;  dagegen  25  000  kg  bei  der  grofsen 
Sprengung  des  Felsens  zu  Hallets  Point  im  Hafen  von  New-York  auf 
13  km  noch  2560  m,  auf  22  km  noch  1632  m.  Dafs  die  Erschütterungen 
der  oberen  Bodenschichten  auch  durch  die  Natur  der  Oberfläche  be- 
einflufst  werden,  haben  neuere  Untersuchungen  von  F.  Fouquö  und 
M.  Levy  gezeigt  Schw. 


t 


Erdbebenforschung  auf  der  Lick-Sternwarte. 

Das  Lick-Observatorium  auf  dem  Mount  Hamilton  verfugt  aufscr 
seinem  Schatze  kostbarer  astronomischer  Instrumente  auch  über  eine 
vollständige  Kollektion  der  empfindlichen  Erdbebenmesser  Ewings, 
die  seit  1887  unter  der  Leitung  von  Keeler  stehen.  Die  an  diesen 
Apparaten  gemachten  Beobachtungen  werden  vervollständigt  durch  die 
Aufzeichnungen  zweier  Stationen  in  San  Francisco,  sowie  durch  jene 
der  Observatorien  von  Oakland,  San  Josö,  Berkeley  und  Carson  (Nev.), 
wodurch  eine  Uebersicht  über  die  sämtlichen  im  Gebiete  von  Cali- 
fomien  und  den  angrenzenden  Staaten  vorgekommenen  Erdbeben  er- 
langbar wird.  Wir  heben  aus  einem  Artikel,  den  der  Direktor  der 
Sternwarte,  Professor  Holden,  über  die  beobachteten  Erdbeben  des 
Jahres  1888  veröffentlicht  hat,  (Americ.  Journ.  of  Science,  May  1889, 
p.  392),  die  als  scharf  bezeichneten  Stöfse  hervor: 


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55 


1888  29.  Februar  (stark),  17.  (September, 

7.  März,  6.  Oktober, 

28.  April  (stark),  18.  November. 

Holden  hat  indessen  auch  jene  sämtlichen  verläfslichen  Beob- 
achtungen gesammelt,  welche  in  Califomien  über  Erdbeben  in  früheren 
Jahren  gemacht  worden  sind,  worüber  er  mehrfache  Berichte  gegeben 
hat.*)  Seine  Liste  der  zwischen  1769  und  1887  beobachteten  Erdbeben**) 
zählt  folgende  zerstörende  und  folgende  schwere  Stöfse  auf: 


Zerstörende  Erdbeben: 


1800, 

11 — 31.  Oktober, 

1857, 

9.  Januar, 

1812, 

Oktober  oder  Dezember, 

1865, 

8. 

Oktober, 

1818, 

? 

1867, 

8. 

Januar, 

1836, 

9.  u.  10.  Juni, 

1868, 

21. 

Oktober, 

1839, 

0 

1872, 

26. 

März. 

Schwere 

Stö  fse. 

1806, 

24.  März, 

1856, 

im 

Dezember, 

1812, 

21.  Dezember, 

1858, 

26. 

November, 

1843, 

23.  Juni, 

1861, 

3. 

Juli, 

1851, 

15.  Mai, 

1864, 

5. 

März, 

1852, 

9.  November, 

1865, 

24. 

.Mai, 

1853, 

1.  Februar, 

1866, 

17. 

Februar, 

.. 

23.  Oktober, 

1868, 

26. 

September, 

1855, 

24.  Januar, 

1869, 

8. 

Oktober, 

„ 

10.  Juli, 

26. 

Dezember, 

1856, 

2.  Januar, 

1873, 

22. 

November, 

n 

10.  Januar, 

1885, 

30. 

Januar. 

n 

15.  Februar, 

Wir  begnügen  uns  mit  diesen  Angaben,  da  sich  tlelegenhoit 
bieten  wird,  auf  das  reichhaltige  Beobachtungsmaterial  Holdens  zurüok- 
zukommen.  Es  wäre  lebhaft  zu  wünschen,  wenn  auch  auf  europäischen 
Sternwarten,  namentlich  solchen,  die  den  erdbebenreichen  Gegenden 
näher  liegen,  mit  der  selbständigen  Aufzeichnung  der  an  guten 
Seismographen  gemachten  Beobachtungen  und  der  wissenschaftlichen 

*)  Earthquako  üitensity  in  San  Francisco  1S08— 88  (Amor.  Joum.  of  ac., 
.tune  188,8). 

••)  List  of  recorded  earthquatces  in  California.  Lower-California,  Oregon 
and  Washington  Territory.  (Herausgegeb.  v.  d.  Univers.  Califoriüen.  1887.) 


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56 


Diskussion  derselben  begonnen  würde.  .Vn  der  möglichsten  Vermehrung 
solchen  Materials  und  noch  mehr  an  dessen  eingehender  Bearbeitung 
Ihut  es  sehr  noth.  * 


Sonnenflecken-Minimum. 

Rudolf  Wolf,  der  bekannte  verdienstvolle  Erforscher  der  Sonnen- 
oberfläehe  hat,  wie  sonst  alljährlich,  die  Beobachtungen  der  Sonncu- 
flecke  des  Jahres  1888  zusaramengezogen,  diskutirt  und  die  mittlere 
Helativzahl  der  Häufigkeit  dieser  Flecke  6.7  gefunden  („Astronom. 
Mitth.  LXXIII“).  Das  Minimum,  dem  wir  uns  nach  den  Beobachtungen 
der  letzten  Jahre  nähern,*)  und  welches  Ende  1888  erwartet  wurde, 
ist  noch  nicht  eingetrclcn  und  Wolf  ist  geneigt,  dasselbe  auf  das 
Spätjahr  1889,  wenn  nicht  auf  weiter  hinaus,  anzusetzen.  Wolf  hat 
auch  aus  umfassendem  Beobachlungsinaterial  früherer  Zeit  Schlüsse 
gezogen,  welche  jene  von  ihm  schon  längst  erkannte  grofse  Periode 
betreffen,  die  neben  der  Hauptperiode  von  11 '/o  Jahren  in  dem  Auf- 
treten der  Flecke  enthalten  ist  und  mit  der  Häufigkeit  der  Xordlichter 
zusammeiifiillt.  Er  findet,  dafs  die  Dauer  dieser  Periode  mit  66Vj. 
oder,  ebenso  zur  Darstellung  der  Erecheinungen  ausreichend,  mit 
83 ',''3  Jahren  angenommen  werden  kann.  * 

Ein  neuer  Hilfsapparat  zur  Beobachtung  plötzlicher  Phänomene 
wird  in  Xo.  224  des  „American  journal  of  Science“  von  Prof.  Langley 
beschrieben.  Der  Apparat,  der  leicht  auch  für  Fadendurchgangs- 
beobachtungen anwendbar  gemacht  werden  könnte, 
ist  zunächst  zur  Beobachtung  von  Sternbedeckun- 
gen durch  den  Mond  besonders  geeignet.  Er  ge- 
stattet nach  Langleys  Ansicht,  solche  Momente 
ohne  alle  persönlichen  Fehler  leicht  bis  auf  eine 
Ilundertstelsekunde  genau  bestimmen  zu  können, 
Pig.  2.  eine  Genauigkeit,  die  bei  allen  bisherigen  Registrir- 

•)  Die  Wolfschcn  Relativzalilen  dar  letzten  Jahre  waren: 


18.S4  r 

= 67.4 

1885 

52.2 

1886 

25.4 

1887 

13.1 

1888 

6.7. 

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57 


methoden  wegpn  der  Unbostimmtheit  und  Veränderliohkidt  der  sog, 
persönlichen  Gleichung  nie  erreichbar  sein  wurde.  Langleys  Apparat 
ermöglicht  solche  Genauigkeit  durch  die  Anwendung  eines  neuen  und 
sicherlich  äufserst  geistvoll  ersonnenen  Prinzips,  welches  die  Frage 
nach  dem  Wann  der  Erscheinung  umwandelt  in  eine  solche  nach  dem 
Wo.  Offenbar  wird  ja  die  Angabe  des  Ortes,  wo  man  den  Stern  ver- 
schwinden oder  aiifblilzen  sah,  ungleich  bestimmter  ausfallen,  als  die 
des  Zeitmomentes,  wann  es  geschah;  denn  bei  der  Hestimmung  des 
Ortes,  wo  man  den  Stern  zuletzt  oder  zuerst  sah,  wird  uns  das  stark 
ausgebildete  Gedächtnifs  für  Gesichlswahniehmungen  wesentlich  unter- 
stützen. Die  Anwendung  dieses  Prinzips  wird  nun  in  einfacher  Weise 
dadurch  möglich,  dafs  Langley  vor  dem  Ocular  des  Fernrohrs  ein 
parallelepipedisches  Olasstück  anbringt,  welches  die  in  der  optischen 
Aze  des  Fernrohrs  ankommenden  Lichtstrahlen  durch  zweimalige  totale 
Reflexion,  wie  die  Zeichnung  verdeutlicht,  etwas  seitlich  verschiebt. 
Wird  nun  das  Glasstück  in  Rotation  um  die  optische  Axe  des  Fernrohrs 
versetzt,  so  zwar,  dafs  eine  Umdrehung  eine  Sekunde  lang  datiert, 
dann  wird  das  Bild  des  Sterns  im  Zeitraum  einer  jeden  Sekunde  einen 
kleinen  Kreis  zu  beschreiben  scheinen.  Mil  Hilfe  eines  radialen  Faden- 
netzes wird  es  dann  aber  leicht  sein,  durch  Angabe  der  Position, 
wo  der  Stern  erschien  oder  verschwand,  den  Bruchtheil  der  Sekunde 
mit  grofser  Genauigkeit  zu  ermitteln,  während  die  Sekunde  selbst 
durch  den  Chronographen  zu  bestimmen  isL 

Bis  jetzt  hat  der  Apparat,  der  an  das  in  einem  der  nächsten  lleflc 
dieser  Zeitschrift  zu  besprechende  Montignysche  Scintilloraetor  er- 
innert, leider  nur  an  künstlichen  Sternen  inbezug  auf  seine  Leistimgs- 
fnhigkeit  geprüft  werden  können,  wobei  er  sich  indessen  gut  bewährt 
hat.  Hoffentlich  laufen  bald  auch  Xachrichten  über  wirkliche  Beob- 
achtungen ein.  Sicherlich  ist  es  eine  fruchtbare  Idee,  auf  welche  Herr 
Prof.  I>angley  mit  diesem  neuen  kleinen  Instrument  hingewiesen  hat. 

F.  Kbr. 


Zur  Crollschen  Theorie  der  alternirenden  Eiszeiten. 

James  Groll,  der  in  zahlreichen  Schriften  Beiträge  zur  wissen- 
schaftlichen Begründung  des  Einflusses  kosmischer  Ursachen  auf 
die  Klimaänderungen  geliefert  hat,  bestreitet  in  einer  neueren  Ab- 
handlung: „On  prevailing  misconceptions  regarding  the  evidence  which 
we  ought  Io  expecl  of  former  glaoial  periods“  (Quart.  Journ.  of  Oeol. 


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58 


Soo.,  May  1889),  dafs  der  Mangel  an  direkten  geologischen  Zeugnissen 
die  Unhaltbarkeit  seiner  auf  astronomischen  Orundlagen  beruhenden 
Theorie  der  periodisch  wiederkehrenden  Eiszeiten  darzuthun  vermöge. 
Dieser  Forscher  geht  von  der  Annahme  aus,  dafs  das  Uauptmoment 
einer  Vereisung  der  beiden  Erdhälften  in  der  periodischen  Veränder- 
lichkeit der  Excentricität  der  Erdbahn  in  Verbindung  mit  dem  V^or- 
rücken  der  Tag-  und  Nachtgleichen  zu  suchen  sei.*)  Wenn  die  Geo- 
logen mit  ihren  Bemühungen,  geologische  und  paläontologische  Be- 
lege für  diese  Theorie  aus  dem  Studium  der  älteren  Formationen  zu 
erbringen,  wenig  Erfolg  gehabt  haben,  so  ist  dies  nach  Grolls  An- 
sicht naturgemäfs  in  dem  Umstande  begründet,  dafs  die  Voraussetzung, 
die  periodischen  Eiszeiten  müfsten  in  diesen  Formationen  Spuren  hinter- 
lasseu  haben,  eine  irrige  ist  Denn  man  hat  nach  Merkmalen  der  Ver- 
eisung hauptsächlich  auf  den  jetzigen  I.*ndoberflächon  geforscht,  trotz- 
dem doch  allgemein  zugegeben  wird,  dafs  diese  Landoberflächen  in 
früheren  Zeitabschnitten  der  Erdgeschichte  als  solche  nicht  existirten. 
Die  Oesamtmächtigkeit  des  geschichteten  Gesteins  von  Grofsbritannien 
beträgt  nach  Prof.  Ramsay  etwa  14  engl.  Meilen,  aber  im  Bereiche 
dieses  enormen  Pfeilers  von  Ablagerungen  findet  man  nur  wenige  ur- 
sprüngliche Landbildungen  vor.  Fast  jede  Formation  von  allgemeinerem 
Charakter  ist  unter  der  Einwirkung  einer  früheren  Meeresbodeckung 
entstanden.  Aus  diesem  Grunde  kann  die  Wahrscheinlichkeit  einer  Auf- 
deckung von  Spuren  früherer  Eiszeiten  nur  gering  sein;  diese  müssen 
bei  der  Umwandlung  ehemaliger  Landgebiete  in  Meeresboden  durch 
die  mechanischen  und  chemischen  Agentien  des  Wassers  und  der  Luft 
völbg  verwischt  worden  sein.  Die  ungeheuren  Schuttmassen  in  den 
Thälern  der  Schweiz,  Schottlands  und  Schwedens,  welche  zweifellos 
von  den  Berggipfeln  durch  die  Gletscher  der  jüngsten  Glacialporiode 
herabgeschafft  worden  sind,  tragen  nur  selten  die  Spuren  von  Eis- 
wirkungen an  sich.  Wenn  nun  schon  hier  die  Abschmolzgewässer 
der  Gletscher  alle  Anzeichen,  wie  Felsenschliffe  und  Gesteinsritzungen, 
beseitigt  haben,  um  wieviel  mehr,  hebt  Groll  hervor,  konnten  die 
gewaltigen  Ueberfluthungen  ganzer  Kontinente  zur  Auslöschung  aller 
derjenigen  Merkzeichen  beitragen,  von  deren  Aufdeckung  der  Geologe 
Anhaltspunkte  für  die  Beurtheilung  der  wichtigen  Frage  nach  der 
Wiederkehr  der  Eiszeiten  erwartete.  Anders  steht  es  mit  der  Ein- 


•)  Einen  Uoberblick  über  diese  Theorie  bieten  die  Werke  Grolls: 
„Climate  and  Time,“  Lond.  1875,  ^Discussions  on  Climate  and  Cosmology,“ 
Edingb.  188.5,  und  das  in  diesem  Jahre  erachienene  Werk:  „Stellar  Evolution 
and  ita  llclations  to  Geological  Time.“ 


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bettung  grofser  erratischer  Ulöcke  in  den  älteren  Schichten;  diese 
können,  wenn  sie  in  südlichen  Breiten  gefunden  worden,  als  Zeugen 
einer  heftigen  Vereisung  dienen.  Aus  dem  Fohlen  derselben,  behaup- 
tet indessen  Groll,  lasse  sich  kein  Argument  gegen  seine  Theorie 
entnehmen,  und  wenn  Nordenskiüld  daraus  geschlossen  hat,  dafs  bis 
zum  Schlüsse  der  Miocänzeit  in  Grönland  und  Spitzbergen  keine  Ver- 
eisung stattgefunden  habe,  so  läfst  sich  mit  demselben  Recht  die  Ab- 
wesenheit solcher  Findlinge  aus  dem  mächtigen  Umfange  der  Ver- 
gletscherungen in  den  Polarregionen  erklären. 

Groll  scheint  demnach  die  Haltbarkeit  seines  Sysicms  in  der 
Strenge  seiner  theoretischen  Ausrührungen  zu  suchen.  Dafs  indessen 
dieselben  sehr  angreifbar  sind,  haben  die  Einwände  gezeigt,  welche 
von  Newcomb  (Amer.  Journ.  s.  III.,  Vol.  II,  187G)  und  neuerdings  von 
A.  Wocikoff  (Amer.  Joum.  Vol.  31,  1886J  hiergegen  erhoben  worden 
sind.  Schw. 


Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Oktober-liovember» 

(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  für  Berliner  Zeit) 

L Der  Mond. 


17. 

Oktob. 

Letztes  Viertel 

Aufgang 
lOS  4l">  Ab. 

Untergang 
2h  33i»  Nm. 

24. 

Neumond 

6 

3 

Mg. 

5 

9 Ab. 

27. 

Erdnähe 

10 

14 

Vm. 

r, 

33  . 

31. 

•» 

Erstes  Viertel 

2 

IG 

Nm. 

10 

45  . 

7. 

Nov. 

Vollmond 

4 

41 

6 

25  Mg. 

12. 

n 

Erdferne 

7 

30 

Ab. 

Mittags 

l.'i. 

n 

Letztes  Viertel 

10 

38 

n 

1 

,35  Nm. 

Maxima  der  Libration:  21.  Oktober,  4.  November. 


2.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Rectaa. 

Declin.||  Aufg. 

Unlorg. 

Rectaa.  Decliu. 

Aufg. 

Uuterg. 

12.  Oku 

I3k37n 

—12” 44'  7S  IG»lg. 

■5k  8=«. 

11I>20>»'4-  5” 4.5' 

3«  19”>lj. 

4k31">Sa. 

IG.  , 

13  21 

— 9 .52  6 40  , 

4 54  3a. 

11  .38  i-i-  3 55 

3 31  . 

4 23  . 

20.  , 

13  7 

— 7 0 5 .54  . 

4 40  , 

II  ,5G  '-f  2 2 

.3  42  , 

4 IG  . 

24.  . 

13  2 

— 5 15  ,5  19  , 

4 29  , 

12  15  ]+  0 8 

3 .55  . 

4 9 . 

2A  . 

13  7 

- 5 15  2 . 

4 18  . 

12  33  — 1 47 

4 8 , 

4 2 , 

1.  Nov. 

13  20 

—6  35  2 , 

4 10  . 

12  51  1—  3 42 

4 20  , 

3 54  . 

5.  „ 

13  38 

— 7 54  Ij  13  . 

4 3 . 

13  9 !—  5 3C 

4 32  , 

3 4G  , 

9.  . 

13  59 

—10  8 5 30  . 

3 54  . 

1.3  28  1—  7 29 

4 45  . 

3 39  . 

13.  , 

14  23 

-12  31  5 50  , 
11 

3 50  „ 

13  47  - 9 19 

4 58  . 

3 32  . 

24.  Oktober  Sonnennähe.  16.  Oktober  Sonnennähe. 


M 

a r s 

Jupiter 

Rectaa.  Declin. 

Aufg. 

Cnti*rg. 

Rectau».  Declin.  Aufg. 

L'nterg. 

K.  Okt 

11»  > — T«-> 

>»42»lt 

4»  l<k>Si. 

IS»11« 

—23*30  0543«  5a 

S»  I7«1V. 

11  IS  + A.v; 

2 40  . 

3 52  . 

18  1.) 

—23  »5  0 23  . 

7 ,57  . 

iS.  . 

11  3i  -t  t3>) 

2 38  . 

3 34  . 

18  19 

—23  29  0 4 . 

7 38  . 

3.  Not. 

1 1 4»;  -1-3  4 

2 37  . 

3 17  . 

18  23 

—23  27  11  45  la 

7 19  . 

9.  . 

11  '.9  .i.  I3S 

2 32  - 

2 .58  . 

18  28 

—23  24  11  26  . 

7 0 , 

I'j.  . 

li  12  -i-Oli 

2 29  . 

|2  41  . 

18  33 

—23  21  11  6 . 

6 42  . 

12.  November  Soünenf»-*me. 


Saturn 

Uranus 

Rectas.  Declin. 

Aufg.  Unterg. 

Rectaa.  Declin. 

Aufg. 

Unterg, 

16. 

Okt 

li>k  14-  .tl2“21 

lk-25-Ir.  3‘47-5a 

13k24- 

-8*12 

6»  26  «Ir. 

5»  8«  5a 

24. 

10  17  -i-12  7 

0 59  . 3 17  . 

13  26 

— 8 23 

5 57  . 

4 37  . 

1. 

Nov. 

10  19  4-II  35 

0 31  . 2 47  . 

13  27 

— S 51 

5 28  . 

4 5 . 

9. 

10  21  +11  45 

03.  2 17  . 

13  29 

— 8 45 

5 0 . 

3 55  . 

17. 

- 

10  2;i  +11  37 

11  31  5t.  1 46  . 

13  31 

— 8 55 

4 31  , 

3 4 . 

Elongation  des  Satumtrabanten  Titan:  13.  Nov.  östl.  Elong.*) 


13.  Okt 
28,  . 
12.  Nov. 


Neptun 


Reclas.  \ Declin.  Aufg.  Unterg. 


4h  10®  -fl8®20‘  G»i4S«5b  10»‘3$»Va. 
4 9 -f  19  16  5 48  , 9 38  ^ 

4 7 4-  19  12  4 48  , I 9 36  „ 


3.  Beobachtbare  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

24.  Oktob.  II.  Trab.  Verfinst.  Austritt  7^  16“  Ab. 
24.  . I.  . - - 7 29  . 

9.  Nov.  1.  . . ^ 5 48  Nm. 


4.  Stembedeckungen  durch  den  Mond. 
(Für  Berlin  sichtbar.) 

Orüfae  Eintritt 

3.  Novemb.  •30Piscium  4 8«  10’’  5lm  Ab. 

4.  . • 33  5.0  Ü ,56  Morg. 


Austritt 
12^  Miltcm. 

1 40"  Morg. 


*>  Ein  srhr  »«Iton  stutUlndonJe»  Phänomen,  eico  Verltusterun^  des  Satumtrabanten  Jftpetus 
durch  den  Schatten  des  Itin^rstem  des  Saturn,  hat  A.  Marth  flir  den  1.  und  S.  Not.  ao^pioigl 
Der  Satellit  wird  am  ersteren  Tasre  etwa  Abends  9^  In  dom  Schallen  Terschwjnden  und  am 
2.  Nov.  Naclimitiaifs  4'*  daraus  bervortreten.  Für  uns  ist  die  Möftllchkeit  einer  fioobaohtuna^  der 
Encbeioung  nicht  vorauasichüich. 


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in 


5.  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxiinu  variabler  Stcnio: 


Maximum 

Hellii^kcit 

im 

1889 

am 

.Max. 

Min. 

Hectas. 

Declin. 

ll  Cancri 

;10.  Oktob. 

(Jm 

11.12» 

8k  lt)w 

27*  + 12" 

4' 

U Crateris 

3.  Nov. 

8 

9 

10 

.5.5 

7—17 

44 

8 Urs.  maj. 

2«.  Okt, 

7.8 

11 

12 

39 

4 + Kl 

42 

R Ophiuchi 

25.  „ 

7.8 

12 

17 

1 

23  — 15 

56 

T Herculis 

ß.  Nov. 

7 

12 

18 

4 

,53  + 31 

0 

R Lyrae 

21.  Okt. 

4.3 

4.G 

18 

51 

57  + 43 

48 

T Sagittarii 

27.  , 

7.8 

11 

19 

9 

52  — 17 

10 

R Pegasi 

13.  Nov. 

7 

12 

23 

l 

6+9 

57 

R Cassiop. 

2G.  Okt. 

5 

12 

23 

.52 

4.5  + 50 

46 

b)  Minima  der  Storno  vom  Algol-Typus: 

V Cephei  . . 20.,  25.,  30.  Okt.,  4.,  9.,  14.  Nov.  Morjf. 

Algol  . . 18.  Okt  Mitt,  24.  Mg.,  29.  Ab..  4.  Nov.  Nm.,  10.  Mg. 

UCoronae  . . 21.  Okt.  Mg.,  28.  Mg.,  4.  Nov.  Mg.,  11.  Mg. 

UOphiuehi  . (Jodes  4.  Min.):  17.  Okt  Milt,  20.  Ab.,  24.  Mg.,  27.  Nm.,  30.  Ab., 
3.  Nov.  Mg.,  6.  Nm.,  9.  Ab.,  13.  Mg. 

Y Cygni  . . (Jedes  3.  Min.):  Ifi.  Okt.  Mg.,  20.  Nm.,  2.5.  Mg.,  29.  Nm.,  3.  Nov. 

Mg.,  7.  Nm.,  12.  Mg. 


T Monoc.  . 
ß Ljrae 
Aquilao  . 
6 Cephei  . 


c)  Minima  einiger  VerUndcrlichor  kurzer  Periode: 
. 24.  Okt. 

. 20.  Okt.,  2.,  14-,  Nov. 

. 18.,  2.5.  Okt,  2-,  9.  Nov. 

. 16.,  22-,  27.  Okt,  1.,  7.,  12.  Nov. 


6.  Meteoriten. 

In  du*  eralo  Hälfte  des  Monats  November  fallen  noch  die  -Leoniden’*,  ein 
Schwarm,  der  sich  bauptaäclilich  zwischen  dem  9.  bis  17.  Nov.  zeigt,  am 
13.  Nov.  sein  Maximum  erreicht  und  aus  einem  Punkte  im  grofsen  Löwen, 
10  Qrad  nördlich  vom  Hcgulua,  seinen  Ausgang  nimmt*)  Der  Schwarm  wird 
in  den  Morgenstunden  gesehen  w'erden  können. 

Auch  im  „Stier"  zeigen  sich  während  des  gröfsten  Thcils  des  Monats 
November  in  der  Gegend  bei  AR  = 60*,  D=4"20®  Meteorströme. 

7.  Nachrichten  über  Kometen. 

Die  Beobachtungen  des  Barnardschon  Juni-Kometen  dürften  gegenwärtig 
abgeschlossen  sein,  da  der  Komet  bereits  im  August  sehr  schwach  gewesen  ist 

Der  Brooksscho  Juli-Komet  ist  uns  dadurch  ein  interesaantes  Objekt 
geworden,  dafs  sich  setno  anfänglich  als  parabolisch  vermuthete  Bew'cgung 
jetzt  als  elliptisch  erw'eist  Der  Komet  kam  am  27.  August  der  Sonne  am 
nächsten  und  vollendet  seinen  Umlauf  um  dieselbe  in  12*  , Jahren.  Während 
einige  Beobachter  die  im  vorigen  Hefte  noUrto  Theilung  dieses  Kometen  nicht 
oder  nur  mit  Schwierigkeiten  hal)en  konstatiron  können,  ist  am  6.  August  der 


*)  lUäUliongpuDkt  AR  = 150»,  D = + m 


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B2 


Komet  iu  Wien  vierfach  ifogehen  woi*deii.  Uebrigons  liegen  von  dor  Lick> 
Slomwarte  nähere  Mittheilunjfon  über  McRsungen  vor,  welche  Barnard  an 
den  mehrfachen  Köpfen  oder  beaaer  den  die  Hauptmasse  zusammensetzendon 
Nel>elbe(floitem,  {gemacht  hat. 

Für  den  Da vidsonschen  Kometen  erjfobon  die  verschiedenen  mit  ein- 
ander recht  ^ut  harmouirenden  Bahnelemente  eine  paraboliaclie  Bahn  mit  der 
Sonnennähe  am  19.  Juli.  Mitte  Autist  war  der  Komet  zwischen  7. — 8.  Oröfse, 
besafs  einen  hollen  fächerförmigen  und  einen  schwachen  Nebenschweif.  Das 
Objekt  war  auch  in  kleinenm  Fernrohren  gut  sichtbar.  Die  Helligkeit  hat 
gegenwärtig  bereits  sehr  abgenommon. 


Hinzufügungen  zu  dem  Artikel  „Die  helikalischen  Nebel*^ 

Als  bereits  der  erste  Bogen  des  gegenwärtigen  Heftes  im  Druck 
war,  erhielten  wir  von  Herrn  Prof.  Holden  noch  folgende  Zusätze 
zu  seinem  höchst  interessanten  Artikel  über  die  wahre  Form  der 
Spiral-Nebel  im  Raume.  Den  Bemerkungen  zu  dem  Verzeichnifs  der 
Nebel  auf  S.  5 u.  f.  ist  demnach  hinzuzufügon: 


Lajispl»  { 
FigTir. 

(i.  K.  No. 

Bemerkungen, 

2 

000 

1 

Der  Positions-Wiiikol  der  Axe  der  typischen  Spirale 
beträgt  280®,  die  Hoho  über  dem  Papiere  von  70 — 75®. 

12(1.) 

1861 

Vergl.  die  letzte  Zeiebnung  der  Fig,  2.  Der  Kern  des 
1 Nebels  ist  wahrschoinlich  dadurch  verursacht,  dafs 
* zwei  Schlingen  dor  Helix  sich  kreuzen. 

17 

2890 

Innere  Spirale:  Positions-Winkel  120®,  Höhe  der  Axe 
1 von  80— ö.'i“;  äufsere  Spirale:  Positions-Winkel  120®, 
1 Höhe  80*.  Producirt  mau  die  innere  Spirale  und 
dreht  dann  die  typische  Helix  in  der  Richtung  SW. 
1 NK.  um  90®,  wählend  ihre  Axe  in  derselben  Ebene 
1 verbleibt,  so  pafsi  sich  das  Modell  auch  der  äufseren 
Spirale  an. 

27 

0.'i72 
M.  51 

1 

' Innei'e  Spirale  P = I.W®,  11  = 85 — 90*;  Uufsere  Spirale 
P=  150®,  II  = 80®.  Drohe  die  typische  Helix  in  der 
Richtung  NW.  HE.  nahezu  180*  aus  der  Lago,  in 
welcher  sie  sich  der  äufseren  Spirale  anpafst,  und 
sie  wird  sich  auch  dor  inneren  Spirale  anpaason. 

28 

8006 

1 

Ist  der  Kern  dadurch  venirsacht,  dafs  sich  zwei  Zweig© 
der  Helix  kreuzen? 

NB.  Beachte,  dafs  der  Posilions-Winkol  der  Axe  der 
lyjURchen  Helix  für  beide  Spiralen  von  0.  C.  2890 
und  für  beide  Spiralen  von  G.  C.  il572  dersellH?  ist. 

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I 


Rudolpb  Rdttger,  Erdbeben.  Sammlung  j^omeinTorstjindlichorwisscnscliaft- 
licher  Vorträge,  begnindot  von  Virchow  und  Holtzondorff.  Xout* 
Folge,  IV.  Serie,  74.  42  Seiten.  1889. 

Wenn  irgend  etwas  an  dieser  seltsamen  Publikation  verwundorlieh  er- 
scheint, so  ist  OS  sicherlich  die  Aufnahme  in  eine  Sammlung,  welche  sonst 
eifrig  bemüht  war,  für  den  Zweck  allgemeiner  Belehrung  nur  abgeklärtes,  sicher 
festgestelltes  Wissen  ihren  Lesern  darzubieteii,  nicht  aber  dieselben  mit  der 
Aufführung  luftiger  Hypothesengobaude  zu  unterhalten. 

Im  ganzen  gewinnt  man  den  Eindruck,  dafs  es  dem  Verfasser  mit  seinen 
Hypothesen  nicht  so  sehr  um  Förderung  der  wissonschaftliclien  Erkonnlnifs 
des  noch  so  viele  Probleme  darbietenden  Mechanismus  der  Erdbeben  zu  tliuii 
ist,  als  um  die  Einsammlung  des  Zolles  der  Bewunderung  für  seine  kühnen 
Prophezeiungen,  die  durch  delphischen  Orakelstil  ihre  strenge  wissenschaftliche 
Begründung  in  vollendetster  Weise  zu  ersetzen  wissen.  Wem  letzteres  als 
zu  viel  gesagt  erscheint,  der  möge  unbefangen  folgende  Prophezeiung  auf 
Seite  40  daraufhin  ansehen:  ..Die  Spannung  in  der  Aotna-Island-Linio  unter- 
mischt mit  OscillationoD,  die  auf  den  Osten  deuten,  und  Wcstschvrankungcn 
hält  an.  Im  engeren  Aetnagobiot  setzt  sich  die  einleitende  Thätigkoit  fort,  iiiul 
diese  wird  die  Witterung  bei  uns  noch  weiter  bceinlhissen.-  Dergleichen 
Prophezeiungon  linden  sich  in  der  kleinen  Abhandlung  eine  ganze  Anzahl, 
zu  ihrer  Begründung  dormafsen  umrahmt  von  einem  gänzlich  kritiklos  zu- 
sammengorafTton  Haufen  aller  möglichen  Erdbeben,  Vulkanausbrüche,  Stürme. 
Gewitter,  plötzlicher  Temporatiii-schwankungen,  abnormer  Nicdorschlägo  u.  s.  w., 
dafs  der  Loser  aus  Kespekt  vor  diesem  kalibanmärsig  zusammengoschleppten 
Material  alles  glaubt,  weil  er  sich  nicht  mehr  unter  demselben  zurechtzufinden 
vermag. 

Schält  man  die  Grundidee  dos  Verfassers  bei  Abfassung  seiner  Erd- 
bebenprognosen  aus  dem  umgebenden  Wust  von  Ereignissen  und  Prophezei- 
ungen heraus,  so  beruht  sie  im  wesentlichen  auf  der  .\nnahme,  dafs  jedes  Erd- 
beben resp.  jeder  Vulkanausbruch  auf  seiner  AiUipodengegeud  von  einem 
ähnlichen  Kreignifs  begleitet  resp.  gefolgt  ist,  dafs  ferner  mif  den,  durch  den 
Erdkörper  gezogenen  Verbindungslinien  tbatigor  resp.  früher  thätig  gewe.senor 
Vulkane  seismische  Vorgänge  zu  erwarten  sind.  Haujdsächlich  stützt  er  sich 
aber  auf  die  Beobachtung  einer  von  ihm  koastruirlen  „Zwillingsmagnotnadep, 
deren  Bowegungon  ihm  gestatten,  auf  die  durch  elektrische  Strome  hervorge- 
rufenen Störungen  im  Erdkörpor,  und  dadurch  nach  seiner  Ansicht  voranlnfsio 
Erdbeben  Schlüsse  zu  ziehen. 

Bei  diesen,  doch  noch  recht  unzulänglichen  Grundlagen  seiner  Prophe- 
zeihungen ist  es  billig  zu  verwuiuleni,  dafs,  während  der  Verfasser  mit  strengster 
Logik  und  unerbiUlichor  Kritik  gegen  die  .Vu.swücbse  journalistischer  Phnnto-siu 
in  der  Unterstützung  Falbscher  Prognosen  öfter  zu  Felde  gezogen  ist,  er  von 
den  Schwächen  seines  Systems  keine  Vorstellung  zu  haben  scheint. 

Dio  Idee,  elektrische  resj>.  magnetische  Erdströnic  als  Ursache  der  Erd- 
beben anzunehmen,  i.st  übrigens  durchaus  nicht  neu,  und  ist  z.  B schon  früher 


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64 


von  A.  Ch.  \V.  Schcfflep  ausgesprocheu  und  durch  theoretische  Betrachtunifcn 
untcratiitzt  worden,  welche  eine  ganz  andre  Herrschaft  über  die  Mathematik 
beweisen,  als  die  pBerechnungen-‘  KöUgers,  ,bei  denen  die  Halbkreisentfemung 
zu  Grunde  liegt.“  (S.  2*2.) 

Wir  wollen  dtirehauB  nicht  für  unmöglich  hinatellen,  dafs  nicht  auch  eine 
der  olicn  ange<leuteten  Kombinationen  einmal  eintrolen  kann«  sondern  meinen 
vor  allen  Dingen,  rlafs,  so  lange  nicht  an  dem  g«'«amlen  bis  jetzt  vorliegenden 
Beobachtungsinatcrial  der  Beweis,  daf«  es  so  sein  mufs,  wirklich  geführt 
worden  ist,  cs  zum  mindesten  voreilig  ist,  daraufhin  Prophezeihungen  vom 
Stapel  zu  lassen  — da  sie  alsdann  nicht  in  wissenschaftlicher  Erkenntnifs, 
sondern  in  einer  lebhaften  Phantasie  ihren  Ursprung  haben.  Es  Iriffl  wohl 
auch  hierfür  noch  die  Bemerkung  von  Peschei-Leipolt  (Phys.  Erdkunde  1.1879 
S.  260);  »Uebrigens  dürfte  ein  derartiger  Griff  jetzt,  wo  wir  über  die  Flegel- 
jahro  des  Vulkanismus  hinaus  sind,  wohl  nur  Heiterkeit  erwecken,  denn  da 
die  Erde  an  verschiedenen  Punkten  täglich  mehrere  Male  erschüttert  wird, 
und  es  etliche  Vulkane  giebt,  die  beständig  s]»eien,  so  kann  man  sagen:  kein 
Erdbeben  ohne  Vulkanausbruch,  kein  Vulkanausbruch  ohne  Erdbeben.“ 

Dafs  der  Verfasser  über  die  physikalischen  Vorgänge  zu  keinen  klanui 
Vorstellungen  gelangt  ist,  durften  wohl  folgende  Zidlen  zur  Genüge  beweisen: 
^Der  Acquator  als  Elliime  bewegt  sich  excentrisch  um  einen  wechselnden 
Schwerpunkt,  der  nicht  in  der  Polaraxe  liegt.“  Die  unregelmäfsige  Form  des 
Krdkörpers  wird  vom  Verfasser  als  eine  Hauidursache  seismischer  Vorgänge 
angesehen.  ,.Es  erscheint  nun  dies  als  ein  kosmisches  ßewegungsgesetz  für 
<iie  Planeten,  analog  dom  mechanischen,  wonach  eine  Ortsbewegung  nur  durch 
Kxccntricität  und  fortwährenden  Wechsel  des  Schwerpunkts  erzielt  werden 
kann,  während  der  Kitds  als  passives  Mittelglied  zwischen  zwei  Bewegungen 
oder  Kräften  dasteht“  (S.  8).  „Wie  wäre  z.  H.  die  Sonne  im  stände,  wie  cs 
wiederholt  vorkomnit,  im  Dezember  in  Lappland  eine  Temperaturerhöhung 
von  24®  in  ebensoviel  Stunden  hervorzurufen,  wenn  nicht  dio  Selbatlhätigkcil 
der  Erde  dazu  träte!“  {S,  9),  Dr.  Ernst  Wagner. 

A.  Krebs.  Beiträge  zur  Keiinlnifs  und  Erklärung  der  Oewiltereracheinungen 
auf  Oruml  der  Aufzeichnungen  Über  die  Gewitter  Hamburgs  in  den 
Jahren  1873 — 87.  31  Seiten.  Frankfurt  a,  M.  1889. 

Der  Zusammenhang  der  Gewitter  mit  plötzlichen  Aeiiderungen  im  Gange 
derTemperalur  und  des  Luftdrucks  wird  eingehend  behandelt;  derTemperaturfall 
bei  Taggowitlerii  wird  ebenso  wie  das  Steigen  der  Temperatur  bei  Nachtgewillem 
durch  die  mit  Gewittern  verbundene  Bewölkung  erklärt.  Aus  den  verschiedenen 
Foivnen  der  Barographenaufzeichnuiigen  während  des  Gewitters,  (den  sogen. 
, Gewitternasen“)  leitet  der  Verfasser  die  Sätze  ab;  »Alle  Gewitter  bilden  sich 
aus  der  mechanischen  Einwirkung  mindestens  zweier  Depressionen.  Der  Ort 
der  Gewitierbildung  liegt  an  der  Stelle  der  gröfston  Einwirkung  dieser  Dc- 
jiressioncn  aufeinander,  also  zwischen  denselben,  auf  einem  Gebiete  höheren 
Drucks.“ 

Leider  hat  der  Verfasser  nur  die  Uesuitate,  nicht  aber  das  Material  seiner 
Untersuchungen  veröffentlicht,  so  dafs  man  für  dio  allgemeine  Giltigkeit  der- 
selben kein  rechtes  Mafs  besitzt,  aufserdem  dürfte  es  sich  als  nothwondig  er- 
weisen, dieselben  auch  durch  Betrachtung  von  Gowitlern,  welche  über  grofsere 
Gebiete  zu  verfolgen  sind,  zu  veriflziren.  K.  W. 

Verlag  von  tiermann  Paetel  in  Herlin.  — Druck  Ton  Wilhelm  Gronau'a  Buchdruckerei  ln  Berlin. 

PUr  die  Uedactlon  reraotwortlich:  Dr.  M.  Wlthnlm  Meyer  in  Berlin. 

Coberechtigler  Nachdruck  aus  drm  Inhalt  dieser  Zeitschrift  untersagt. 

Uebersetaungsrecht  vorbeballeo. 


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Die  neuere  Witterungskunde  und  die  Lehre  von  der 
Niederschlagsbildung. 

Von  Professor  Wilhslm  v»B  Bezsld, 

Direktor  des  k((I.  meteorologiacboa  Instituts  zu  Berlin. 


1,  (Selilufs.) 

ij^in  aufsteigender  feuchter  Luflstrom  ist  demnach  eine  anfser- 
. ordentlich  ergiebige  Niederschlagsqiielle,  und  thalsächlich  bc- 
^ darf  es  nur  einmal  dieser  Erkenntnifs,  um  beinahe  die  gesamten 
Erscheinungen  der  Niederschlagsbildung  mit  einem  Blicke  zu  übersehen. 

Fafst  man  nämlich  unter  Benutzung  von  Regenkarton  oder  ge- 
eigneter Aufzeichnungen  jene  Stellen  ins  Auge,  an  welchen  reichliche 
Niederschläge  fallen,  so  findet  man  als  besonders  bevorzugte  Oebiete: 
Erstens:  innerhalb  der  Tropen  die  sogenannte  Calmenzone  d.  h. 
jenen  schmalen  Gürtel,  der  zwischen  den  beiden  Passatregionen  dem 
höchsten  Sonnenstände  folgend  innerhalb  des  Jahres  hin  und  her 
schwankt  und  die  reichlichen  tropischen  Regen  bringt.  Dies  ist  aber 
eben  die  Zone  des  stärksten  aufsteigenden  Stromes,  da  ihr  unten  von 
beiden  Seiten  her  fiirtgesetzt  Luft  zustrümt,  die  obi-n  wieder  abfliefsen 
mufs,  wenn  dieses  Zuströmen  andauem  soll,  wie  es  doch  thatsächlich 
der  Fall  ist. 


Zweitens:  überall  dort,  wo  sich  Gebirge  den  herrschenden 
Winden  entgegenstellen  und  die.se  dadurch  zum  Aufstoigen  zwingen, 
und  zwar  auf  der  dem  Winde  zugewendeten  Seite. 

Drittens:  die  Umgebung  der  Stellen  geringsten  Luftdruckes, 
die  sogenannten  barometrischen  Depressionsgebielo,  die  insbesondere 
in  den  gomäfsigten  Zonen  im  Vorüberziehen  die  Niederschläge  bringen. 

Den  zuerst  hervorgehobenen  Fällen  hat  man  schon  längst  die 
Aufmerksamkeit  gesehcnkl,  und  auch  den  Zusammenhang  mit  dem 

Bimmel  und  Erde.  II.  2.  5 


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Aufsteigen  der  Luft  richtig  erkannt,  wenn  auch  die  Ursache  der  Ab- 
kühlung irrthümlicher  Weise  in  der  Mischung  der  unteren  und  oberen 
Luftschichten  gesucht  wurde. 

Dagegen  war  man  über  die  Ursache  der  Wolken-  und  Nieder- 
schlagsbildimg  über  aufsertropischen  Meeren  oder  über  dem  Flachlande 
noch  bis  vor  wenigen  Jahrzehnten  völlig  im  unklaren,  und  noch  heut 
zu  Tage  sind,  wie  schon  bemerkt,  die  früheren  irrigen  Anschauungen 
gerade  über  diese  alltäglichen  Vorgänge  weiter  verbreitet,  als  man 
für  möglich  halten  sollte. 

Verleitet  durch  die  einfachen  Verhältnisse  in  den  Tropen,  wo  an 
der  Erdoberlläohe,  beziehungsweise  über  den  Meeren,  fortgesetzt  von 
beiden  Seiten  Luft  als  Xordost-  und  als  Siidost-Passat  der  schon  er- 
wähnten Trenmmgszone  zuströmt,  während  sie  oben  als  Sudwest  und 
Nordwost  nach  den  Polen  hin  abfliefst,  glaubte  man  dieses  einfache 
Zirkiilationssystem  auch  auf  die  höheren  Breiten  übertragen  zu  dürfen. 
Dementsprechend  betrachtete  man  jeden  Wind  aus  nördlicher  oder 
östlicher  Richtung  als  einen  Theil  des  später  in  den  Passat  über- 
gehenden sogenannten  Polarslromes,  jeden  südlichen,  südwestlichen 
oder  westlichen  aber  als  einen  Ausläufer  des  in  den  Tropen  oben 
fliefscndon,  dem  Pole  zustrebenden  Rückstromes,  des  sogenannten 
Aequatorialstromcs. 

In  dieser  Aulfassung  erblickte  man  zugleich  den  Schlüssel  zu 
der  Erklärung  der  Thatsache,  dafs  in  dem  gröfsten  Theile  von  Europa 
die  meisten  Niederschläge  bei  westlichen  Winden  beobachtet  werden. 

Da  nämlich  der  aufsteigende  Strom  in  der  Oalmenzone  unten 
sehr  warm  und  sehr  feucht  ist,  legte  man  diese  Eigenschaften  auch 
der  Fortsetzung  desselben,  dem  Aequatorialstrom  bei,  und  sagte,  dieser 
feuchte  und  warme  Strom  kühle  sich  bei  dem  Uebergange  in  höhere 
Breiten  ab,  sinke  infolge  dessen  zur  Erde  und  gebe  zugleich  das  mit- 
gebrachte Wasser  ab.  Hierbei  übersah  man  aber,  dafs  er  dies  bereits 
in  der  Troponzono  in  der  Form  der  gewaltigen  tropischen  Regen 
gethan  hat,  dafs  er  überdies,  wie  alle  Beobachtungen  auf  Bergen  oder 
in  Luftballons  zeigen^ und  wie  auch  die  Theorie  es  fonlert,  in  der 
Höhe  kalt  ist,  und  dafs  endlich  ein  Luftstrora  im  Herabsinken  sich 
erwärmen  mufs  und  deshalb  niemals  Niederschlag  bringen  kann. 

Ganz  anders  verhält  es  sich,  wenn  man  die  Untersuchung  statt 
an  einem  fingirton  Windsysteme  an  der  Hand  der  täglichen  Wetter- 
karten ausführt. 

Diese  Karten  lehren,  dafs  man  bei  Beurtheilung  der  Witterungs- 
verhältnisse vor  allem  die  Vertheilung  des  Luftdruckes  ins  Auge  zu 


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fassen  hat,  und  dafs  man  hierbei  wiederum  in  erster  Linie  auf  jene 
Stellen  zu  achten  hat,  an  denen  das  Barometer  tiefer  oder  höher  steht, 
d.  h.  der  Luftdruck  kleiner  oder  gröfser  ist  als  ringsumher. 

Sülche  Stellen  niedrigsten  Druckes  mit  der  dazu  gehörigen 
Umgebung  nennt  man  barometrische  Minima  oder  Depressionen,  auch 
Cyklonen,  die  Gebiete  hohen  Druckes  aber  Maxiraa  oder  Anticykloncn. 

Angenommen  nun,  es  bezeichne  in  der  beistehenden  Fig.  3 die 
Stelle,  an  welcher  „Tief“  eingeschrieben  ist,  das  Centrum  einer  Depression, 
während  man  bei  dem  Worte  „Hoch“  den  höchsten  Luftdruck,  also  den 
Kern  des  Maximums  zu  suchen  habe,*)  so  werden  diese  Stellen  auf  der 
nördlichen  Halbkugel  in  der  Weise  von  Winden  umkreist,  wie  die 
Pfeile  es  versinnlichen. 

Dies  lehrt,  dafs  dem  Gebiete  nie- 
drigen Druckes  an  der  Erdoberfläche, 
denn  nur  auf  diese  bezieht  sich  die  Zeich- 
nung, fortgesetzt  Luft  zuströmt,  während 
sie  aus  dem  Maximum  ausströmt 

Da  nun  ein  solches  System  von  De- 
pressionen und  Anticykloncn,  selbst  wenn 
es  sich  als  Ganzes  weiterbewegt,  doch  in 
sich  lange  fortbestehen  kann,  so  folgt 
daraus  von  selbst,  dafs  die  unten  in 
die  Depression  einströmende  Luft  oben 
wieder  abfliefsen  mufs  und  dafs  umge- 
kehrt im  Gebiete  des  Maximums  Luft  oben  nachströmen  mufs. 

Man  hat  cs  demnach  in  der  Depression  mit  einem  aufsteigenden, 
im  Maximum  aber  mit  einem  absteigenden  Strom  zu  thun  imd  dem- 
nach im  ersteren  Falle  Trübung  und  Niederschläge,  im  zweiten  heitern 
Himmel  und  Trockenheit  zu  erwarten,  dies  ist  aber  nichts  anderes 
als  der  Ausdruck  der  Thatsachen,  die  man  in  jeder  Wetterkarte  wieder- 
gespiegelt  findet 

Die  fundamentale  Eigenthümlichkoit  der  Gebiete  hohen  und 
niedrigen  Druckes  als  Träger  heiteren  und  trokenen  oder  trüben  und 
niederschlagsreichen  Wetters  erklärt  sich  demnach  geuau  ebenso,  wie 
das  v'erschiedene  Verhalten  dos  über  ein  hohes  Gebirge  hinziehenden 
Luftstroroes  zu  beiden  Seiten  desselben. 

Das  Verständuifs  der  nur  an  eng  begrenzten  Stellen  der  Erde 
auftretenden  Föhnerscheinungen  liefert  mithin,  wie  schon  Eingangs 

*)  Die  eingozoicimeton  Linien  sind  die  sogenannten  Isobaren,  die  beige- 
setzten  Zifforn  bezeichnen  die  entsprechenden  Barometerstände. 


Fig.  3. 


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bemerkt,  den  Schlüssel  für  die  Erklärung  der  alltäglichsten,  unser 
ganzes  Thun  und  Treiben,  sowie  unser  Wohlbefinden  so  kräftig  be- 
einflussenden Vorgänge. 

Ein  einziger  Punkt  ist  es,  der  anfänglich  Zweifel  aufkommen 
lassen  könnte  an  der  vollkommenen  Analogie  der  beiderlei  Erschei- 
nungen. 

Der  Föhn  ist  am  Ende  seines  absteigenden  Astes  immer  warm 
und  trocken,  am  Grunde  des  barometrischen  Maximums  hingegen,  wo 
ja  auch  der  absteigende  Strom  die  Erdoberfläche  trifft,  herrscht  zur 
Winterszeit  die  bitterste  Kälte. 

Ist  dies  nicht  ein  schreiender  Widerspruch,  schroff  genug,  die 
ganze  Theorie  über  den  Haufen  zu  werfen? 

Beinahe  möchte  es  so  scheinen,  wenn  nicht  bei  näherer  Betrachtung 
die  Sache  sich  ins  Gegentheil  verwandeln  und  gerade  den  schönsten 
Beweis  für  die  Richtigkeit  der  entwickelten  Anschauung  liefern  würde. 

Man  darf  nämlich  nicht  vergessen,  dafs  zwischen  dem  Vorgänge 
beim  Föhn  und  dem  Luftaustausche  zwischen  Cyklone  und  Anticyklone 
bei  aller  Aehnliohkeit  doch  immerhin  einige  wesentliche  Unterschiede 
bestehen. 

Beim  Föhn  liegen  auf-  und  absteigender  Ast  dicht  neben  einander, 
die  Luft,  welche  über  den  Kamm  des  Gebirges  herübergesogen  wird, 
stürzt  nach  dem  Ueberschreiten  desselben  sofort  auf  der  anderen 
Seite  heiab. 

Dabei  wird  das  Herabstürzen  noch  durch  die  Form  der  Thäler 
an  einzelnen  Stellen  besonders  begünstigt,  und  tliatsächlicb  entwickelt 
sich  der  Föhn  auch  nur  dort  in  seinen  charakteristischen  Eigenthüm- 
lichkeiten,  wo  die  Bodengestaltung  durch  Einengung  die  Geschwindig- 
keit des  Absturzes  besonders  steigert. 

Ganz  anders  bei  dem  Austausche  zwischen  _Cyklone  und  Anti- 
cyklonc,  da  erfolgen  Auf-  und  Absteigen  an  weit  voneinander  getrennten 
Orten.  Die  Depression  kann  sich  noch  inmitten  des  atlantischen 
Oceans  befinden,  während  die  zugehörige  Anticyklone  über  den  Alpen 
lagern  mag. 

Dabei  findet  die  Luft  für  das  Auf-  und  Absteigen  das  breiteste 
Bett  vor  sich  und  wird  sie  sich  deshalb  gerade  in  diesen  Theilen  ihrer 
Bahn  aufserordentlich  langsam  bewegen,  wenigstens  sofern  man  nur 
den  vertikalen  Sinn  der  Bewegung  ins  Auge  fafst. 

Während  demnach  beim  Föhn  die  Wärmeaufnahme  von  aufsen 
her  oder  die  Wärmeabgabe  nach  aufsen  vollkommen  in  den  Hinler- 


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prund  treten  müssen,  so  spielen  diese  Vorgänge  bei  dem  Luftaus- 
tausche zwischen  Cyklone  und  Anticyklone  eine  hervorragende  Rolfe. 

Diese  Aufnahme  und  Abgabe  aber  erfolgt  hauptsächlich  durch 
Bestrahlung  von  der  Sonne  und  durch  Ausstrahlung  gegen  den 
Weltraum. 

Dabei  überwiegt  die  Einstrahlung  am  Tage  und  im  Sommer,  die 
Ausstrahlung  in  der  Nacht  und  im  Winter. 

Ein-  und  Ausstrahlung  ist  am  kräftigsten  an  der  oberen  Bo- 
grenzungsfläche  der  Wolken  und  an  der  Erdoberfläche. 

Au  klaren  Winterlagen  und  noch  mehr  in  wolkenloseu  Winter- 
nächten, und  solche  giebt  es  eben  nur  unter  der  Herrschaft  baro- 
metrischer Maxima,  wird  die  Erdoberfläche  oder  die  in  dünner  Lage 
über  sie  gebreitete  Xebelschicht  sich  aufserordentlioh  stark  abkühlen, 
und  mufs  es  deshalb  am  Boden  sehr  kalt  werden,  selbst  wenn  der 
absteigende  Strom  sich  vorher  erwärmt  hatte. 

Man  hat  mithin  zu  erwarten,  dafs  es  unter  diesen  Bedingungen 
in  höheren  Luftschichten  weit  wärmer  sei,  als  in  der  Tiefe,  während 
sonst  im  allgemeinen  und  insbesondere  zur  Sommerzeit  das  Gegen- 
theil  stattfindeL 

Diese  Forderung  der  Theorie  wird  in  gewissem  Sinne  schon 
dadurch  bestätigt,  dafs  an  solchen  Tagen  die  Condensation  des  Wasser- 
dampfes nicht  in  der  Höhe  als  Wolke  sondern  in  der  Tiefe  als  Boden- 
nebel erfolgt,  so  dafs  die  Bezeichnung  eines  „klaren“  Tages  häufig  nur 
für  höher  gelegene  Punkte  zutrifft,  während  die  Niederungen  in  dichten 
Nebel  gehüllt  sind. 

Viel  nachdrücklicher  aber  ist  ihre  Richtigkeit  durch  die  während 
der  letzten  Jahrzehnte  gesammelten  Erfahrungen  auf  Borgobservatorien 
und  im  Luftballon  erwiesen  worden.  Zwar  erzählten  schon  früher  die 
Bewohner  der  hochgelegenen  Alpendörfer  oder  einzelner  Gehöfte,  dafs 
es  bei  ihnen  im  Winter  „viel  feiner“  sei  als  in  den  tief  eingesohnittenen 
Thälern  oder  im  Flachlande.  Sie  fanden  jedoch  mit  dieser  Angabe  bei 
den  sommerlichen  Touristen  — und  früher  gab  es  nur  solche  — wenig 
Glauben;  ist  doch  dort  oben  selbst  im  Juli  die  Luft  so  kühl  und  frisch 
und  weifs  doch  jedermann,  wie  häufig  der  Senne  schon  im  September 
durch  den  Schnee  gezwungen  wird,  die  Alm  zu  verlassen,  und  wie 
lange  es  dauert,  bis  der  Frühling  dort  oben  wieder  einkehrt! 

Seitdem  aber  die  meteorologische  Forschung  weiter  und  weiter 
in  die  Höhen  vorgedrungen  ist,  und  Bergobservatorion  errichtet  wurden, 
und  seitdem  mit  der  Erleichterung  des  Verkehrs  auch  die  Wanderlust 
mehr  und  mehr  gestiegen  ist,  so  dafs  Bergtouren  im  Winter  nicht  mehr 


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zu  den  Seltenheiten  gehören,  da  hat  man  erkannt,  wie  wohl  begründet 
diese  Angaben  der  Alpenbewohner  sind,  und  wie  die  sogenannte  „Tem- 
peraturumkehr“  unter  der  Herrschaft  winterlicher  Anticyklonen  keine 
Ausnahme,  sondern  Hegel  ist. 

In  der  allerauffallendsten  Weise  trat  sie  in  den  ungewöhnlich 
kalten  W'intern  von  1879/80  und  1880/81  auf. 

So  war  z.  B.  in  dom  Zeiträume  vom  16.  bis  28.  Dezember  1879 
um  2 Uhr  Xaohmittag  die  Mitteltemperatur  in  Klagenfurt  — 13®.0  C., 
auf  dem  um  1600  Meter  höher  gelegenen  Obirgipfel — 1®.2,  mithin  war 
es  oben  beinahe  um  12  Grade  wärmer  als  unten.  Für  Ischl  und  den 
1310  Meter  höheren  Schafberg  waren  die  entsprechenden  Temperaturen 
— T®.3  und  4-0®.6  also  wiederum  eine  Differenz  zu  Gunsten  des  Berges 
und  zwar  um  nahezu  8®. 

In  demselben  WTnter  sah  Ilr.  Trautwein  auf  dem  Kranzhorn  an 
der  Grenze  von  Bayern  und  Tyrol  in  einer  Höhe  von  1365  Meter  bei 
einer  Temperatur  von  4 6®  Ameisen  an  ihrem  Baue  beschäftigt  und 
Eidechsen  sich  sonnend,  wälirend  in  München  bei  616  Meter  Meeres- 
höhe  alles  vor  Frost  starrte. 

Auch  bei  den  viel  geringeren  Höhenunterschieden,  wie  sie  die 
deutschen  Mittelgebirge  dnrbieten,  begegnet  man  derselben  Erscheinung, 
wenngleich  in  verkleinertem  Mafsstabe,  und  so  gehört  sie  heute  unter 
die  allgemein  anerkannten  Thatsachen,  für  welche  man,  wie  schon 
bemerkt,  den  X'amen  der  „TemperaUirumkehr“  eingeführt  hat. 

Bei  der  Erklärung  derselben,  die  sich  zwar  im  allgemeinen  der 
oben  gegebenen  anschlofs,  legte  man  jedoch  immer  besonders  Gewicht 
auf  die  Bodengestaltung  und  betrachtete  die  ganze  Erscheinung  ähnlich 
wie  den  Föhn  als  eine  spezifische  Eigenthümlichkeit  der  Oebirgsländer. 

Die  Theorie  fordert  jedoch  hier  wie  dort  das  Auftreten  ähnlicher 
Erscheinungen  allenthalben,  sofeme  man  es  nur  mit  absteigenden 
Strömen  zu  thun  hat;  natürlich  immer  mit  entsprechenden  Modifikationen. 

Es  ist  deshalb  als  ganz  besonders  erfreulich  zu  bezeichnen,  dafs 
in  neuester  Zeit  der  Nachweis  der  Temperaturumkehrungen  auch  für 
das  Flachland  geliefert  worden  ist,  und  zwar  mit  Hülfe  des  Luftballons. 

Abgesehen  von  verschiedenen  Fällen,  in  welchen  Luftschiffer 
während  ruhiger  klarer  Wintertage  schon  nach  dem  blofsen  Gefühle  die 
Temperaturzunahme  mit  der  Höhe  erkennen  konnten,  wurde  bei  einer  am 
19.  Dezember  1888  von  Berlin  aus  unternommenen  Ballonfahrt  für 
1000  Meter  Erhebung  eine  Zunahme  um  8®  mit  Schärfe  nachgewiesen. 

Der  scheinbare  Widerspruch  gegen  die  Theorie,  den  man  auf 
den  ersten  Blick  in  dem  Verhalten  ruhiger  klarer,  wenn  auch  in  den 


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Niederungen  nebliger  Wintertago  finden  konnte,  verwandelt  sich  dem- 
nach bei  ruhigerer  Betrachtung  und  tieferem  Kindringon  in  einen  der 
glänzendsten  Beweise  für  die  Richtigkeit  der  aus  der  mechanischen 
Wärmetheorie  geschöpften  Anschauungen. 

Dies  wenige  mag  genügen,  um  eine  Vorstellung  davon  zu  er- 
wecken, wie  die  Methode  streng  physikalischer  Forschung  seit  einigen 
Jahrzehnten  auch  in  die  Witterungskunde  eingodrungon  ist,  und  wie 
fruchtbar  sie  sich  dabei  erwiesen  hat. 

Vielleicht  bietet  sich  später  noch  einmal  Gelegenheit,  diesen  tief 
gehenden  Einflufs  noch  an  einem  weit  umfassenderen  Beispiel  darzuthun 
und  zu  zeigen,  wie  sich  unter  der  Einwirkung  dieser  Anschauungen 
die  ganze  Lehre  von  der  „atmosphärischen  Zirkulation“  umgeslaltot  hat. 

Dann  wird  man  sehen,  in  welchem  Umfange  es  bisher  gelungen 
ist,  die  alte  schematische  Passattheorie  durch  eine  neue  den  Thatsachen 
entsprechende  Lehre  von  den  atmosphärischen  Strömungen  zu  ersetzen, 
die  wenn  auch  zunächst  nur  in  gi-ofsen  Zügen  entworfen,  doch  schon 
gestattet,  das  Bild  von  den  ewigen  Bewegungen  des  Luflmeeres  mit 
ungleich  klareren  und  schärferen  Strichen  zu  zeichnen,  als  man  es 
noch  vor  wenigen  Jahren  ahnen  konnte. 


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lieber  die  Beziehungen  zwischen  Licht  und  Elektricität. 

Ein  Vortrag  bpi  der 

d*>.  Versammlung  deutflchor  Naturforscher  und  Aerzlo  in  Heidelberg. 

Von  Heinrich  Hertz, 

Profusior  der  Physik  so  dr>r  {'DlversiUkt  Bonn. 


Hochansehnliche  Versammlung'! 

enn  von  Beziehungen  zwischen  Licht  und  Elektricität  die  Rede 
^ ‘®C  denkt  der  Laie  zunächst  an  das  elektrische  Licht.  Mit 

diesem  Gegenstand  hat  indessen  unser  heutiger  Vortrag  nichts 
zu  thuii.  Dem  Physiker  fallen  dabcM  eine  Reihe  zarter  Wechselwir- 
kungen zwischen  beiden  Kräften  ein,  etwa  die  Drehung  der  Polarisations- 
ebene durch  den  Strom,  oder  die  Aenderung  von  Leitungswidersländen 
durch  das  Licht.  In  diesen  treffen  indes  Licht  und  Elektricität  nicht  un- 
mittelbar zusammen,  zwischen  beide  grofsen  Kräfte  tritt  als  Vermittler 
ein  Drittes,  die  ponderabele  Materie.  .Auch  mit  die.ser  Gruppe  von  Er- 
scheinungen wollen  wir  uns  nicht  befassen.  Es  giebt  andere  Heziehun- 
gen  zwischen  beiden  Kräften,  inniger,  enger  als  die  bisher  erwähnten. 
Die  Behauptung,  welche  ich  vor  Ihnen  vertreten  mochte,  sagt  geradezu 
aus:  Das  Licht  ist  eine  elektrische  Erscheinung,  das  Licht  an  sich, 
alles  Liolit,  das  Licht  der  Sonne,  das  Licht  einer  Kerze,  das  Licht  eines 
Glühwurms.  N'ehrat  aus  der  Welt  die  Elektricität,  und  das  Licht  ver- 
schwindet, nehmt  aus  der  Welt  den  lichttragenden  Aelher,  und  die 
elektrischen  und  magnetischen  Kräfte  können  nicht  mehr  den  Raum 
überschreiten.  Dies  ist  unsere  Behauptung.  Sie  ist  nicht  von  heute 
und  gestern;  sie  hat  schon  eine  längere  Geschichte  hinter  sich.  Ihre 


')  An  in.  der  Red.  Angesichte  der  hohen  Wichtigkeit  der  in  diesem 
Vorträge]  dargostelllen  Thatsachon  und  Ausblicke  auf  das  gesamte  Gebiet  der 
Kraflwirkungeu,  hat  die  Redaktion  sicli  entseldossen  von  ihrem  bisher  streng 
innegehaltenen  Prinzip,  nur  Originalartikel  zu  bringen,  ahzuweichen.  Gegen- 
wärtiger Vortrag  wird  wenige  Tage  vor  dem  Krscheinen  des  vorliegenden 
Heftes  als  Broschüre  im  Buchhandel  (Bonn.  Emil  Straussl  herausgegeben  werden. 


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Geschichte  giebt  ihre  Begründung.  Eigene  Versuche  \’on  mir,  welche 
sich  auf  diesen  Gegenstand  beziehen,  bilden  nur  ein  Glied  in  einer 
längeren  Kette.  Und  von  der  Kette,  nicht  allein  von  dem  einzelnen 
Oliedo  möchte  ich  Ihnen  erzählen.  Nicht  leicht  ist  es  freilich,  von 
diesen  Dingen  zugleich  verständlich  und  völlig  zutreffend  zu  reden. 
Die  Vorgänge,  von  welchen  wir  handeln,  haben  ihren  Tummelplatz 
im  leeren  Baume,  im  freien  Aelher.  Diese  Vorgänge  sind  an  sich 
unfatsbar  für  die  Mand,  unhörbar  für  das  Ohr,  unsichtbar  für  das 
Auge;  der  inneren  Anschauung,  der  begrifflichen  Verknüpfung  sind 
sie  zugänglich,  aber  nur  schwer  der  sinnlichen  Beschreibung.  So 
viel  wie  möglich  wollen  w'ir  daher  versuchen,  an  die  Anschau- 
ungen und  Vorstellungen  anzuknüpfen,  welche  wir  schon  besitzen. 
Hufen  wir  uns  also  zurück,  was  wir  vom  Licht  und  der  Elektricität 
Sicheres  wissen,  ehe  wir  versuchen,  beide  miteinander  in  Verbindung 
zu  setzen. 

Was  ist  denn  das  Licht?  Seit  den  Zeiten  Youngs  und  Fresnels 
wissen  wir,  dass  es  eine  Wellenbewegung  ist.  Wir  kennen  die  Ge- 
schwindigkeit der  Wellen,  wir  kennen  ihre  Länge,  wir  wissen,  dafs 
es  Transversalwellen  sind;  wir  kennen  mit  einem  Worte  die  geome- 
trischen Verhältnisse  der  Bewegung  vollkommen.  An  diesen  Dingen 
ist  ein  Zweifel  nicht  mehr  möglich,  eine  Widerlegung  dieser  Anschau- 
ungen ist  für  den  Physiker  undenkbar.  Die  Wellentheorie  des  Lichtes 
ist,  menschlich  gesprochen,  Gowifsheit;  was  aus  derselben  mit  Noth- 
wendigkeit  folgt,  ist  ebenfalls  Gewifsheit.  Es  ist  also  auch  gewifs, 
dafs  aller  Raum,  von  dem  wir  Kunde  haben,  nicht  leer  ist,  sondern 
erfüllt  mit  einem  Stoffe,  welcher  fähig  ist,  Wellen  zu  schlagen,  dem 
Aether.  Aber  so  bestimmt  auch  unsere  Kenntnisse  von  deu  geometri- 
schen Verhältnissen  der  V’orgänge  in  diesem  Stoffe  sind,  so  unklar 
sind  noch  unsere  Vorstellungen  von  der  physikalischen  Natur  dieser 
Vorgänge,  so  widerspruchsvoll  zum  Theil  unsere  Annahmen  über  die 
Eigenschaften  des  Stoffes  selbst.  Naiv  und  unbefangen  hatte  man 
von  vornherein  die  Wellen  des  Lichtes,  sie  mit  denen  des  Schalles 
vergleichend,  als  elastische  Wellen  angesehen  und  behandelt  Nun 
sind  aber  elastische  Wellen  in  Flüssigkeiten  nur  in  der  Form  von 
Longitudiualwcllen  bekannt  Elastische  Transversalwellen  in  Flüssig- 
keiten sind  nicht  bekannt,  sie  sind  nicht  einmal  möglich,  sie  wider- 
sprechen der  Natur  des  flüssigen  Zustandes.  Also  war  man  zu  der 
Behauptung  gezwungen,  der  raumerfüllende  Aether  verhalte  sich  wie 
ein  fester  Körper.  Betrachtete  man  dann  aber  den  ungestörten  Lauf 
der  Gestirne  und  suchte  sich  Rechenschaft  von  der  Möglichkeit  dos- 


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selben  zu  geben,  so  war  wiederum  die  Behauptung  nicht  zu  umgehen, 
der  Aother  verhalte  sich  wie  eine  vollkommene  Flüssigkeit.  Neben 
einander  bildeten  beide  Behauptungen  einen  für  den  Verstand  schmerz- 
haften Widerspruch,  welcher  die  schön  entwickelte  Optik  entstellte. 
Suchen  wir  denselben  nicht  zu  bemänteln;  wenden  wir  uns  vielmehr 
der  Elektricität  zu,  vielleicht  dafs  ihre  Erforschung  uns  auch  zur  He- 
bung dieser  Schwierigkeit  verhilfL 

Was  ist  denn  die  Elektricität?  Das  ist  allerdings  eine  grosso 
Frage.  Sie  erregt  Interesse  weit  über  die  Grenzen  der  engeren  Wis- 
senschaft hinaus.  Die  meisten,  w'elohe  sie  stellen,  zweifeln  dabei  nicht 
an  der  Existenz  der  Elektricität  an  sich,  sie  erwarten  eine  Beschrei- 
bung, eine  Aufzählung  der  Eigenschaften  und  Kräfte  dieses  wunder- 
baren Stoffes.  Für  den  Fachmann  hat  die  F'rago  zunächst  die  andere 
Form:  Qiebt  es  denn  überhaupt  Elektricitäten?  I.assen  sich  die  elek- 
trischen Erscheinungen  nicht  wie  alle  anderen  Erscheinungen  allein 
auf  die  Eigenschaften  dos  Aethers  und  der  ponderaboln  Materie  zu- 
rückfuhren? Wir  sind  weit  davon  entfernt,  darüber  entschieden  zu 
haben,  diese  Frage  bejahen  zu  können.  In  unserer  Vorstellung  spielt 
sicherlich  die  stofflich  gedachte  Elektricität  eine  grofse  Rolle.  Und 
in  der  Redeweise  vollends  herrschen  heutzutage  noch  unumschränkt 
die  althergebrachten.  Allen  geläufigen,  uns  gewissermafsen  liebgewor- 
denen Vorstellungen  von  den  beiden  sich  anziehenden  und  abstofsen- 
flen  Elektricitäten,  welche  mit  ihren  Femwirkungen  wie  mit  geistigen 
Eigenschaltcn  begabt  sind.  Die  Zeit,  in  welcher  man  diese  Vorstel- 
lungen ausbildete,  war  die  Zeit,  in  welcher  das  Newtonsclie  Gravita- 
tionsgesolz  seine  schönsten  Triumphe  am  Himmel  feierte,  die  Vorstel- 
lung von  unvermittelten  Femwirkungen  war  den  Geistern  geläufig. 
Die  elektrischen  und  magnetischen  Anziehungen  folgten  dem  gleichen 
Gesetze  w-ie  die  Wirkung  der  Gravitation;  was  Wunder,  wenn  man 
glaubte,  durch  Annahme  einer  ähnlichen  Fernwirkung  die  Erschei- 
nungen in  einfachster  Weise  erklärt,  dieselben  auf  den  letzten  erkenn- 
baren Grund  zurückgeführt  zu  haben.  Freilich  wurde  das  anders, 
als  im  gegenwärtigen  Jahrhundert  die  Wechselwirkungen  zwischen 
elektrischen  Strömen  und  Magneten  hinzukamon,  welche  unendlich 
viel  mannigfaltiger  sind,  in  welchen  die  Bewegung,  die  Zeit,  eine  so 
grofse  Rolle  spielt.  Man  wurde  gezwungen,  die  Zahl  der  Fernwir- 
kungon zu  vermehren,  an  ihrer  Form  herumzubessera.  Dabei  ging 
die  Einfachheit,  die  physikalische  Wahrscheinlichkeit  mehr  und  mehr 
verloren.  Durch  das  Aufsuchen  umfassender  einfacher  Formen,  soge- 
nannter Eiemenlargesetze,  suchte  man  diese  wiederzuerlangen.  Das 


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berühmte  Webersche  Gesetz  ist  der  wichtigste  Versuch  dieser  Art. 
Man  mag  über  die  Richtigkeit  desselben  denken,  wie  man  will,  die 
Gesamtheit  dieser  Bestrebungen  bildete  ein  in  sich  geschlossenes 
System  voll  wissenschaftlichen  Reizes;  wer  einmal  in  den  Zauberkreis 
desselben  hineingorathen  war,  bleibt  in  demselben  gefangen.  War 
der  eingeschlagene  Weg  gleichwohl  eine  falsche  Fährte,  so  konnte 
Warnung  nur  kommen  von  einem  Geiste  von  grofser  Frische,  der 
wie  von  neuem  unbefangen  den  Erscheinungen  ontgogentrat,  der  wie- 
der ausging  von  dom,  was  er  sah,  nicht  von  dem,  was  er  gehört,  ge- 
lernt, gelesen  hatte.  Ein  solcher  Geist  war  Faraday.  Faraday  hörte 
zwar  sagen,  dafs  bei  der  Elektrisirung  eines  Körpers  man  etwas  in 
ihn  hineinbringe,  aber  er  sah,  dafs  die  eintretenden  Aenderungen 
nur  aufserhalb  sich  bemerkbar  machten,  durchaus  nicht  im  Innern. 
Faraday  wurde  gelehrt,  dafs  die  Kräfte  den  Raum  einfach  übersprän- 
gen, aber  er  sah,  dafs  es  von  gröfstem  Einflüsse  auf  die  Kräfte  war, 
mit  welchem  Stoff  der  angeblich  übersprungene  Raum  erfüllt  war. 
Faraday  las,  dafs  es  Elektricitäten  sicher  gebe,  dafs  man  aber  über 
ihre  Kräfte  sich  streite,  und  doch  sah  er,  wie  diese  Kräfte  ihre  Wir- 
kungen greifbar  entfalteten,  während  er  von  den  Elektricitäten  selbst 
nichts  wahrzunehraen  vermochte.  So  kehrte  sich  in  seiner  Vorstellung 
die  Sache  um.  Die  elektrischen  und  magnetischen  Kräfte  selber  wur- 
den ihm  das  Vorhandene,  das  Wirkliche,  das  Greifbare;  die  Elektri- 
cilät,  der  Magnetismus  wurden  ihm  Dinge,  über  deren  Vorhandensein 
man  streiten  kann.  Die  Kraftlinien,  wie  er  die  selbständig  gedachten 
Kräfte  nannte,  standen  vor  seinem  geistigen  Auge  im  Raume  als  Zu- 
stände desselben,  als  Spannungen,  als  Wirbel,  als  Strömungen,  als  was 
auch  immer  — das  vermochte  er  selbst  nicht  anzugeben,  — aber  da 
standen  sie,  beeinflufsten  einander,  schoben  und  drängten  die  Körper 
hin  und  her,  und  breiteten  sich  aus,  von  Punkt  zu  Punkt  einander 
die  Erregung  mittheilend.  Auf  den  Einwand,  wie  denn  im  leeren 
Raume  andere  Zustände  als  vollkommene  Ruhe  möglich  seien,  konnte 
er  antworten:  Ist  denn  der  Raum  leer?  Zwingt  uns  nicht  schon  das 
Licht,  ihn  als  erfüllt  zu  denken?  Könnte  nicht  der  Aether,  welcher 
die  Wellen  des  Lichtes  leitet,  auch  fähig  sein,  Aenderungen  auf- 
zunehmen, welche  wir  als  elektrische  und  magnetische  Kräfte  bezeich- 
nen? Wäre  nicht  sogar  ein  Zusammenhang  zwischen  diesen  Aende- 
ruugen  un<l  jenen  Wellen  denkbar?  Könnten  nicht  die  Wellen  des 
Lichtes  etwas  wie  Erzitterung  solcher  Kraftlinien  sein?  Soweit  etwa 
kam  Faraday  in  seinen  Anschauungen,  seinen  Verimithungcn.  Be- 
weisen konnte  er  dieselben  nicht.  Eifrig  suchte  er  nach  Beweisen. 


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Untereuchungeii  über  don  Zut!aninK*uhaug  vou  Licht,  Magnetismus, 
Elektricitiit  waren  Lieblingsgegenstände  seiner  Arbeit.  Der  schöne 
Zusammenhang,  welchen  er  fand,  war  nicht  derjenige,  welchen  er 
suchte.  Auch  suchte  er  weiter,  und  nur  sein  höchstes  Alter  machte 
diesen  Bestrebungen  ein  Ende.  Unter  den  vielen  Fragen,  welche  er 
sich  beständig  aufwarf,  kehrte  immer  wieder  die  Frage,  ob  die  elek- 
trischen und  magnetischen  Kräfte  Zeit  zu  ihrer  Ausbreitung  nöthig 
hätten.  Wenn  wir  einen  Magneten  plötzlich  durch  den  Strom  erregea 
wird  seine  Mürkung  sofort  bis  zu  den  gröfsten  Entfernungen  verspürt? 
Oder  trifl't  sie  zunächst  die  benachbarten  Nadeln,  dann  die  folgenden, 
endlich  die  ganz  entfernten?  Wenn  wir  einen  Körper  in  schneller 
Abwechslung  umelektrisiren,  schwankt  dann  die  Kraft  in  allen  Ent- 
fernungen gleichzeitig?  Oder  treffen  die  Schwankungen  tim  so  später 
ein,  jo  mehr  wir  uns  von  dem  Körper  entfernen?  In  lotzerem  Falle 
würde  sich  die  Wirkung  der  Schwankung  als  eine  Welle  in  den  Raum 
ausbreiten.  Oiebt  cs  solche  Wellen?  Faraday  erhielt  keine  Anwort 
mehr  auf  diese  Fragen.  Und  doch  ist  ihre  Beantwortung  aufs  engste 
mit  seinen  Orundvorstellungen  verknüpft.  Wenn  es  Wellen  elektri- 
scher Kraft  giebt,  die  unbekümmert  um  ihren  Ursprung  im  Raume 
fortoilen,  so  beweisen  sie  uns  aufs  deutlichste  den  selbständigen  Be- 
stand der  Kräfte,  welche  sie  bilden.  Dafs  diese  Kräfte  den  Raum 
nicht  überspringen,  sondern  von  Punkt  zu  Punkt  fortschreiten,  können 
wir  nicht  besser  beweisen,  als  indem  wir  ihren  Fortschritt  von  Au- 
genblick zu  Augenblick  thatsächlich  verfolgen.  Auch  sind  die  auf- 
geworfenen Fragen  der  Beantwortung  nicht  unzugänglich,  es  lassen 
sich  wirklich  diese  Dinge  durch  sehr  einfache  Versuche  angroifen. 
Wäre  es  Faraday  vergönnt  gewesen,  den  Weg  zu  diesen  Versuchen 
aufzuspüren,  so  hätten  seine  Anschauungen  sogleich  die  Herrschaft 
davongetragon.  Der  Zusammenhang  von  Licht  und  Elektricität  wäre 
dann  von  Anfang  an  so  hell  hervorgetreten,  dafs  er  selbst  weniger 
scharfsichtigen  Augen  als  den  seinen  nicht  hätte  entgehen  können. 

Indessen  ein  so  leichter  und  schneller  Weg  war  der  Wissen- 
schaft nicht  beschieden.  Die  Versuche  gaben  einstweilen  keine  Aus- 
kunft, und  auch  der  Theorie  lag  ein  Eingehen  in  Faradays  Gedan- 
kenkreis zunächst  fern.  Die  Behauptung,  dafs  elektrische  Kräfte  unab- 
hängig von  ihren  Elektricitäten  bestehen  könnten,  widersprach  gerade- 
wegs den  herrschenden  elektrischen  Theorien.  Ebenso  wies  die  herr- 
schende Optik  entschieden  den  Gedanken  ab,  es  könnten  die  Wollen 
des  Lichtes  auch  wohl  anderer  als  elastischer  Natur  sein.  Der  Ver- 
such, die  eine  oder  die  andere  dieser  Behauptungen  eingehender  zu 


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behandeln,  mufste  fast  als  müfsige  Spekulation  erscheinen.  Wie  sehr 
müssen  wir  also  den  glücklichen  Geist  eines  Mannes  bewundern, 
welcher  zwei  Vermuthungen,  die  jede  für  sich  so  ferne  lagen,  so  mit 
einander  zu  verknüpfen  wufste,  dafs  sie  sich  gegenseitig  stützten,  und 
dafs  das  Ergebnifs  eine  Theorie  war,  welcher  man  die  innere  Wahr- 
scheinlichkeit von  vorn  herein  nicht  absprechen  konnte.  Der  Mann, 
von  welchem  ich  rede,  war  der  Engländer  Maxwell.  Man  kennt  seine 
im  Jahre  1866  veröffentlichte  Arbeit  unter  dem  Namen  der  elektro- 
magnetischen Lichtlhcorie.  Man  kann  diese  wunderbare  Theorie  nicht 
studiren,  ohne  bisweilen  die  Empfindung  zu  haben,  als  wohne  den 
mathematischen  Formeln  selbständiges  Leben  und  eigener  Verstand 
inne,  als  seien  dieselben  klüger  als  wir,  klüger  sogar  als  ihr  Er- 
finder, als  gäben  sie  uns  mehr  heraus,  als  seinerzeit  in  sie  hinoin- 
gelegt  wurde.  Es  ist  dies  auch  nicht  geradezu  unmöglich;  es  kann 
eintreten,  wenn  nämlich  die  Formeln  richtig  sind,  über  das  Mafs  dessen 
hinaus,  was  der  Erfinder  sicher  w'issen  konnte.  Freilich  lassen  sich 
solche  umfassenden  und  richtigen  Formeln  nicht  finden,  ohne  dafs  mit 
dem  schärfsten  Blicke  jede  leise  Andeutung  der  Wahrheit  aufgefafst 
wird,  welche  die  Natur  durohscheinen  läfsl.  Es  liegt  für  den  Kundi- 
gen auf  der  Hand,  welcher  Andeutung  hauptsächlich  Maxwell  folgte. 
War  dieselbe  doch  auch  andern  Forschern  aufgefallen  und  hatte  diese, 
Kiemann  und  Lorenz,  zu  verwandten,  wenn  auch  nicht  ebenso  glück- 
lichen Spekulationen  angeregt.  Es  war  der  folgende  Umstand.  Be- 
wegte Eleklricität  übt  magnetische  Kräfte,  bewegter  Magnetismus  elek- 
trische Kräfte  aus,  welche  Wirkungen  indessen  nur  bei  sehr  grofsen 
Geschwindigkeiten  merklich  werden.  In  die  Wechselbeziehungen  zwi- 
schen Elektricität  und  Magnetismus  treten  also  Geschwindigkeiten  ein, 
und  die  Constante,  welche  diese  Beziehungen  beherrscht  und  in  den- 
selben beständig  wiedorkehrt,  ist  selber  eine  Geschwindigkeit  von 
ungeheurer  Gröfse.  Sie  war  auf  versohiodonon  Wogen,  zuerst  durch 
Kohlrausch  und  Weber,  aus  rein  elektrischen  Versuchen  be- 
stimmt worden  und  hatte  sich,  soweit  es  überhaupt  die  schwierigen 
Versuche  erkennen  liefsen,  gleich  gezeigt  einer  andern  wichtigen  Ge- 
schwindigkeit, der  Geschwindigkeit  des  Uchtes.  Es  mochte  das  Zu- 
fall sein,  aber  einem  Jünger  Faradays  konnte  es  nicht  so  erscheinen. 
Ihm  mufste  es  eine  Folge  davon  sein,  dafs  derselbe  Aether  die  elek- 
trischen Kräfte  und  das  Licht  übermittelt.  Die  beiden  fast  gleich  ge- 
fundenen Geschwindigkeiten  mufsten  in  Wahrheit  genau  gleich  sein. 
Dann  aber  fand  sich  die  wichtigste  optische  Constante  in  den  elek- 
trischen Formeln  bereits  vor.  Dies  war  das  Band,  welches  .Max- 


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well  zu  vorslärken  suchte.  Er  erweiterte  die  elektrischen  Formeln 
in  der  Weise,  dafs  sie  alle  bekannten  Erscheinungen,  aber  neben 
denselben  auch  eine  unbekannte  Klasse  von  Erscheinungen  ent- 
hielten, elektrisohe  Wellen.  Diese  Wellen  wurden  dann  Transver- 
salwellen, deren  Wellenlänge  jeden  Werth  haben  konnte,  welche  sich 
aber  im  Aether  stets  mit  gleicher  Geschwindigkeit,  der  Lichtgeschwin- 
digkeit, fortpllanztcn.  Und  nun  konnte  Maxwell  darauf  hinweisen,  dafs 
es  Wellen  von  eben  solchen  geometrischen  Eigenschaften  in  der  Natur 
ja  wirklich  gäbe,  wenn  wir  auch  nicht  gewohnt  sind,  sie  als  elektri- 
sche Erscheinungen  zu  betrachten,  sondern  sie  mit  einem  besondem 
Namen,  als  Licht,  bezeichnen.  Leugnete  man  freilich  Maxwells  elek- 
trisohe Theorie,  so  fiel  jeder  Grund  fort,  seinen  Ansichten  in  Betreff 
des  Lichtes  beizutreten.  Oder  hielt  man  fest  daran,  dafs  das  Licht 
eine  Erscheinung  elastischer  Natur  sei,  so  verlor  seine  elektrische 
Theorie  den  Boden  unter  sich.  Trat  man  aber  unbekümmert  um  be- 
stehende Anschauungen  an  das  Gebäude  heran,  so  sah  man  einen 
Theil  den  andern  stützen  wie  die  Steine  eines  Gewölbes,  und  das 
Ganze  schien  über  einem  tiefen  Abgnmd  des  Unbekannten  hinweg 
das  Bekannte  zu  verbinden.  Die  Schwierigkeit  der  Theorie  erlaubte 
freilich  nicht  sogleich,  dafs  die  Zalil  ihrer  Jünger  sehr  grofs  wurde. 
Wer  aber  einmal  sie  durchdacht  hatte,  wurde  ihr  Anhänger  und  suchte 
eifrig  fortan  ihre  ersten  Voraussetzungen,  ihre  letzten  Folgerungen  zu 
prüfen.  Die  Prüfung  durch  den  Versuch  mufste  sich  freilich  lange 
Zeit  auf  einzelne  Behauptungen,  auf  das  Aufsenwerk  der  Theorie  be- 
schränken. Ich  verglich  soeben  die  Max  well  sehe  Theorie  mit  einem 
Gewölbe,  welches  eine  Kluft  unbekannter  Dinge  überspannt.  Darf 
ich  in  diesem  Bilde  noch  fortfahren,  so  würde  ich  sagen,  dafs  Alles, 
was  man  lange  Zeit  zur  Kräftigung  dieses  Gewölbes  zu  thun  ver- 
mochte, darin  bestand,  dafs  man  die  beiden  Widerlager  verstärkte. 
Das  Gewölbe  ward  dadurch  in  den  Stand  gesetzt,  sich  selber  dauernd 
zu  tragen,  aber  es  hatte  doch  eine  zu  grofse  Spannweite,  als  dafs  man 
es  hätte  wagen  dürfen,  auf  ihm  als  sicherer  Grundlage  nun  weiter  in 
die  Höhe  zu  bauen.  Hierzu  waren  besondere  Hauptpfeilcr  nothwendig, 
welche,  vom  festen  Boden  aus  aufgemauert,  die  Mitte  des  Gewölbes 
fafsten.  Einem  solchen  Pfeiler  wäre  der  Nachweis  zu  vergleichen 
gewesen,  dafs  wir  aus  dem  Uchte  unmittelbar  elektrische  oder  mag- 
netische Wirkungen  erhalten  können.  Dieser  Pfeiler  hätte  unmittelbar 
dem  optischen,  mittelbar  dem  elektrischen  Theile  des  Gebäudes  Sicher- 
heit verliehen.  Ein  anderer  Pfeiler  wäre  der  Nachweis  gewesen,  dafs 
es  Wellen  elektrischer  oder  magnetischer  Kraft  giebt  welche  sich  nach 


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Art  dor  Lichtwellen  ausbreiten  können.  Dieser  Pfeiler  liiilte  umge- 
kehrt unmittelbar  den  elektrischen,  mittelbar  den  optischen  Theil  ge- 
stützt. Eine  harmonische  Vollendung  des  Gebäudes  wird  den  Aufbau 
beider  Pfeiler  erfordern,  für  das  erste  Hedürfnifs  aber  genügt  einer 
von  ihnen.  Der  erstgenannte  hat  noch  nicht  in  Angriff  genommen 
werden  können;  für  den  letztgenannten  aber  ist  es  nach  langem  Suchen 
endlich  geglückt,  einen  sicheren  Stützpunkt  zu  finden;  das  Fundament 
ist  in  genügender  Breite  gelegt;  ein  Theil  des  Pfeilers  steht  schon 
aufgemauert  da,  und  unter  der  Arbeit  vieler  hülfreicher  Hände  wird  er 
bald  die  Decke  des  Gewölbes  erreichen  und  demselben  die  Last  des 
nun  weiter  zu  errichtenden  Gebäudes  abnehmen.  An  dieser  Stelle  war 
ich  BO  glücklich,  an  dor  Arbeit  Anthoil  nehmen  zu  können.  Diesem 
Umstande  verdanke  ich  die  Ehre,  dafs  ich  heute  zu  Ihnen  reden  darf; 
er  wird  mich  also  auch  entschuldigen,  wenn  ich  nunmehr  Ihre  Auf- 
merksamkeit ganz  auf  diesen  einen  Theil  des  Gebäudes  hinzulcnken 
versuche.  Freilich  zwingt  mich  alsdann  die  Kürze  dieser  Stunde,  ent- 
gegen der  Gerechtigkeit,  die  Arbeiten  vieler  Forscher  kurzweg  zu 
überspringen;  ich  kann  Ihnen  nicht  zeigen,  in  wie  mannigfaltiger 
Weise  meine  Versuche  vorbereitet  waren,  wie  nahe  einzelne  Forscher 
der  Ausführung  derselben  bereits  gekommen  sind. 

War  OS  denn  wirklich  so  schwer,  nachzuweisen,  dafs  elektrische 
und  magnetische  Kräfte  Zeit  zu  ihrer  Ausbreitung  brauchen?  Konnte 
man  nicht  eine  Leydener  Flasche  entladen  und  direkt  beobachten,  ob 
die  Zuckung  eines  entfernten  Eloktroscops  etwas  später  erfolgte?  Ge- 
nügte cs  nicht,  in  gleicher  Absicht  auf  eine  Magnetnadel  zu  achten, 
während  man  in  einiger  Entfernung  plötzlich  einen  Elektromagneten 
erregte?  In  der  That  hat  man  diese  oder  ähnliche  Versuche  früher 
auch  wohl  angestellt,  ohne  indessen  einen  Zeitunterschied  zwischen 
Ursache  und  Wirkung  wahrzunehmen.  Einem  Anhänger  der  Max- 
well sehen  Theorie  mufs  das  freilich  als  das  nothwendige  Ergebnifs 
erscheinen,  bedingt  durch  die  ungeheure  Geschwindigkeit  der  Aus- 
breitung. Die  Ladung  einer  Leydener  Flasche,  die  Kraft  eines  Mag- 
neten können  wir  schliefslich  nur  auf  mäfsige  Entfernungen  wahr- 
nehmen, sagen  wir  auf  zehn  Meter.  Einen  solchen  Kaum  durchlliegt 
das  Licht,  also  nach  der  Theorie  auch  die  elektrische  Kraft  in  dem 
dreifsigmillionsten  Theil  der  Sccunde.  Ein  derartiges  Zeittheilchen 
können  wir  unmittelbar  nicht  messen,  nicht  wahrnehmen.  Aber 
schlimmer  als  das,  es  stehen  uns  nicht  einmal  Zeichen  zu  Gebote, 
welche  fähig  wären,  eine  solche  Zeit  mit  hinreichender  Schärfe  zu  be- 
grenzen. Wenn  wir  eine  Läuge  bis  auf  den  zehnten  Theil  des  Milli- 


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meters  genau  messen  wollen,  dürfen  wir  ihren  Anfang  nicht  durch 
einen  breiten  Kreidestrich  bezeichnen.  Wenn  wir  eine  Zeit  auf  den 
tausendsten  Theil  der  Secunde  genau  bestimmen  wollen,  so  ist  es  wider- 
sinnig, ihren  Beginn  durch  den  Schlag  einer  grofsen  Glocke  anzeigen 
zu  wollen.  Die  Entladungszeit  einer  Leydener  Flasche  ist  nun  aller- 
dings für  un.sero  gewöhnlichen  Begriffe  verschwindend  kurz.  Aber 
das  ist  sie  sicherlich  schon,  wenn  sie  etwa  den  dreifsiglausendsten 
Theil  der  Sccunde  füllt.  Und  doch  wäre  sie  alsdann  für  unseren 
gegenwärtigen  Zweck  noch  mehr  als  tausendmal  zu  lang.  Doch  logt 
uns  hier  die  Natur  ein  feineres  Mittel  nahe.  Wir  wissen  seit  lange, 
dafs  der  Entladungsschlag  einer  Leydener  Flasche  kein  gleichförmig 
ablaufender  Vorgang  ist,  dafs  er  sich,  ähnlich  dom  Schlage  einer 
Glocke,  zusammonselzt  aus  einer  grofsen  Zahl  von  Schwingungen, 
von  hin-  und  hergehenden  Entladungen,  welche  sich  in  genau  gleichen 
Perioden  folgen.  Die  Elektrioität  ist  im  stände,  elastische  Erscheinungen 
nachzuahmen.  Die  Dauer  jeder  einzelnen  Schwingung  ist  viel  kleiner, 
als  die  der  Gesamtontladung,  man  kann  auf  den  Gedanken  kommen, 
die  einzelne  Schwingung  als  Zeichen  zu  benützen.  Aber  leider  füllten 
die  kürzesten  beobachteten  Schwingungen  immer  noch  das  volle 
Millionstel  der  Secunde.  Während  eine  solche  Schwingung  verlief, 
breitete  sich  ihre  Wirkung  schon  über  dreihundert  Meter  aus,  in  dem 
bescheidenen  Baume  eines  Zimmers  mufste  sie  als  gleichzeitig  mit  der 
Schwingung  empfunden  werden.  So  konnte  aus  Bekanntem  Hülfe 
nicht  gefunden  werden,  eine  neue  Erkenntnifs  mufste  hiiizukommen. 
Was  hinzukam,  war  die  Erfahrung,  dafs  nicht  allein  die  Entladung 
der  Flaschen,  dafs  vielmehr  unter  besonderen  geeigneten  Umständen 
die  Entladung  jedes  beliebigen  Leiters  zu  Schwingungen  Anlafs  giebt. 
Diese  Schwingungen  können  viel  kürzer  sein,  als  die  der  Flaschen. 
Wenn  Sie  den  Conductor  einer  Eleklrisirma-schine  entladen,  erregen 
Sie  Schwingungen,  deren  Dauer  zwischen  dem  hundcrtmillionstou  und 
dem  tausendmillionsicn  Theil  der  Secunde  liegt.  Freilich  folgen  sich 
diese  Schwingungen  nicht  in  lang  anhaltender  Keihe,  es  sind  wenige, 
schnell  verlöschende  Zuckungen.  Es  wäre  besser  für  unsere  Ver- 
suche, wenn  dies  anders  wäre.  Aber  die  Möglichkeit  des  Erfolges 
ist  uns  schon  gewährt,  wenn  wir  auch  nur  zwei  oder  drei  solcher 
scharfen  Zeichen  erhalten.  Auch  im  Gebiete  der  Akustik  können  wir 
mit  klappernden  Hölzern  eine  dürftige  Musik  erzeugen,  wenn  uns  die 
gedehnten  Töne  der  Pfeifen  und  Saiten  versagt  sind. 

Wir  haben  jetzt  Zeichen,  für  welche  der  dreifsigmillionste  Theil 
der  Secunde  nicht  mehr  kurz  ist.  Aber  dieselben  würden  uns  noch 


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wenig  nützen,  wenn  wir  nicht  un  stände  wären,  ihre  Wirkung  bis  in 
die  beabsichtigte  Entfernung  von  etwa  zehn  Metern  auch  wirklich 
wahrzunehmen.  Es  giebt  hierfür  ein  sehr  einfaches  Mittel.  Dorthin, 
w'o  wir  die  Kraft  wahrnehmen  wollen,  bringen  wir  einen  Leiter,  etwa 
einen  geraden  Draht,  welcher  durch  eine  Funkenstrecke  unterbrochen 
ist.  Die  rasch  wechselnde  Kraft  setzt  die  Elektricität  des  Leiters  in 
Bewegung  und  lässt  einen  Funken  in  demselben  auftreten.  Auch  dies 
Mittel  mufste  durch  die  Erfahrung  selbst  an  die  Hand  gegeben  werden, 
die  Ueberlegung  konnte  es  nicht  wohl  voraussehen.  Denn  die  Funken 
sind  mikroskopisch  kurz,  kaum  ein  hundertstel  Millimeter  lang;  ihre 
Dauer  beträgt  noch  nicht  den  millionsten  Theil  der  Secunde.  Es  er- 
scheint unmöglich,  fast  widersinnig,  dafs  eie  sollten  sichtbar  sein,  aber 
im  völlig  dunklen  Zimmer  für  das  geschonte  Auge  sind  sie  sichtbar. 
An  tliesem  dünnen  Faden  hängt  das  Gelingen  unseres  Unternehmens. 
Zunächst  drängt  sich  uns  eine  Fülle  von  Fragen  entgegen.  Unter 
welchen  Umständen  werden  unsere  Schwingungen  am  stärksten?  Sorg- 
fältig müssen  wir  diese  Umstände  aufsuchen  und  ausnützen.  Welche 
Form  geben  wir  am  besten  dem  empfangenden  Leiter?  Wir  können 
gerade,  wir  können  kreisförmige  Drähte,  wir  können  Leiter  anderer 
Form  wählen,  die  Erscheinungen  werden  immer  etwas  anders  aus- 
fallen.  Haben  wir  die  Form  festgesetzt,  welche  Gröfse  wählen  wir? 
Schnell  zeigt  sich,  dafs  dieselbe  nicht  gleichgültig  ist,  dafs  wir  nicht 
jede  Schwingung  mit  demselben  I.«iter  untersuchen  können,  dafs  Be- 
ziehungen zwischen  beiden  bestehen,  welche  an  die  Resonanz- 
erscheinungen der  Akustik  erinnern.  Und  schliefslich,  in  wie  viel  ver- 
schiedenen Lagen  können  wir  nicht  einen  und  denselben  Leiter  in 
die  Schwingungen  halten!  Bald  sehen  wir  dann  die  Funken  stärker 
ausfallen,  bald  schwächer  werden,  bald  ganz  verschwinden.  Ich  darf 
es  nicht  wagen.  Sie  von  diesen  Einzelheiten  unterhalten  zu  wollen, 
im  grofsen  Zusammenhänge  sind  es  Nebensachen.  Aber  es  sind 
nicht  Nebensachen  für  den  Arbeiter  auf  diesem  Gebiete.  Es  sind 
die  Eigenthümlichkeiten  seines  Werkzeuges.  Wie  sehr  der  .Ar- 
beiter sein  Werkzeug  kennt,  davon  hängt  ab,  was  er  mit  dem- 
selben ausrichtet.  Das  Studium  des  Werkzeuges,  das  Eingehen  in 
die  erwähnten  Fragen  bildete  denn  auch  den  Haupttheil  der  zu  be- 
wältigenden Arbeit  Nachdem  dieser  Theil  erledigt  war,  bot  sich 
der  .Angriff  auf  die  Hauptfrage  von  selber  dar.  Geben  Sie  einem 
Physiker  eine  Anzahl  Stimmgabeln,  eine  Anzahl  Resonatoren,  und 
fordern  Sie  ihn  auf.  Ihnen  die  zeitliche  Ausbreitung  des  Schalles  nach- 
zuweisen, er  wird  selbst  in  dem  beschränkten  Raume  eines  Zimmers 
Ilimmrl  uod  Erde.  II.  9.  6 


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keine  Schwierigkeiten  finden.  Er  stellt  eine  Stimmgabel  beliebig  im 
Zimmer  auf,  er  horcht  mit  dem  Resonator  an  den  verschiedenen 
Stellen  des  Ranmes  herum  und  achtet  auf  die  Schallstärke.  Er  zeigt, 
wie  dieselbe  in  einzelnen  Punkten  sehr  klein  wird;  er  zeigt,  wie  dies 
daher  rührt,  dafs  hier  jede  Schwingung  aufgehoben  wird  durch  eine 
andere  später  ahgegangene,  welche  auf  einem  kürzeren  Wege  zum 
gleichen  Ziele  gelangt  ist.  Wenn  ein  kürzerer  Weg  weniger  Zeit  erfordert, 
als  ein  längerer,  so  ist  die  Ausbreitung  eine  zeitliche.  Die  gestellte 
Aufgabe  ist  gelöst.  Aber  unser  Akustiker  zeigt  uns  nun  weiter,  wie 
die  stillen  Stellen  periodisch  in  gleichen  Abständen  sich  folgen;  er 
mifst  daraus  die  Wellenlänge,  und  wenn  er  die  Schwingungsdauer  der 
Gabel  kennt,  erhält  er  daraus  auch  die  Geschwindigkeit  des  Schalles. 
Nicht  anders,  sondern  genau  so  verfahren  wir  mit  unseren  elektrischen 
Scliwingungen.  An  die  Stelle  der  Stimmgabid  setzen  wir  den  schwingen- 
den Leiter.  Anstatt  des  Resonators  ergreifen  wir  umseren  unter- 
brochenen Draht,  den  wir  aber  auch  als  elektrischen  Resonator 
bezeichnen.  Wir  bemerken,  wie  derselbe  in  einzelnen  Stellen  des 
Raumes  Funken  entliält,  in  anderen  funkenfrei  istt  wir  sehen,  wie  sich 
die  todten  Stellen  nach  festen  Gesetzmässigkeiten  periodisch  folgen  — 
die  zeitliche  Ausbreitung  ist  erwiesen,  die  Wellenlänge  mtdsbar  ge- 
worden. Man  wirft  die  Frage  auf,  ob  die  gefundenen  Wellen  Longi- 
tudinal- oder  Transversal  wellen  seien.  Wir  halten  unsern  Draht  in 
zwei  verschiedenen  Lagen  in  dieselbe  Stelle  der  Welle;  das  eine  Mal 
spricht  er  an,  das  andere  Mal  nicht.  Mehr  bedarf  es  nicht;  die  Frage 
ist  entschieden,  es  sind  Transversalwellen.  Man  fragt  nach  ihrer  Ge- 
schwindigkeit Wir  multipliciren  die  gemessene  Wellenlänge  mit  der 
berechneten  Sohwingungsdauer  und  finden  eine  Geschwindigkeit,  welche 
der  des  Lichtes  verwandt  ist  Bezweifelt  man  die  Zuverlässigkeit  der 
Berechnung,  so  bleibt  uns  noch  ein  anderer  Weg.  Die  Geschwindig- 
keit elektrischer  Wellen  in  Drähten  ist  ebenfalls  ungeheuer  grofs,  mit 
dieser  können  wir  die  Geschwindigkeit  unserer  Wellen  in  der  Luft 
unmittelbar  vergleichen.  Aber  die  Geschwindigkeit  elektrischer  Wellen 
in  Drähten  ist  seit  langer  Zeit  direct  gemessen.  Es  war  dies  eher 
möglich,  weil  sich  diese  Wellen  auf  viele  Kilometer  hin  verfolgen 
lassen.  So  erhalten  wir  indirect  eine  rein  experimentelle  Messung  auch 
unserer  Geschwindigkeit,  und  wenn  das  Resultat  auch  nur  roh  aus- 
fällt, so  widerspricht  es  doch  nicht  dem  bereits  erhaltenen. 

Alle  diese  Versuche  sind  im  Grunde  sehr  einfach,  aber  sie  führen 
doch  die  wichtigsten  Folgerungen  mit  sich.  Sie  sind  vernichtend  für 
jede  Theorie,  welche  die  elektrischen  Kräfte  als  zeitlos  den  Raum 


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überspringend  ansieht.  Sie  bedeuten  einen  glänzenden  Sieg  der  Theorie 
Maxwells.  Nicht  mehr  verbindet  dieselbe  unvermittelt  weit  entlegene 
Erscheinungen  der  Natur.  Wem  ihre  Anschauung  über  das  Wesen 
des  Lichtes  vorher  nur  die  mindeste  Wahrscheinlichkeit  zu  haben 
schien,  dem  ist  es  jetzt  schwer,  sich  dieser  Anschauung  zu  erwehren. 
Insoweit  sind  wir  am  Ziel.  Aber  vielleicht  läfst  sich  hier  die  Ver- 
mittlung der  Theorie  sogar  entbehren.  Unsere  Versuche  bewegten 
sich  schon  hart  an  der  Höhe  des  Passes,  welcher  nach  der  Theorie 
das  Gebiet  des  Lichtes  mit  dem  der  Elektricilät  verbindet  Es  liegt  nahe, 
einige  Schritte  weiter  zu  gehen  und  den  Abstieg  in  das  Gebiet  der  be- 
kannten Optik  zu  versuchen.  Die  Ausschaltung  der  Theorie  wird  nicht 
überflüssig  sein.  Es  giebt  viele  Freunde  der  Natur,  welche  sich  für  das 
Wesen  des  Lichtes  interessiren,  welche  dem  Verständnisse  einfacher  Ver- 
suche nicht  unzugänglich  sind,  und  welchen  gleichwohl  die  Theorie  Max- 
wells  ein  Buch  mit  sieben  Siegeln  ist  Aber  auch  die  Oekonomie  der 
Wissenschaft  fordert,  dafs  Umwege  vermieden  werden,  wo  ein  gerader 
Weg  möglich  ist  Können  wir  mit  Hülfe  elektrischer  W'ollen  unmittel- 
bar die  Erscheinungen  des  Lichtes  hersteilen,  so  bedürfen  wir  keiner 
Theorie  als  Vermittlerin;  die  Verwandtschaft  tritt  aus  den  Versuchen 
selbst  hervor.  Solche  Versuche  sind  in  der  Thal  möglich.  Wir 
bringen  den  Leiter,  welcher  die  Schwingungen  erregt,  in  der  Brenn- 
linie eines  sehr  grofsen  Hohlspiegels  an.  Es  werden  dadurch  die 
Wellen  zusammengehalten,  und  treten  als  kräftig  dahineilender  Strahl 
aus  dem  Hohlspiegel  aus.  Freilich  können  wir  diesen  Strahl  nicht 
unmittelbar  sehen,  noch  fühlen;  seine  Wirkung  äufsert  sich  dadurch, 
dafs  er  Funken  in  den  Leitern  erregt,  auf  welche  er  trifft.  Er  wird 
für  unser  Auge  erst  sichtbar,  wenn  sich  dasselbe  mit  einem  unserer 
Resonatoren  bewaffnet  Im  übrigen  ist  er  ein  wahrer  Lichtstrahl. 
Wir  können  ihn  durch  Drehung  des  Spiegels  in  verschiedene  Rich- 
tungen senden,  wir  können  durch  Aufsuchung  des  Weges,  welchen 
er  nimmt  seine  geradlinige  Ausbreitung  erweisen.  Bringen  wir 
leitende  Körper  in  seinen  Weg,  so  lassen  dieselben  den  Strahl  nicht 
hindurch,  sie  werfen  Schatten.  Dabei  vernichten  sie  den  Strahl  aber 
nicht  sie  werfen  ihn  zurück;  wir  können  den  reflektirten  Strahl  ver- 
folgen und  uns  überzeugen,  dafs  die  Gesetze  der  Reflexion  die  der 
Reflexion  des  Lichtes  sind.  Auch  brechen  können  wir  den  Strahl, 
in  gleicher  Weise  wie  das  Licht  Um  einen  Lichtstrahl  zu  brechen, 
leiten  wir  ihn  durch  ein  Prisma,  er  wird  dadurch  von  seinem  geraden 
Wege  abgelenkt  Ebenso  verfahren  wir  hier  und  mit  dom  gleichen 
Erfolge.  Nur  müssen  wir  hier  entsprechend  den  Dimensionen  der 

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Wellen  und  des  Strahles  ein  sehr  grofses  Prisma  nehmen;  wir  stellen 
dasselbe  also  aus  einem  billigen  Stoffe  her,  etwa  Pech  oder  Asphalt 
Endlich  aber  können  wir  sogar  diejenigen  Erscheinungen  an  un- 
serm  Strahle  verfolgen,  welche  man  bisher  einzig  und  allein  am 
Lichte  beobachtet  hat  die  Polarisalionserscheinungen.  Durch  Ein- 
schiebung eines  Drahtgitters  von  geeigneter  Struktur  in  den  Weg  des 
Strahles  lassen  wir  die  Funken  in  unserm  Kesonator  aufleuchten  oder 
verlöschen,  genau  nach  den  gleichen  geometrischen  Qesetzmäfsigkeiten, 
nach  welchen  wir  das  Gesichtsfeld  eines  Polarisationsapparates  durch 
Einschieben  einer  Krystallplatto  verdunkeln  oder  erhellen. 

Soweit  die  Versuche.  Bei  Anstellung  derselben  stehen  wir  schon 
ganz  und  voll  im  Gebiete  der  Lehre  vom  Lichte.  Indem  wir  die  Ver- 
suche planen,  indem  wir  sie  beschreiben,  denken  wir  schon  nicht  mehr 
elektrisch,  wir  denken  optisch.  Wir  sehen  nicht  mehr  in  den  Leitern 
Ströme  fliefsen,  Elektricitaten  sich  ansammeln;  wir  sehen  nur  noch 
die  Wellen  in  der  Luft,  wie  sie  sich  kreuzen,  wie  sie  zerfallen,  sich 
vereinigen,  sich  stärken  und  schwächen.  Von  dem  Gebiete  rein  elek- 
trischer Erscheinungen  ausgehend,  sind  wir  Schritt  vor  Schritt  zu  rein 
optischen  Erscheinungen  gelangt.  Die  Pafshöhe  ist  überschritten;  der 
Weg  senkt,  ebnet  sich  wieder.  Die  Verbindung  zwischen  Licht  und 
Elektricität,  welche  die  Theorie  ahnte,  vermuthete,  voraussah,  ist  her- 
gestellt, den  Sinnen  fafslich,  dem  natürlichen  Geiste  verständlich- 
Von  dem  höchsten  Punkte,  den  wir  erreicht  haben,  von  der  Pafshöhe 
selbst,  eröffnet  sich  uns  ein  weiter  Einblick  in  beide  Gebiete.  Sie 
erscheinen  uns  gröfser,  als  wir  sie  bisher  gekannt  Die  Herrschaft 
der  Optik  be.sohränkt  sich  nicht  mehr  auf  .\etherwellen,  welche  kleine 
Bruchtheile  des  Millimeters  messen,  sie  gewinnt  Wellen,  deren  Länge 
nach  Decimetem,  Metern,  Kilometern  rechnen.  Und  trotz  dieser  Ver- 
gröfserung  erscheint  sie  uns  von  hier  gesehen  nur  als  ein  kleines 
Anhängsel  am  Gebiete  der  Elektricität  Dieses  letztere  gewinnt  am 
meisten.  Wir  erblicken  Elektricität  an  lausend  Orten,  wo  wir  bisher 
von  ilirem  Vorhandensein  keine  sichere  Kunde  halten.  In  Jeder 
Flamme,  in  jedem  leuchtenden  Atome  sehen  wir  einen  elektrischen 
Prozefs.  Auch  wenn  ein  Körper  nicht  leuchtet,  so  lange  er  nur  noch 
Wärme  strahlt,  ist  er  der  Sitz  elektrischer  Erregungen.  So  verbreitet 
sich  das  Gebiet  der  Elektricität  über  die  ganze  Natur.  Es  rückt  auch 
uns  selbst  näher,  wir  erfahren,  dafs  wir  in  Wahrheit  ein  elektrisches 
Organ  haben,  das  Auge.  Dies  ist  der  Ausblick  nach  unten,  zum 
Besondem.  Nicht  minder  lohnend  erscheint  von  unserm  Standpunkt 
der  Ausblick  nach  oben,  zu  den  hohen  Gipfeln,  den  allgemeinen 


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Zielen.  Da  liegt  nahe  vor  uns  die  Frage  nach  den  unvermittelten 
Fernwirkungen  überhaupt.  Giebt  es  solche?  Von  vielen,  welche  wir 
zu  besitzen  glaubten,  bleibt  uns  nur  eine,  die  Gravitation.  Täuscht 
uns  auch  diese?  Das  Gesetz,  nach  ■welchem  sie  wirkt,  macht  sie  schon 
verdächtig.  In  anderer  Richtung  liegt  nicht  ferne  die  Frage  nach  d(^m 
Wesen  der  Elektricität.  Von  hier  gesehen  verbirgt  sie  sich  hinter 
der  bestimmteren  Frage  nach  dem  Wesen  der  elektrischen  und  mag- 
netischen Kräfte  im  Raume.  Und  unmittelbar  an  diese  anschliefsend 
erhebt  sich  die  gewaltige  Hauptfrage  nach  dem  W’esen,  nach  den 
Eigenschaften  des  raumerfüllenden  Mittels,  dos  Aethers,  nach  seiner 
Struktur,  seiner  Ruhe  oder  Bewegung,  seiner  Unendlichkeit  oder 
Begrenztheit  Immer  mehr  gewinnt  es  den  Anschein,  als  überrage 
diese  Frage  alle  übrigen,  als  müsse  die  Kenntnis  des  Aethers  uns 
nicht  allein  das  Wesen  der  ehemaligen  Imponderabilien  offenbaren, 
sondern  auch  das  Westm  der  alten  Materie  selbst  und  ihrer  innersten 
Eigenschaften,  der  Schwere  und  der  Trägheit  Die  Quintessenz  uralter 
physikalischer  Lehrgebäude  ist  uns  in  den  Worten  aufbewahrt,  dafs 
Alles,  was  ist,  aus  dem  Wasser,  aus  dem  Feuer  geschaffen  sei.  Der 
heutigen  Physik  Ik-gt  die  Frage  nicht  mehr  ferne,  ob  nicht  etwa  Alles,  was 
ist,  aus  dem  Aether  geschaffen  sei?  Diese  Dinge  sind  die  äufsersten  Ziele 
unserer  Wissenschaft,  der  Physik.  Es  sind,  um  in  unserm  Bilde  zu 
verharren,  die  letzten,  vereisten  Gipfel  ihres  Hochgebirges.  Wird  es 
uns  vergönnt  sein,  jemals  auf  einen  dieser  Gipfel  den  Fufs  zu  setzen? 
Wird  dies  spät  geschehen?  Kann  es  bald  sein?  Wir  wissen  es  nicht 
Aber  wir  haben  einen  Stützpunkt  für  weitere  Unternehmungen  gewonnen, 
welcher  eine  Stufe  höher  liegt  als  die  bisher  benützten;  der  Wog 
schneidet  hier  nicht  ab  an  einer  glatten  Felswand,  sondern  ■wenigstens 
der  nächste  absehbare  Theil  des  Anstiegs  erscheint  noch  von  mäfsiger 
Neigung,  und  zwischen  den  Steinen  linden  sich  Pfade,  die  nach  oben 
führen;  der  eifrigen  und  geübten  Forscher  sind  viele;  — wie  könnten 
wir  da  anders  als  hoffnungsvoll  den  Erfolgen  zukünftiger  Unter- 
nehmungen entgegensehen? 


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Die  hydrologischen  Geheimnisse  des  Karstes  und  seine 
unterirdischen  Wasserläufe. 

Auf  Grundlage  der  neuesten  hydrotechnischen  Forschungen 
dargestvllt  von 

Wilhelm  Potiek,  k.  k.  Foretinspektions-Adjunkt. 

(Schlufe.) 

l^as  schon  früher  bezeichnele  Gebiet  der  Kesselthäler  von  Inner- 
1 krain  hat  zwar  keine  ausgeprägte  natürliche  Abgrenzung  durch 
^ Gewässer  oder  Gebirge,  erscheint  aber  dennoch  mit  seiner  über 
6 Quadratmeilen  grofsen  Flächenausdehiiung  als  ein  charakteristisch  ge- 
kennzeichneter Boden  des  Horzogtliums  Krain.  Dasselbe  bildet  ein 
ausgesprochen  flachrückiges  Hügelgelände  im  nördlichen  Theile  des 
bekannten  Karstplateaus  und  fiihrt  schon  seit  der  ältesten  Landescin- 
theilung  denNamen  „Innerkrain  welcherRegierungsbezirk  zwischen 
den  beiden  anderen,  „Oberkrain“  und  „Untorkrain “,  — nachdem 
Flufslaufe  der  Save  bezeichnet  — eingekeilt  gelegen  ist. 

Das  ganze  ausgedehnte  Gebiet  des  Innerkrainer  Karstplateaus 
lallt  von  der  Meereshöhe  von  600  m terrassenförmig  auf  300  m hinab. 
Diese  im  allgemeinen  von  Süd  gegen  Nord  gerichtete  Abdachung 
reicht  bis  zu  dem  bekannten  Laibacher  Moor  und  wird  von  dieser 
ausgedehnten  Moor-libene  nördlich  begrenzt  Die  relativ  höchsten  Er- 
hebungen auf  dem  sonst  gleichmäfsig  wellenförmigen  Hügelplateau 
bilden  einen  Gebirgszug,  welcher  Innerkrain  von  Südost  gegen  Nord- 
west durchschneidet  und  welcher  mit  seinen  Längen-  und  Querzügen 
die  Kesselthäler  von  I^as-Altenmarkt,  Zirknitz,  Adelsberg  und  Planina, 
sowie  auch  im  grofsen  und  ganzen  deren  Niederschlagsgebiete  von 
einander  trennt'*)  Im  Süden  beginnend,  erhebt  sich  mächtig  über  das 

*)  Anmerkuii^woise  mufs  hier  bosonders  hervorK<*hol>on  werden,  dafs 
infolge  der  eigcnailigeu  geologischen  Verhältnisse  des  Untergrundes  unseres 


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Hügelland  des  Karstes  der  Krainer  Schneeberg  bis  zu  1790  m 
Meereshöhe.  Dieser  Gebirgsstock  geht  in  nordwestlicher  Richtung  in 
den  sogen.  Javornik  1270  m über  und  dieser  in  gleicher  Richtung 
weiter  in  den  Birnbaumer  Wald,  mit  dem  bis  zu  1300  m Meeres- 
höhe emporragenden  Bergriesen  „Nanos“. 

In  jenem  terrassenförmig  von  Süd  gegen  Nord  charakteristisch  ab- 
gedachten Hügelkomplex  des  Karstes  von  Innerkrain  befinden  sich 
meist  am  Fufse  der  bezeichnelen  höchsten  Erhebungen  die  Kessel- 
thäler  muldenförmig  vertieft.  Die  horizontale  Anordnung  dieser  aus- 
gedehnten Thaliiiulden  ist  im  allgemeinen  ebenso  wie  der  bezeichnete 
Gebirgszug  von  Südost  gegen  Nordwest  gerichtet.  Ringsherum  von 
breiten  Berg-  und  Hügelrücken  begrenzt,  liegen  diese  naturseltenen 
Kesselthäler  verschieden  weit  von  einander,  und  zwar  in  nachfolgender 
Reihe: 

Am  weitesten  südwärts  erstreckt  sich  das  Kessolthal  von  Laas- 
Altenmarkt,  welches  gegen  Norden  durch  einen  Hügelrücken  vom 
Zirknitzer  See  getrennt  ist.  Nordwestlich  vom  Zirknitzer  See 
liegt,  abermals  durch  einen  Hügelrücken  getrennt,  das  Kesselthal  von 
Planina  und  von  Planina  weiter  nordöstlich,  durch  einen  sehr 
breiten  Hügelkomplex  getrennt,  ist  das  früher  erwähnte  Laibacher 
Moor  gelegen.  Von  dieser  gebrochenen  Thallinie  seitwärts,  und  zwar 
vom  Zirknitzer  See  genau  westlich,  liegt  ferner  das  Kesselthal  von 
Adelsberg.  Die  drei  Kesselthäler  — Planina, Zirknitz  und  Adelsborg 
— formiren  in  ihrer  gegenseitigen  Situation  die  Eckpunkte  eines 
rcgelmäfsigen  Dreieckes,  das  mit  seiner  nördlich  gerichteten  Spitze  im 
Planinalhale  liegt,  während  die  beiden  Basisecken  östlich  in  Zirknitz 
und  westlich  in  Adelsberg  ihre  Lage  finden. 

Was  die  vertikale  Anordnung  in  der  zuvor  beschriebenen  Reihen- 
folge der  Kesselthäler  von  Innerkrain  betrifft,  so  ist  dieselbe  ganz 
ähidicb,  wie  ein  progressiv  abfallender  Tcrrassenbau  mit  fast  horizon- 
taler Sohle  der  einzelnen  Kesselthäler  gestaltet;  wobei  die  genannten 
Kesselthäler,  nach  dem  bisher  angeführten,  die  einzelnen  horizontalen 
Bänke  dieser  Terrassenform  repräsentiren.  Die  schon  früher  erwähnte, 
sehr  bedeutende  horizontale  Entfernung  dieser  Terrassenbänke  ist  durch 
eine  mächtig  ausgedehnte  Dazwischenlagerung  von  parallelen  Hügel- 

Karslgeliietes,  in  allen  bezügliehen  tiegeudeu  die  blufso  orographise iie 
Gestaltung  des  Bodens  für  die  Abgrenzung  der  Niedcrschlags- 
gebiote  durchaus  nicht  hinreichend  ist.  Am  ganze  n Karstplateau 
kann  man  nur  in  exakter  Weise  von  geologischen  Wasserschei- 
den der  Flufsgebiete  sprechen. 


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rücken  verbunden,  welche  zugleich  die  Uebergänge  von  einem  höher 
liegenden,  zu  dem  benachbarten  nächst  tieferen  Kesselthale  vermitteln. 
Am  höchsten  unter  allen  obengenannten  Kesselthälern  ist  eben  das- 
jenige von  Laas-Altenmarkt,  auf  einer  mittleren  Meereshöhe  von  570  m 
über  dem  adriatischen  Meere  gelegen.  An  dieses  reiht  sich  ein  Hügel- 
rücken von  650  m Meereshöhe  an,  welcher  gegen  den  Zirknitzer  See 
hin  plötzlich  auf  550  ra  mittlere  Meereshöhe  abfällt  Ferner  reiht  sich 
an  den  ebenen  Seeboden  gegen  Nordwest  ein  Hügelrücken  von  ca.  600  m 
Meereshöhe  an,  welcher  ebenfalls  ziemlich  steil  gegen  das  Kesselthal 
von  Planina  auf  das  mittlere  Thalniveau  von  450  m abfällL  Das  von 
dieser  Hauptachse  seitlich  gelegene  Kesseltlial  von  Adelsberg  mit 
einer  Meereshöhe  von  500  ra  ist  ebenso  von  Planina  durch  einen  620  m 
hohen  Karstrücken  getrennt.  Endlich  hat  der  zwischen  dem  Kessel- 
thalo  von  Planina  und  dom  Laibacher  Moor  gelagerte  Hügelcomplex 
eine  mittlere  Höhe  von  560  m über  dem  adriatischen  Meere.  Dieser  am 
weitesten  nördlich  gelogene  Karstrücken  von  560  m Seehöhe  fällt  rapid 
gegen  die  Laibacher  Moorebene  auf  ein  Niveau  von  300  m hinab. 

Auf  Grund  einer  derartigen  horizontalen  und  vertikalen  Ent- 
wickelung der  Innerkraincr  Kossclthäler  bilden  dieselben  erstens 
eine  weit  auseinander  gezogene  Reihe  von  ringsum  geschlossenen  und 
verschieden  hochgelegenen  Thälern.  An  dieser  Reihenfolge  partizipirt 
das  Kesselthal  von  Adelsberg  nur  als  ein  westlicher  Seitenarm,  während 
sich  die  Hauptlinie  vorherrschend  in  der  Richtung  von  Südost  nach 
Nordwest  entwickelt.  Zweitens  reihen  sich  die  früher  bezeichneten 
Kesselthäler  ihrer  Höhenlage  nach  derart  aneinander  an,  dafs  die 
einzelnen  fast  ebenen  Thalböden  derselben,  wie  schon  oben  erwähnt, 
gegenseitig  verglichen,  einen  gegen  die  Laibacher  Moorebene  hin 
immer  tiefer  liegenden  Terrassenbau  repräsentiren.  Ara  deutlichsten 
dürfte  auch  diese  terasseuförmige  Anordnung  aus  den  Angaben  über 
die  absoluten  Höhen  der  angeführten  Kesselthäler  zu  ersehen  sein. 
Nach  ihrer  oben  beschriebenen  Lage  und  Begrenzung  dürfte  es  ferner 
leicht  einzusohen  sein,  dafs  zwischen  je  zwei  benachbarten  Gliedern 
dieser  Kessellhalreihe  ein  ausgedehnter  und  oftmals  hoher  Hügel- 
complex gelagert  ist,  welcher  die  Verbindungen  der  Wasserläufe  von 
einer  höheren  Terrasse  zur  nächst  tieferen,  d.  h.  von  einem  zum 
nächsten  Kesselthale,  geheimnifsvoll  überdeckt.  Und  in  dieser  charak- 
teristisch unterbrochenen  Kesselthalreihe  bildet  die  Laibacher  Moor- 
ebene  das  unterste  Glied,  obwohl  dieselbe  dem  strengen  Cha- 
rakter der  Kesselthäler  nicht  mehr  in  allen  Stücken  ent- 
spricht 


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Aber  deimoch  hat  diese  weitgedohnte  Ebeue  noch  in  vielen  Be- 
ziehungen den  allgemeinen  Charakter  der  Kesselthäler  behalten. 
Sie  ist  nämlich  wie  alle  übrigen  Kesselthäler  des  Karstes  ringsherum 
von  Berg-  und  Jlügelrücken  umschlofsen,  zeigt  einen  fast  absolut 
ebenen  Thalboden  — die  Sohle  eines  abgezapften  Binnensees  im  Tief- 
lande. Ihr  Ilauptwasserlauf  gelangt  auf  unterirdischem  Wege  knapp 
am  Rande  des  Thaies  zum  Ausbruche,  durchzieht  ein  tiefes  und  breites 
ElufsbetI,  aber  auffallenderweise  nur  in  unbedeutenden  Serpentinen. 
Die  gröfste  Strecke  des  dortigen  Flusses,  wie  ich  aus  mehrfachen  tech- 
nischen Oriinden  behaupten  kann,  durchstrümmt  daher  wahr- 
scheinlich kein  natürlich  geschaffenes  Bett,  sondern  dieser 
historische  Schifffahrtskanal  dürfte  schon  von  den  alten  Römern  künst- 
lich hergestellt  worden  sein.  Diese  Behauptung  wird  durch  die  viel- 
fach aus  dem  wasserreichen  und  tiefen  Flufsbetto  der  Laibach  bei 
Nauportus  — in  der  Kähe  des  heutigen  .,Ober-Laibach“  — und  bei 
Emona  — nahe  der  gegenwärtigen  Landeshauptstadt  „Laibach“  ge- 
hobenen römischen  Waffen  und  Altorthümer  erhärtet. 

Dies  w'ürde  jeiloch  nur  die  urälteste  Korrektion  dieses  schiffbaren 
Flufslaufes  bedeuten  und  den  Kesselthalcharakter  nicht  stören,  wenn 
nur  die  Wässer  in  ihrem  weiteren  Laufe  auch  endlich  die  Ebene  auf 
unterirdischem  Wege  wieder  verlasstm  würden.  Aber  gerade  dieses 
Charakteristikum  trifft  hier  nicht  mehr  zu.  Denn  die  beiden  schmalen, 
oberirdischen  Durchbrüche,  im  Norden  der  Laibacher  Moorebene,  nach 
dem  offenen  Savethale  hinausfUhrend,  stören  nun  einzig  und  allein 
den  strengen  charakteristischen  Typus  der  kesselformig  ge- 
schlossenen Thäler.  Von  diesen  zwei  oberirdischen  Durchbrüchen 
dürfte  der  eine  w'esentlioh  auf  natürliche  Art  erfolgt  sein,  während 
jedoch  der  andere  künstlich  horgestellt  wurde. 

Der  westliche  dieser  beiden  Durchbrüche  imifsto  durch  die 
<iynamischen  Wirkungen  der  Moteorwässer  schon  vor  Jahrtausenden 
vorwiegend  auf  natürlichem  Wege  erfolgt  sein  und  wird  auch  noch 
gegenwärtig  von  dem  Laibachflusse  quer  durch  einen  verhültnifsmäfsig 
niedrigen  Terrainsattel  durchströmt.  An  den  Ufern  dieses  ansehnlichen 
Flusses  liegt  in  der  erwähnten  Durchbruchsstelle  „Laibach“,  die 
prächtige  Landeshauptstadt  von  Krain,  wo  einst  das  altrömisohe  Emona 
gestanden  hatte.  Der  östliche  Durchbruch  ist  aber  erst  zu  Ende 
des  vorigen  Jahrhunderts  künstlich  hergestellt  worden  und  führt, 
nach  seinem  Erbauer,  den  Namen  des  Oruberschen  Kanals.  Der- 
selbe zweigt  eine  halbe  Stunde  Weges  oberhalb  der  Stadt  vom  Laibach- 
flusse ab,  führt  durch  eine  zweite  Terrain-Einsattelung  um  die  Stadt 


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90 


herum  und  dient  nur  den  Hochwässern  dieses  Flusses  als  Rezipient, 
damit  die  Stadt  vor  Ueberschwemmungsgefahren  geschützt  werde. 
Dieser  Kanal  mündet  weit  unterhalb  der  Stadt  bereits  im  Savethale 
wieder  in  den  Laibachflufs,  und  die  wieder  vereinigten  Wässer  strömen 
dann  zur  Mündung  in  die  Save. 

Schon  mit  Rücksicht  auf  ihre  gegenseitige  Anordnung  in  der 
horizontalen  Entwickelung  und  noch  mehr  aus  ilirer  relativen  Höhen- 
lage ist  im  allgemeinen  ein  gewisser  Zusammenhang  der  Innerkraincr 
Kesselthäler  untereinander  zu  vermuthen.  Sie  bilden  zwar,  wie  oben 
genau  dargestellt  wunle,  eine  Reihenfolge  von  ausgedehnten  Boden- 
senkungen, welche  von  sehr  breiten  parallelen  Hügolrücken  eiuge- 
schlossen  sind  und  auf  diese  Weise  scheinbar  von  einander  gänzlich 
getrennt  erscheinen.  Dafs  trotzdem  ein  Zusammenhang  des  Wasser- 
laufes eines  Kesselthales  mit  jenem  eines  benachbarten  vorhanden  sein 
müsse,  gehörte  jedoch  bisher  vorwiegend  nur  in  den  Bereich  der 
Vermuthungen.  Diese  hydrogniphischo  Anschauung  des  Zusammen- 
hanges wurde  seit  längerer  Zeit  allgemein  behauptet,  obwohl  bis  vor 
kurzem  von  keinem  Xaturforscher  hiervon  ein  strikter  Nachweis  ge- 
liefert worden  ist  ,\m  exaktesten  unter  allen  Angaben,  welche  in  der 
Litimatur  vorzufinden  sind,  müssen  die  Resultate  der  Arbeiten  von 
Dr.  Adolf  Schm i dl  und  des  ihm  zugetheilten  Markscheiders  Rudolf 
aus  Idria  bezeichnet  werden,  wenn  auch  die  Studien  Schmidls  nicht 
frei  von  Irrthümem  sind.  Voniehmlich  erscheint  im  Werke  von  Schmid  1 
die  Angabe  über  den  östlichen  .\rm  der  Kleinhäuselhöhle  bei  Planina 
als  eine  irrige,  denn  dieser  Höhleuarm  bringt  nicht  die  Wässer 
von  Adelsberg  hinab,  sondern  er  dient  den  Hochwässern 
aus  dem  Zirknitzer  See  als  unterirdischer  Abflufs,  wie  es 
mir  gelegentlich  eines  Hochwassers  von  Adelsberg  ermöglicht  wurde, 
diesen  Sachverhalt  mehrere  Hundert  Meter  weit  unter  dem  Gebirge 
zu  konstatiren.  Dagegen  wurde  bei  derselben  Gelegenheit  mit  vollster 
Sicherheit  bestimmt,  dafs  die  Adels borger  Wässer  im  westl ic h en 
Arme  der  riesigen  Kleinhäuselhöhle  nach  Planina  hinab- 
strömen, welchen  Höhlengang  Dr.  Schmidl  mit  dem  Namen  des 
Kaltenfelder  Armes  belogt  hat. 

Zumeist  nur  an  der  Hand  mehrfacher  Beobachtungen  von  lokalen 
Hochwässern  und  durch  weitere  hydrologische  Erwägungen  gelangt 
man  au  Ort  und  Stelle  zu  dem  interessanten  Schlüsse,  dafs  alle  diese 
ausgedehnten  Innerkrainer  Ke.sselthäler  unstreitig  einem  und  demselben 
Klufsgebiete  angehören  müssen.  Und  thatsächlich  ist  dies  auch  der 
Fall.  Es  liegt  hier  das  merkwürdige  Ilöhlenflursgebiet  der  I.aiibach. 


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Wio  nunmehr  als  sicbergestellt  erscheint,  führt  durch  ganx 
Innerkrain  ein  und  derselbe  Wasserlauf,  der  von  einem 
Kesselthale  zum  anderen  unterirdisch  strömt  und  in  jedem  dieser 
Kesselthäler  seltsamerweise  einen  anderen  Namen  führt  Der 
Oberlauf  dieses  ganz  eigenartig  unterbrochenen  Flusses  helfet  in 
Laas-Altenmarkt  ,ürof8-0berch“,  im  Gebiete  des  allgemein  be- 
kannten Zirknitzer  Sees  „Seebach“;  sein  Nebenflufs,  welcher  durch 
die  pittoresken  Häume  der  weltberühmten  Adelsherger  Grotte  strömt, 
führt  daselbst  nicht  nur  im  Kessel  von  Adelsbcrg,  sondern  auch  unter 
dem  Gebirge  gegen  Planina’),  den  Namen  „Poik“  („Piuka“).  Der 


Fig.  3.  Die  ScbluadbShle  des  Poikflusses  bei  Adelsberg. 

Mittellauf,  in  Planina  liegend,  führt  den  Namen  „Unzflufs“  und 
dieser  wird  aus  der  Vereinigung  der  Zirknitzer  und  Adelsberger  Wässer 
erst  im  Planinathale  gebildet  Endlich  führt  der  ganze  Unterlauf 
durch  die  Uaibacher  Moorebene  hindurch  und  bis  zur  Mündung  in  die 
Save  den  Namen  „Laibachflufs“. 

Die  V'erbindungen  der  Elufsläufo  von  einem  Kesselthale  zum 
anderen  sind  sämtlich  unterirdisch,  und  nur  in  den  Höhlen  des  total 
unterminirten  Karstgebirges  zu  suchen.  Zumeist  sind  diese  Höhlen- 

So  z.  B.  in  der  Poikliöhle  (Piuka  jama)  und  im  Poik-Arm  der  Klein- 
häuselliülilo  bei  Planina. 


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flüsBe  durch  grofsartigo  Hindernisse  schon  am  Eingänge  verbarrikadirt 
und  dabei  meistens  tief  verborgen  liegend.  Speziell  über  diese  Ver- 
hältnisse wird  in  weiterer  Folge  dieser  Darstellung  noch  eingehen- 
der gesprochen.  Nur  selten  liegen  die  Abflurshöhlen  der  Kessel- 
thäler  in  ähnlicher  Weise  frei  und  offen  zu  Tage,  wie  die  beiden  ab- 
gebildeten  Wasserthore  der  Hohlengänge  am  Zirknitzer  See  und  in 
Adelsberg.®) 

Im  grofson  und  ganzen  betrachtet,  sind  die  vorwiegend  lang- 
gestreckten Kesselthäler  von  Innerkrain  iiufserst  merkwürdige  Theil- 
strecken  einer  noch  nicht  vollendeten  und  höchst  seltenen  Thal- 
bildung. Diese  allmählich  durch  Einstürze  der  unterhöhlten  Felson- 
rändor  immer  länger  werdenden  Theilstrecken  eines  noch  in  der  Bildung 
befindlichen  Ilauptthales  — d.  i.  die  Reihe  der  obgenaniiten  Kessel- 
thälcr  — werden  in  ganz  analoger  Weise,  wie  dieselben  im  Laufe  der 
Jahrtausende  entstanden  sind,  durch  die  ewig  waltenden  Kräfte  des 
Wassers  ihre  Vollendung  finden. 

Dieselben  werden  successive  durch  eine  verborgene  unterirdische 
Erosion  und  Corrosion  nach  beiden  Seiten  der  Strom  rieh  tung, 
wenn  auch  äufserst  langsam,  so  doch  beständig  erweiterL  Sowohl 
stromaufwärts,  als  auch  vorwiegend  stromabwärts  erfolgen  in 
einem  jeden  dieser  muldenfcirmigen  Thäler  spontane  Einstürze,  und  ira 
Laufe  kommender  Jahrtausende  wird  die  Erweiterung  der 
benachbarten  Kesselthäler  zu  einem  vollständigen  offenen 
Thale  fortschreiten  müssen. 

Wohl  sind  noch  die  zwi.schen  den  Kesselthälern  Innerkrains 
gelegenen  llügelrücken  von  ziemlicher  Ausdehnung,  aber  bereits 
tausend-  und  tausendfach  unterhöhlt  und  zerklüftet.  Die  aus  den  Jura- 
kalken der  Alpen  bekannte  Erscheinung  der  Karrenbildung  findet 
hier  in  einem  überwältigenden  Mafsstabe  statt.  Dafs  ferner  daselbst 
die  enormen  Wasserhöhlen  des  Untergrundes  nicht  selten  zu  den  über- 
wältigendsten Deckenbrüchen  und  theilweisen  Ilöhleneinstürzon  die 
Veranlassung  geben,  ist  heute  aufser  allem  Zweifel  stehend.  Auf  diese 
Weise  verdanken  die  beiden  kühnen  Wölbungen  der  grofsen  und 
der  kleinen  Naturbrücke  von  St.  t'anzian  (in  den  llaasberger  Forsten), 
unter  welchen  die  Hochwässer  vom  Zirknitzer  See  zum  ei-stenraale  am 
Tage  hindurchströmen,  um  nach  kurzer  Strecke  wieder  unter  das  Ge- 
birge durch  ein  grofses  Höhlenthor  einzuziehen,  ihre  seltene  Ent- 
stehung (s.  Fig.  2 im  vorigen  Heft). 

“)  s.  Fig.  l und  .1. 


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Ebenso  repriisentirt  die  in  Fig.  4 dargestellte  Höhlenweituug  der 
sogen.  „Vranja  jama“,  d.  i.  Rabenhöhle,  einen  imposanten  Felsen- 
sturz mitten  im  Walde  und  nahe  am  nördlichen  Thalrande  von  Planina 
(8.  Fig.  4). 

Diese  zur  Hälfte  eingestürzte  unterirdische  Räumlichkeit,  welche 
dereinst  mit  Bestimmtheit  aus  zwei  Haupttheilen,  einem  vertikalen 
oberen  und  anschliefsend  aus  einem  horizontalen  unteren  Hohlraum 
bestanden  haben  mufste,  ist  gegenwärtig  nur  aus  einer  Strecke  des 
annähernd  horizontalen  Höhlenganges  bestehend.  Jener  vertikal  aus- 


Kii;.  t.  Das  Felsenthor  der  „Vranja  Jama“  bei  Planina.  J 
All.«  derTiefe  zur  Oberfläche  aufgenommen. 


geweitete  Ifaum,  der  durch  die  Corrosionswirkungen  des  meteorischen 
Wassers  entstanden  ist,  sowie  durch  die  ununterbrochene  Fortsetzung 
der  Auslaugung  des  kohlensauren  Kalkes  durch  das  kohlensäure- 
haltige Wasser  endlich  die  Stabilität  seiner  Kugelwölbung  eingebüfst 
hat,  ist  zum  gröfsten  Theile  von  den  Trümmern  des  Deckenbruches 
verschüttet.  Die  Trümmerhakie  führt  aufserdem  in  einer  steilen  Bö- 
schung durch  das  pittoreske  Naturgewölbe  hinab  zur  Tiefe  des  noch 
stehengebliebenen  Höhlcnganges,  welcher  andererseits  noch  gegen- 

’J  Oie  oberen  Conturen  sind  infolge  der  zu  Tage  ziehenden,  liestUndigcn 
Höhlennebel  verschwommen. 


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wärtig,  trotz  der  partiellen  Verschüttung  zu  den  Stauwässern  des  in 
der  Nähe  unter  dem  Oebirge  hindurchströmenden  ünzflusses  hiuab- 
reicht,  und  diesen  bei  Hochlluthen  des  genannten  Flusses  als  ein  unter- 
irdisches Reservoir  dienstbar  wird. 

Den  besten  Aufschlufs  über  die  grofsartigen  Dimensionen  der 
dynamischen  Thätigkeit  der  Regen-  und  Flurswässer  im  Innern 
des  Karstgebirges  geben  wohl  die  beiden  Figuren  2 und  4,  auf  welchen 
die  mittlere  Mannesgröfse  bei  den  photographischen  Aufnahmen  als 
Mafsstab  eingeführt  worden  ist. 

Einen  annähernden  Begriff  von  dieser  Thätigkeit  des  Wassers 
in  der  Unterwelt  des  Karstes  kann  sich  nur  derjenige  machen,  dem 
cs  bereits  vergönnt  war,  die  pittoresken  Formationen  der  weltberühmten 
Grotte  von  Adelsberg  zu  sehen.  Dort  findet  man  in  schaurig 
schöner  Scenerie  den  Poikilufs  durch  ein  Reich  der  ewigen  llöhlcn- 
nacht  daliinrauschen.  Weit  und  tief  unter  dem  Gebirge  wühlen  sich 
seine  Fluthen  in  einem  felsenfesten  Bett  hindurch,  bis  sie  durch  die  gigan- 
tischen Naturgewölbe  der  Kleinhäuselhöhle  von  Planina,  mit 
einem  Höhlenarme  der  verborgenen  Abflüsse  vom  Zirknitzer  See  ver- 
eint, wieder  an  den  Tag  hervortrcten. 

Jene  höher  gelegene  Galerie  von  natürlichen  Felsengcwölben,  in 
welchen  gegenwärtig  die  Besucher  der  Adelsberger  Grotte  mitten  in 
den  phantasiereiohsten  Skulpturen  und  bizarren  Gebilden  der  Plastik 
des  rastlosen  Tropfenspieles  der  Meteorwiisser  — (s.  Fig.  5.)  — lust- 
w-andeln  können,  ist  demnach  nichts  anderes  als  das  verlassene  Felsen- 
bett des  Poikflusses.  Derselbe  hatte  sich  schon  seit  .Jahrhunderten 
nach  den  ewig  waltenden  Gesetzen  der  Gravitation  bereits  einen  tiefer- 
liegenden Höhlengang  durchbrochen.  Nur  eine  kurze  Wegstrecke  im 
grofsen  Dome  gewahrt  man  noch  von  der  Höhe  der  oberen  Galerie 
die  eilenden  Flutlien  in  der  Tiefe  des  unteren  Höhlenganges  dahin- 
stürzen. Dort  herrscht  ein  unvergleichliches  Brausen  und  wildes 
Rauschen  der  schäumenden  Wogen  des  unterirdischen  I^'lusses,  der 
sich  im  Oberlaufe  durch  eine  enge  Höhleuklamm  fs.  Fig.  3)  in  die 
enormen  Weitungen  des  grofsen  Domes  hereinzwängt  und  sich  von 
da  weiter  und  weiter  durch  ein  geräumiges  Höhlenthor  in  die  ungang- 
baren Hallen  und  Klüfte  des  sogenannten  Tartarus  dröhnend  hinab- 
stürzt. Dieses  unvergleichliche  Schauspiel  ist  besonders  bei  höherem 
Wasserstando  des  Poikflusses  eine  seltene  Sehenswürdigkeit 

Man  findet  auf  der  einen  Seite  die  mannigfaltigsten  Tropfstein- 
und  Sinterbildungen  in  den  vom  frei  zirkulircnden  Höhlcngewässer 
verlassenen  Räumen.  Das  Baumaterial  hierfür  wird  aus  den  llieil- 


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Die  Kaiser  Franz  Josef*  und  EUsabeth^Galerie  ln  der  Adeisberger  Grotte. 


97 


weise  oberirdischen  und  theilweise  unterirdisch  gelegenen  „Karren“ 
vom  Kegenwasser  hinabtransportirl.  Dennoch  vermögen  auf  der  an- 
deren Seite  die  verschiedenartigsten  Formen  der  eigenartigen  Erosions- 
wirkung der  unterirdischen  Sturzhäche  jedermanns  Aufmerksamkeit 
in  noch  weit  höherem  Mafse  zu  fesseln. 

Es  wäre  eine  unrichtige  Vorstellung  von  den  verborgenen  Höhlon- 
fliissen  des  Karstes,  würde  man  glauben,  dafs  ein  tunnelähnlicher, 
gleichmäfsig  profllirter  Kanal  von  der  jeweilig  höheren  Kesselthal- 
lerrasse  zur  nächst  tieferen  hinabführt.  Ein  jedes  Höhlenflufsbett  ist 
vielmehr  nur  als  eine  mäandrisch  ineinander  greifende  Reihe  von 
zahlreichen,  ihurmhohen  und  oftmals  unabsehbar  geräumigen  Höhlen- 
weitungen zu  betrachten,  welche  wieder  mehrfach  durch  enge  und 
niedrige  Schläuche,  sowie  durch  überstaute  kommunizirende  Felsen- 
rohre  miteinander  verbunden  sind.  Die  Scheidewände  solcher  ver- 
schieden grofser  und  ebenso  verschieden  hoher  Höhlenkammom  sind 
zumeist  total  zerklüftet  und  vom  Wasser  vollständig  unterwaschen, 
so  dafs  alle  diese  unterirdischen  Räume  in  erster  Linie  als  das  Resultat 
einer,  durch  chemische  und  mechanische  Kräfte  des  Wassers  seit  Jahr- 
tausenden wirkenden,  verborgenen  Corrosion  und  Erosion  be- 
zeichnet werden  können. 

Die  Decke  und  die  Wände  solcher  VV’asserhöhlon  zeigen  noch 
immer  sehr  deutliche  Spuren  der  Dynamik  des  einstens  in  diesem 
Niveau  hindurchströmenden  Wassers.  Nach  und  nach  haben  sich  die 
Fluthon  ein  tieferes  Fclsenbett  ausgewaschen.  Einzelne  unterwühlte 
Scheidewände,  einst  zwischen  den  Höhlenkammem  feststehend,  wur- 
den von  der  mechanischen  Gewalt  bedeutender  Hochwässer  durch- 
brochen, oder  sie  stürzten  infolge  ihres  labil  gewordenen  Zustandes 
zusammen.  Das  abgestürzio  Trümmermaterial  lagert  am  Boden  der 
unterirdischen  Flüsse  als  gefährliche  Klippen,  oder  hemmt  wie  ein 
mächtiges  Grundwohr  den  freien  Lauf  des  Gewässers.  Nur  kleinere 
Sleintrümmer  wurden  von  ihrer  ursprünglichen  Stelle  durch  den 
periodisch  wilden  Sturzbach  fortgerissen  und  bilden  lokal  kleine 
Bänke  von  Gerölle. 

Höchst  interessant  sind  ferner  die  Erscheinungen  von  gröfsoren 
und  kleineren  Erosionskesseln  in  den  Höhlen  an  solchen  Stellen,  wo 
das  Steingerölle,  oder  einzelne  Steinkugeln  und  Steinknollen  durch 
den  heftigen  Wasserslrudol  hin-  und  hergorollt  werden,  ohne  dafs 
solche  Reibsteine  hinausgeschleudert  werden  könnten.  Es  sind  dies 
analoge  Formen  wie  die  berühmten  Riesentöpfe  in  Skandinavien  und 
die  sehenswürdigen  Strudellöcher  im  Oletschergarten  zu  Luzern,  nui- 

Himmel  und  Erde.  I(.  2.  7 


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118 


dafs  dieselben  in  unterirdischen  Räumen  verborgen  liegen  und  in 
höheren  Positionen  der  Orotten  als  Getreide-Keibmühlen  der  prä- 
historischen Höhlenmenschen  iriihümlich  bezeichnet  worden. 

Hin  und  wieder  findet  man  den  vorherrschend  ungleichmäfsigen 
Lauf  dieser  Höhlenflüsse  von  einzelnen  Wasserfällen  und  rapiden 
Stromschnellen  unterbrochen.  Nicht  selten  ist  derselbe  klammähnlich 
eingeengt,  dann  wieder  zu  einem  langen  und  breiten  Bassin  — einem 
sogen,  unterirdischen  See  — erweitert.  Dann  befinden  sich  wieder 
seichte,  klippenreiche  Stellen  unmittelbar  neben  furchtbaren  Tiefen, 
welche  nur  mit  Wasser  angefüllte  Abgründe  vorstellen.  Meistens  sind 
bei  einem  jeden  Höhlenllufssystem  einzelne,  immer  tiefer  liegende 
Theilstreckon  eines  und  desselben  Wasserlaufes  unter  dem  Gebirge 
anzutreffen,  welche  Theilstreckon  stets  mit  einem  Bassin  beginnen  und 
mit  einem  solchen  im  Unterlaufe  endigen.  Durch  förmliche  Schlote 
oder  durch  breite  Naturscbachte,  wie  auch  mitunter  durch  tiefe  Folsen- 
trichter  und  durch  die  sogen.  .Dolinen“  gelangt  man  da  und  dort 
zu  der  unterirdischen  Theilstrecko  dieser  Höhlenflüsse  hinab.  Doch  zu 
einzelnen  Theilstrecken  dieser  verborgenen  Wasserläufe  ist  bisher  noch 
keine  Kommunikation  aufgefunden  worden,  trotzdem  man  mit  ziemlicher 
Sicherheit  den  generellen  Thalwog  in  der  Tiefe  zu  bezeichnen  im 
Stande  ist  Um  einen  drastischen  Vergleich  zu  machen,  könnte  man  die 
oberirdischen  Erscheinungen  an  der  Karstformation,  welche  durch  die 
in  der  Tiefe  unter  derselben  hinabströmenden  Wässer  hervorgebracht 
werden,  mit  den  Folgowirkungen  hinunterrieselnden  Sandes  einer  Sand- 
uhr in  Einklang  bringen.  Thatsächlich  sind  auch  die  gröfsten  Karst- 
trichter  nur  auf  die  ganz  analogen  F'olgewirkungen  zurüokzuführen. 

Wie  schon  früher  bemerkt  worden  ist,  zeigen  die  zwischen  den 
Kesselthälorn  von  Innerkrain  gelegenen  Hügelkomplexe  bei  ihrer 
grofsen  Ausdehnung  wohl  auch  schon  die  deutlichsten  Spuren  dieser 
typischen  Erosionswirkungen.  Zur  genaueren  ürientirung  folgen  nun 
die  Längen  dieser  Trennungsrücken  in  der  Luftlinie  gemessen.  So 
zeigt  der  zwischen  dem  Kesselthale  von  Laas-Altenmarkt  und  dem 
Zirknitzer  See  noch  lagernde  Hügelrücken  an  der  schmälsten  Stelle 
in  der  Nähe  der  Ortschaft  Dane  nur  noch  3 Kilometer  Ausdehnung 
seines  durchhühllen  Gesteins.  Derselbe  ist  unter  allen  den  bezüglichen 
Trennungsrücken  am  kürzesten. 

Vom  Nordwestrande  des  Zirknitzer  Sees  zum  Südrande  des 
Kesseltbales  von  Planina  liegt  ein  Hügelkomplex  von  6,5  Kilometer 
Längeneretreckung.  Derselbe  ist  jedoch  neben  seinen  zahlreichen 
trichterförmigen  Einstürzen,  in  der  obengenannten  Rakbachsohlucht 


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9!t 

« — 

bei  St.  Canzian  in  den  Haasberger  Forsten,  ungefähr  am  halben  Wege 
derart  unterbrochen,  dafs  die  Hochwässer,  vom  Zirknitzer  See  nach 
Planina  strömend,  in  dieser  2 Kilometer  langen  und  sehr  engen 
Schlucht,'*)  genau  wie  in  einem  eigentlichen  Kesselthale  aus  einer 
Höhle  zu  Tage  treten  und  am  unteren  Ende  der  Schlucht  wieder  in 
einer  Höhle  verschwinden. 

Zwischen  Adelsberg  und  Planina  ist  der  mächtige  Hügelkomplex 
noch  mehr  als  7 Kilometer  lang.  Dieser  hat  ebenso  infolge  der  immer- 
währenden Unterwaschung  mehrere  tiefe  und  ausgedehnte  Einstürze 
erfahren,  sowie  auf  demselben  einige  bis  zum  unterirdischen  Laufe 
der  Poik  hinabreichende  Naturschachte  vorzuflnden  sind,  von  denen 
bisher  nur  speziell  die  sog.  Piuka  jama  (Poikhöhle)  näher  be- 
kannt geworden  ist  Am  ausgedehntesten  unter  allen  den  erwähnten 
Trennungsrücken  ist  aber  derjenige  zwischen  dem  Kesselthale  von 
Planina  und  der  Laibacher  Moorebene,  welcher  eine  Länge  von  naliezu 
10  Kilometer  besitzt  Die  zahlreichsten  und  tiefsten  Einstürze,  sowie 
die  grofsartigsten  Naturschachte  liegen  gerade  in  diesem  Ilügelkomplex, 
über  dessen  unterirdische  Wasserläufe  infolge  der  schwierigsten  Ge- 
staltung dieses  Gebietes  bisher  am  wenigsten  bekannt  werden  konnte. 

Auffallend  bleibt  in  dem  ganzen  von  mir  durchforschten  Gebiete 
des  Karstes  der  sichere  Thatbestand,  dafs  die  unterirdischen  Wasser- 
läufe im  allgemeinen  den  streichenden  Kalksteinschichten  von  Südost 
gegen  Nordwest  folgen.  Doch  sobald  dieselben  an  die  meist  trans- 
versal gerichteten  Verwerfungsspalten  der  dolomitischen  Wochsol- 
lagerungen  stofson,  folgen  sie  diesem  Kluftsystem  weiter  fort,  bis  zu 
ihrer  lokalen  Ausmündung  in  ein  tieferes  Kesselthal,  aus  welchem 
dann  in  ganz  ähnlicher  Weise  der  weitere  Abllufs  erfolgt,  w'elcher 
jedoch  überall  den  dolomitischen  Ktdken  ausweicht.  Hierdurch  wird 
es  auch  erklärlich,  dafs  die  dolomitischen  Nester  am  Karste  nur 
äufserst  wenig  an  den  charakteristischen  Erscheinungen  der  llöhlen- 
bilduug  partizipiren,  nachdem  schon  auch  infolge  der  geringeren 
Löslichkeit  ihrer  Kalkmassen  dem  atmosphärischen  Wasser  und  seiner 
erodirenden  Thätigkeit  ein  gröfsercr  Widerstand  entgegen  gesetzt  ist 

Wenn  man  das  pragmatische  Zusammenwirken  aller  hier  mafs- 
gebenden  Faktoren  richtig  erfafst,  so  findet  man  wohl,  wie  einfach 
die  Natur  auch  hier  in  ihren  Ursachen  ist  und  wie  überwältigend 
dagegen  in  ihren  Wirkungen. 

')  S.  Fig.  .t.  Die  grofse  Naliirbriicke  von  St.  Canzian  in  den  Haasberger 
Forsten  bei  Planina,  über  welche  oben  eine  jirächtige  Waldslrafse  lünwegführt. 


7’ 


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Die  photographische  Himmelsicarte.  *) 

Die  Internationale  Conferenz,  welche  im  Frühjahr  1887  auf  der 
Pariser  Sternwarte  zusammeogetreten  war,  um  über  die  Ausführung 
einer  photographischen  Himmelskarte  zu  berathen,  batte  die  Prinzipien 
und  allgemeinen  Bestimmungen  für  diese  grofse  Arbeit  festgesetzt 
Dieselbe  mufste  schon  damals  in  das  Studium  der  Details  eiutreten, 
um  den  verschiedenen  Sternwarten,  welche  sich  bei  dem  Werke 
bethoiligen  wollten,  Gelegenheit  zu  geben,  die  dazu  erforderlichen 
Apparate  sorgfältig  und  nach  einem  einheitlichen  Plane  hersteilen 
lassen  zu  können.  Bevor  sich  der  Congrefs  auflöste,  ernannte  er, 
um  eine  immerwährende  Vertretung  zu  haben,  ein  permanentes  Exe- 
kutions-Comile,  welches’ aus  den  Direktoren  derjenigen  Sternwarten 
zusammengesetzt  war,  die  bereits  ihre  Tbeilnahme  an  dem  Karten- 
werke zugesichert  hatten,  und  aus  einigen  anderen  Astronomen,  welche 
ihre  grofse  Sachkenntnifs  auf  diesem  Felde  zu  diesem  Amte  besonders 
geschickt  machte.  Dem  Bureau  dieses  permanenten  Comitös  war 
eine  schwierige  Aufgabe  gestellt,  welche  in  folgende  Worte  gefafst 
wurde:  Inangriffnahme  aller  von  der  internationalen  Conferenz  ge- 
fafsten  Beschlüsse,  welche  eine  baldigfe  Ausführung  zulassen;  Samm- 
lung und  Weiterbeförderung  aller  Nachrichten,  die  in  den  ver- 
schiedenen Ländern  der  Erde  über  die  zahlreichen  und  brennenden 
Detailfragen  verlauten  mochten,  welche  die  Conferenz  von  1887  definitiv 
zu  regeln  weder  berufen  noch  auch  belahigt  war;  Anregung  zu 
Spezialstudien  über  alle  diese  Fragen  und  Publikation  ihrer  Ergeb- 
nisse; mit  einem  Worte  Ausführung  einer  grofsen  EnquOto,  deren  Kesul- 
tate  später  in  einer  allgemeinen  Sitzung  des  Comitös  diskutirt  werden 
sollten.  Auf  Grund  dieser  Vorarbeiten  sollten  dann  weiter  die  Bestim- 
mungen festgesetzt  werden,  welche  von  all  den  Astronomen  anzunehmen 

*)  Wir  VBiflanken  diesen  Bericht  Uber  den  gegenwärtigen  Stand  der  Vor- 
l>ereitungen  zur  grofsen  [ibntographisclien  Himmelskarte  der  Freuiullichkeit 
des  Herrn  C.  Flammarion  in  Paris. 


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101 


sein  würden,  die  das  Ihrige  zur  Herstellung  jenes  grofsen  Denkmals 
beitragen  wollen,  das  zum  Nutzen  und  zum  Ruhme  der  astronomischen 
Wissenschaft  errichtet  werden  soll. 

Mit  unermüdlichem  Eifer  und  vollem  Erfolge  hat  das  Bureau  des 
permanenten  Comitßs  unter  dem  Vorsitz  des  Direktors  der  Pariser 
Sternwarte  während  der  zwei  seit  dem  internationalen  Congrefs  ver- 
flossenen Jahre  seine  Aufgabe  erfüllt.  Dank  der  freigebigen  Unter- 
stützung durch  die  Pariser  Akademie  der  Wissenschaften  wurde  es 
möglich  ein  Bulletin  zu  schaffen,  welches  als  gemeinsames  Band  für 
die  in  den  verschiedenen  Ländern  Europas,  Afrikas  und  Amerikas 
verthoilten  Comitemitglieder  dient,  worin  sie  ihre  Beobachtungen  und 
Studien  veröffentlichen  können  über  die  besten  photographischen  und 
astronomischen  Methoden,  welche  man  bei  der  Ausführung  der  Karten 
anzuwenden  haben  wird,  über  die  Messungsverfahren,  welche  man 
am  besten  befolgen  wird,  um  die  gewonnenen  Platten  für  einen 
Stemkatalog  nutzbar  zu  machen,  über  die  Ursachen  der  zu  befürch- 
tenden Fehler  in  den  Messungen  und  über  die  Mittel,  dieselben  zu 
vermeiden  oder  doch  wenigstens  ihren  Einflufs  auf  ein  Minimum  zu- 
rückzubringen. Andrerseits  gewährte  das  Bulletin  zuverlässige  Mit- 
theilungen über  den  Stand  der  Fortschritte  in  der  Construktion  der 
photographischen  Aequatoriale,  die  zumeist  schon  seit  länger  als  einem 
Jahre  in  Bestellung  gegeben  waren.  Das  Bureau  des  permanenten 
Comites  war  nun  der  Meinung,  dafs  die  Weltausstellung  eine  natür- 
hche  Gelegenheit  biete,  eine  allgemeine  Versammlung  des  Comitös 
in  Paris  abzuhalton.  Diese  Versammlung  fand  vom  16.  — 22.  Sep- 
tember auf  der  Pariser  Sternwarte  statt.  Eis  handelte  sich  diesmal  nicht 
mehr  um  die  Feststellung  allgemeiner  Prinzipien,  sondern  um  die  Rege- 
lung des  Operationsmodus  in  allen  seinen  Einzelheiten.  Es  sollte  nicht 
mehr  blos  ein  allgemeiner  Ueberblick  über  das  Werk  gewonnen  werden, 
sondern  ein  ausführlicher  Arbeitsplan,  nach  welchem  sich  der  Mechaniker 
bei  der  Erbauung  der  Instrumente  zu  richten  hat.  Es  dürfte  vielleicht 
für  unsere  Leser  einiges  Interesse  haben,  die  Fragen  kennen  zu  lernen, 
über  welche  bei  dem  diesmaligen  Congresse  debattirt  und  entschieden 
wurde. 

Der  Mehrzahl  unserer  Leser  wird  aus  dem  im  vorigen  Jahr- 
gange erschienenen  Aufsatz  des  Herrn  Dr.  Scheiner  über  die 
Himmelsphotographie  noch  erinnerlich  sein,  dafs  man  bei  photographi- 
schen Stern-Aufnahmen  ein  aus  zwei  parallel  aufgestellten  Fernrohren 
bestehendes  Aequatorial  nöthig  hat,  bei  welchem  das  eine  Rohr  für 
chemische  Strahlen,  das  andere  für  optische  achromatisirt  sein  mufs. 


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102 


Dieses  letztere  Rohr  dient  alsdann  dazu,  das  photograpliische  Fernrohr 
während  der  ganzen  Expositionsdauer  beständig  auf  denselben  Punkt 
dos  Himmels  gerichtet  zu  halten.  Der  Astronom  wini  dann,  nachdem 
er  einen  gewissen  durch  Rektascension  und  Deklination  bestimmten 
Punkt  des  Himmels  als  Centrum  seiner  Aufnahme  gewühlt  hat,  die 
Gesichtslinie  des  Führungs-Fernrohrs  auf  einen,  diesem  centralen 
Punkt  benachbarten  Stern  richten.  Es  ist  dabei  nöthig  zu  wissen,  in 
welcher  Entfernung  dieser  Leitstern  von  dem  Plalton-Centrum  wird 
entfernt  sein  dürfen  und  mit  welcher  Genauigkeit  sein  Ort  am  Himmel 
bekannt  sein  mufs.  Im  Interesse  der  Genauigkeit  und  der  Leichtig- 
keit der  an  die  Ausmessungen  der  Aufnahmen  nachträglich  anzu- 
bringenden Reduktionen  war  es  unumgänglich  nothwendig,  positive 
Bestimmungen  nach  diesen  Richtungen  hin  zu  formiren.  Nach  einer 
sorgfältigen  Prüfung  und  langen  Berathungen  hat  das  Comitü  der 
Himmelskarte  bestimmt,  dafs  die  Sterne,  welche  zur  Fiihnmg  während 
der  Aufnahmen  dienen  sollen,  in  möglichst  kleiner  Entfernung  vom 
Platten-Centrum  gewählt  werden  sollen,  und  dafs  ihre  Oerter  bis  auf 
6 Bogensekunden  genau  bekannt  sein  müssen. 

.Man  mufsto  sich  ferner  auch  schlüssig  werden  über  Form  und 
Mechanismus  des  Verschlusses,  sowie  über  die  Construktion  und  Anbrin- 
gung der  Casetten,  welche  die  empfindlichen  Platten  aufzunehmen  haben. 
Es  ist  einleuchtend,  dafs  es  einerseits  besonders  für  kürzere  Expositions- 
dauer  wichtig  ist,  die  Art  des  Verschlusses  festzusetzen,  um  eine  voll- 
kommen gleichmäfsige  Expo.sitionsdauer  für  die  verschiedenen  Theile 
der  Platte  zu  erhalten,  und  dafs  andererseits  die  Casetten  auch  mit 
einem  Mechanismus  versehen  sein  müssen,  welcher  es  leicht  gestattet, 
sie  genau  senkrecht  zur  optischen  Axe  des  photographischen  Fern- 
rohrs zu  justiren.  Obgleich  derartige  Fragen,  wenigstens  was  die 
Verwirklichung  aller  Details  der  Apparate  anlangt,  vornehmlich  den 
Mechaniker  angehen,  so  konnte  doch  das  Comitü  nicht  umliin,  die 
allgemeinen  Anforderungen,  welchen  die  Vorrichtungen  Genüge  leisten 
müssen,  festzustellen. 

Schon  der  internationale  Congress  von  1887  hatte  bestimmt,  dafs 
zur  Sicherung  der  Genauigkeit  des  auf  die  Ausmessung  der  Platten 
sich  gründenden  Stemkatalogs  auf  jeder  Platte  vor  der  Exposition 
ein  feines  Netz  abgebildet  werden  sollte,  dessen  Linien  bei  der  Aus- 
messung als  Ausgangspunkte  zu  gelten  haben  und  gleichzeitig  gestatten 
werden,  die  geringen  Deformationen  nachzuw’eison  und  unschädlich  zu 
machen,  welche  die  empfindliche  Schicht  durch  die  mannigfachen 
Manipulationen  der  Entwickelung,  Fixage  und  Trocknung  erleiden 


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103 


kaim.  Denn  die  Distanz  der  Hilder  zweier  Sterne  wird  nur  dann 
der  wahren  Winkeldistanz  derselben  entsprechen,  wenn  die  Gelatine- 
schicht nicht  nachträg’lich  eine  Schrumpfung  oder  Zerrung  erfahren 
hat.  Es  haben  nun  die  auf  Anregung  des  Comit^s  an  verschiedenen 
Orten  mit  verschiedenen  Mitteln  vorgenommenen  Untersuchungen  er- 
geben, dafs  die  Zusammenziehung  oder  Verlängerung  für  eine  Distanz 
von  5 mm  Länge  noch  nicht  den  tausendsten  Theil  der  ganzen  Ent- 
fernung ausmacht,  was  auf  der  von  der  Intornatiuualen  Conferenz  an- 
genommenen Skala  einem  Winkelwerthe  von  0",03  entspricht,  eine 
Oröfse,  die  weit  unterhalb  der  durch  gewöhnliche  Mikrometermessung 
möglichen  Oenauigkeitsgrenzen  liegt. 

Das  Comitö  mufste  sich  aufserdem  auch  mit  der  Natur  der  anzu- 
wendenden Platten  beschäftigen,  mit  den  Vorschriften  zur  Bereitung 
und  Zusammensetzung  der  Entwicklungsbäder,  mit  dem  Einflufs  der 
Temperatur  auf  die  Entwicklungsdauer,  mit  der  Bestimmung  der 
Expositionsdauer,  welche  nöthig  ist,  um  auf  den  photographischen 
Platten  die  vorher  durch  die  Conferenz  bestimmten  Stemgröfsen  zu 
erreichen  (14.  Oröfse  für  die  eigentliche  Himmelskarte  und  11.  Oröfse 
für  die  Platten,  welche  die  Grundlage  eines  Stornkatalogs  bilden  sollen, 
der  die  genauen  Stellungen  von  etwa  drei  Millionen  Sternen  enthalten 
wird).  Die  letzte  Frage,  welche  besondere  Schwierigkeiten  bereitete, 
hatte  zu  langen  Debatten  Veranlassung  gegeben.  Die  in  dieser  Hinsicht 
vom  Coinite  angenommenen  wichtigen  Entschliefsungen  sichern  eine 
vollkommene  Gleichmäfsigkeit  des  ganzen  Werkes  für  alle  Stationen  und 
alle  die  verschiedenen  atmosphärischen  Zustände,  bei  denen  die  Arbeit 
nothwendigerweise  wird  ausgeführt  werden  müssen.  Dabei  ist  jedoch 
noch  nichts  vorausgesetzt  in  Bezug  auf  die  schwierige  und  noch  ganz 
ungelöste  Frage  über  die  Beziehungen,  welche  zwischen  den  optischen 
und  den  photographischen  Stemgröfsen  bestehen. 

Auch  die  Vertheilung  der  Arbeit  an  die  an  dem  Unternehmen 
zusammenwirkenden  Sternwarten  ist  ausgoführt  worden,  wenn  auch 
durch  das  in  Aussicht  stehende  Hinzutreten  noch  neuer  Theilnehmer 
die  Details  einer  späteren  definitiven  Feststellung  Vorbehalten  worden 
mufsten.  Gegenwärtig  ist  die  Zahl  der  theilnehmonden  Institute  bis 
auf  zwanzig  gestiegen.  Noch  während  der  vom  Comite  abgehaltenen 
Conferenz  haben  drei  neue  Sternwarten  ihre  Zusicherung  zur  Be- 
theiligung gegeben,  was  gewifs  von  allen  Freunden  der  astronomischen 
Wissenschaft  mit  Freuden  begrüfst  werden  winl:  Erstens  hat  die 
italienische  Regierung  für  die  neue  in  Catania  am  Fufse  des  Aetna 
gegründete  Sternwarte  die  für  die  AnschnPfung  eines  photographischen 


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104 


Acquatorials  nach  dem  allgemeinen  Muster  nöthigen  Geldmittel  be- 
willigt, zweitens  hat  der  Papst  Leo  XIII.  sich  entschlossen  auch  theil- 
zunehmen  an  der  Aufnahme  der  photographischen  Himmelskarte. 
Die  neue  Sternwarte,  welche  sich  derselbe  eben  auf  dem  Vatikan 
unter  der  Direktion  von  R.  D.  Denza  oinrichten  läfst,  wird  ein 
photographisches  Fernrohr  erhalten,  das  lediglich  für  die  zur  Vollendung 
der  Himmelskarte  nöthigen  Arbeiten  Verwendung  finden  soll.  Endlich 
hat  drittens  die  gesetzgebende  Körperschaft  zu  Buenos  Ayres  eine 
Gesetzesvorlage  angenommen,  nach  welcher  für  die  Arbeiten  an  der 
Himmelskarte  300  000  Francs  bewilligt  worden. 

Schliefslich  blieb  noch  eine  üufserst  wichtige  und  für  die  Zukunft 
des  grofsen  Werkes  bedeutungsvolle  Frage  zu  erledigen,  nämlich  die, 
ob  es  angezeigt  sei,  ein  Central-Institut  für  die  Ausmessungen,  die 
Reduktionen  und  die  Publikation  der  Ergebnisse  zu  gründen.  Da 
jedoch  gegen  diesen  Vorschlag  Bedenken  erhoben  wurden,  und  man 
alle  übrigen  Beschlüsse  in  voller  Einstimmigkeit  gefafst  hatte,  so  nahm 
das  Comitö  in  weiser  Erkenn tnifs  der  Nothwendigkeit,  alle  Differenzen 
zu  vermeiden,  vorläufig  von  diesem  Projekte  Abstand  und  beschränkte 
sich  zunächst  auf  die  Bestimmungen  zur  Ausführung  der  photographi- 
schen Himmelskarte  selbst,  welche  uns  einen  Sternkatalog  liefern 
wird,  der  eine  Fülle  wunderbarer  Entdeckungen  auf  dem  Gebiete  der 
Fixsternastronomie  in  Aussicht  stellt.  Die  Frage,  wo  man  die  Aus- 
messungen und  die  Publikation  ihrer  Ergebnisse  am  besten  vornehmen 
wird,  bleibt  aber  vorläufig  noch  eine  cura  posterior.  Wie  auch  immer 
hierüber  wird  entschieden  werden,  das  Zustandekommen  der  grofsen 
Himmelskarte  ist  zunächst  gesichert,  und  man  wird  zweifellos  auch 
die  Zukunft  und  Vollendung  des  schönen  Werkes  vor  aller  Fährlioli- 
keit  behüten. 

f 

Könnet  Brooks.  Bereits  in  den  vorigen  Heften  dieser  Zeitschrift 
berichteten  wir  über  die  Anfang  August  auf  der  Liok-Sternwarte  zuerst 
wahrgenommene  Theilung  des  von  Brooks  entdeckten  Kometen.  Die 
interessante  Beobachtung  wurde  bald  darauf  durch  Herrn  Prof.  Weiss 
in  Wien,  sowie  auch  in  Frankreich  durch  die  Herren  Charlois  und 
Bigourdan  bestätigt  Wir  sind  heute  in  der  Lage,  eine  in  den 
„Astronomischen  Nachrichten“  von  Herrn  Barnard  veröffentlichte 
Zeichnung  des  merkwürdigen  Kometen,  wie  er  nach  der  Katastrophe 
erschien,  zu  reproduziren.  — Derartige  Zertheilungen  von  Kometen 
sind  übrigens  in  diesem  Jahrhundert  schon  mehrfach  beobachtet 


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105 


worden,  das  classische  Beispiel  lieferte  im  Jahre  1846  der  berühmte 
Bielasche  Komet,  der  sich  alsdann  vollständig'  in  einen  Stemsohnuppen- 
schwarm  auflöste.  Später  zeigte  der  grofse  Septemberkomet  von  1882 
zunächst  eine  Zertheilung  des  Kernes  in  mehrere  hintereinanderliegende 
stemartige  Verdichtungen,  dann  sah  Schmidt  in  Athen  einen  kleinen 
Nebel,  welcher  den  Kometen  in  unmittelbarer  Nähe  des  Kopfes  be- 
gleitete und  offenbar  von  diesem  sich  losgelöst  hatte,  und  schhefslich 
glaubte  Herr  Barnard  eine  gröfsere  Anzahl  ähnUcher  begleitender 


Nebel  gesehen  zu  haben.  Diese  Theiluugen  und  ebenso  die  wunder- 
baren Oestalts-  und  Helligkeitsänderungen,  wie  sie  uns  im  vorigen 
Jahre  der  Komet  Sawerthal  kennen  lehrte,*)  beweisen,  dals  in  den 
Kometen  ungemein  gewaltsame  Katastrophen  an  der  Tagesordnung 
sind,  die  im  allgemeinen  auf  eine  Zerstörung  dieser  Weltkörper  hin- 
arbeiten. Die  verschiedenen  Theile  eines  zersprungenen  Kometen  laufen 
natürlich  in  nahezu  der  gleichen  Bahn  um  die  Sonne,  infolge  der 
bei  der  Katastrophe  erhaltenen,  entgegengesetzten  Qeschwindigkeiten 
werden  sich  jedoch  die  einzelnen  Theile  nach  und  nach  immer  weiter 

•)  vgl.  Himmel  u.  ErJe,  I,  S.  52. 


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106 

von  einander  entfernen.  Hesilzt  dann  ein  solcher  Komet  eine  sehr 
lanffc  Umlaiifzeit,  so  werden  zwischen  den  Wiederkünften  der  einzelnen 
Theile  längere  Pausen  entstehen  und  es  erklären  sich  solcherweise 
vielleicht  die  sogen.  Kometensysteme,  d.  h.  gewisse  Gruppen  von 
Kometenindividuen,  welche  wegen  der  nahezu  parabolischen  üahnform 
unmöglich  mit  einander  identisch  sein  können  und  doch  in  fast 
gleichen  Bahnen  einherlaufen.  Einem  solchen  System  gehören  zum 
Beispiel  die  Kometen  1843  I,  1880  I und  1882  II  an,  und  es  wäre 
nach  der  eben  ausgesprochenen  AulTassung  nicht  unwahrscheinlich, 
dafs  diese  drei  Kometen  die  im  Laufe  der  Zeit  weit  auseinander- 
geriickten  Theile  eines  einzigen  ehemaligen  Kometen  sind,  der  vor 
undenklichen  Zeiten  einmal  in  ähnlicher  Weise,  wie  jetzt  der  Brooks  sehe 
Komet,  eine  Zertheilung  erfahren  haben  mag*).  E.  Kbr. 


Der  Nebel  in  der  Andromeda.  Die  beiden  beigegebenen  Ab- 
bildungen des  inleressanten  Andromedanebels  bilden  eine  nachträgliche 
Illustration  zu  den  Seite  671  des  vorigen  Jahrgangs  gegebenen  Aus- 
führungen des  Herrn  Dr.  Scheinor  über  die  Leistungen  der  Photo- 
graphie auf  dem  Gebiete  der  Nebelflecke.  Die  erste  Abbildung  giebt 
die  beste  existirende  Zeichnung  des  Nebels  wieder,  sie  rührt  von 
Trott velot  her,  der  sie  am  lö-zolligen  Refraktor  der  Sternwarte  zu 
Cambridge  U.  S.  entworfen  hat.  Charakteristisch  treten  in  dieser 
Zeichnung  besonders  die  von  Bond  entdeckten  dunklen  Längsstreifen 
hervor.  Die  zweite  Abbildung,  eine  Copie  des  vorzüglichen  Photo- 
gramms von  Mr.  Roberts,  zeigt  uns  den  Nebel  in  ganz  neuem  Lichte, 
als  Ring-  oder  vielleicht  auch  Spiral -Nebel.  Die  dunklen  Streifen 
linden  hier  ihre  naturgemiisse  Erklärung  als  die  Zwischenräume  zwischen 
ilen  einzelnen  Ringen,  welche  den  Nobel  zusammensetzen.  Aber  auch 
im  übrigen  zeigt  sich  in  allen  Stücken  eine  wesentliche  Ueberlegen- 
heit  der  Photographie  über  die  blofse  Zeichnung;  wir  begnügen  uns 
jedoch  heute  damit,  dem  Leser  durch  die  obigen  Abbildungen  ein 
eigenes  Unheil  zu  ermöglichen. 


•)  vgl.  hierzu  auch  die  im  ersten  Julirgang  S.  108  besprochenen  .\nsichlon 
Bredichina  über  die  Entstehung  der  elliptischen  Kometenbahnon. 


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1((7 

Das  Standbild  Le  Verriers  und  die  Geschichte  der 
N eptunentdeckung. 

Von  der  Siebenzahl  der  heute,  aufser  der  Erde,  gekannten  grofsen 
Planeten  Mercur,  Venus,  Mars,  Jupiter,  Saturn,  Uranus,  Nep- 
tun kannten  das  Aitcrthum  und  Mittelalter  nur  die  ersten  fünf,  da 
diese  allein  mit  unbewaffnetem  Auge  zu  sehen  sind.  Uranus  wurde 
1781  von  Sir  William  Herschel  durch  die  Sehkraft  seines  selbst- 
gefertigten Telescopes  aufgefunden,  während  Neptun,  der  weiteste 
der  Planeten,  auf  Orund  kühner  rechnerischer  V'orher Verkündigung 
Le  Verriers  1846  auf  der  Berliner  Sternwarte  zuerst  als  Planet  er- 
kannt worden  ist.  Vor  dieser  Entdeckung  des  Neptun  waren  die  zwei- 
fellos erkannten  aber  noch  unerklärten  Unregelmäfsigkeiten  im  Laufe 
des  Uranus  auf  dem  Gebiete  der  Planetentheorie  eine  Quelle  von  Un- 
sicherheit. Es  war  nicht  möglich,  auf  der  Basis  der  Oravitations- 
theorie*)  eine  Bahn  für  Uranus  zu  errechnen,  die  allen  Beobachtun- 
gen desselben  genügt  hätte.  Uranus  war  seit  1690  bis  zu  seiner 
Entdeckung  bereits  19  mal  als  Fixstern  durch  Flamsteed,  Brad  1 ey, 
Mayer  und  Le Monnier  aufgezeichnet  worden,  aber  eine  umfassende 
IJarstellung  dieser  älteren  und  der  späteren  Beobachtungen  war  1821 
von  Alexis  Bouvard,  dem  treuen  Rechengehilfen  von  Laplace, 
vergeblich  angestrebt  worden.  Zwei  verschiedene  Erklärungen  boten 
sich  für  diese  auffallende  Thatsache  dar;  entweder  galt  das  Anziehungs- 
gesetz nicht  so  allgemein,  wie  bislang  angenommen  ward,  oder  ein  noch 
unbekannter  Körper  verursachte  die  räthselhaften  Störungen  im  I.<aufe 
des  Uranus;  ein  dritter  Weg  nämlich,  die  Genauigkeit  der  älteren  Beob- 
achtungen überhaupt  anzuzweifeln  und  dieselben  demgemäfs  zu  vernach- 
lässigen, führte  Bouvard  freilich  zu  einer  vorläufigen  Bahnbestimmung 
des  Uranus  aber  zu  keiner  endgültigen  Lösung  der  Frage,  da  schon  nach 
wenigen  Jahren  der  Planet  wieder  von  dem  in  Bouvards  Tafeln  an- 
gegebenen Orte  bedeutend  abwich.**)  Wollte  man  die  Allgemeingültig- 
keit  des  Anziehungsgesetzes  innerhalb  des  Planetensystems  aufrecht- 
erhalten, so  blieb  nur  die  zweite  Annahme  übrig,  dafs  ein  noch  unbe- 
kannter Körper  die  Unregelmäfsigkeiten  des  Uranus  verursache.  Diese 
Annahme  forderte  die  Astronomen  zu  dom  neuen  Unternehmen  heraus, 
durch  Umkehrung  des  gewöhnlichen  Problems  der  Störungen  — 
dessen  Aufgabe  es  ist,  den  unbekannten  Einflufs  mehrerer  bekannter 
Körper  auf  die  Bewegung  eines  bekannten  Körpers  zu  berechnen  — 

*)  Himmel  und  Erde,  Jahrg^.  1,  pag.  645  ff. 

**)  Der  Fehler  betrug  lö^lO  l)ereihi  20  Uogensecunden  und  stieg  1844  bis 
auf  2 Bogenminuten. 


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108 


die  bei  weitem  schwierigere  Aufgabe  zu  lösen,  aus  dem  bekannten 
Ehnflufs  eines  unbekannten  Körpers  (in  diesem  Falle  Neptun)  auf 
die  Bewegung  mehrerer  bekannter  Körper  (in  diesem  Falle  Jupiter, 
Saturn,  Uranus),  den  Ort  jenes  nur  durch  seine  Anziehung  sich  ver- 
rathenden  Körpers  zu  errechnen.  Viele  Astronomen  mögen  die  Lö- 
sung dieser  Aufgabe  versucht  haben;  überliefert  sind  uns  die  Ver- 
suche von  Bouvards  Neffen  Eugen  Bouvard,  F.  J.  llussey  und 
Bessols  Schüler  F'lomming.  Einem  jungen  Franzosen,  Urbain 
Jean  Joseph  Le  Verrier,  am  11.  Juni  1811  zu  Saint-LO  geboren, 
blieb  die  I.dsung  Vorbehalten. 

Im  Sommer  1845  begann  Le  V'errier  auf  Anregung  Aragos 
die  analytische  Bearbeitung  des  Uranusproblems,  deren  Ergebnisse  er 
schon  am  10.  November  1845,  am  1.  Juni  und  31.  August  1846  in  den 
Sitzungen  der  Pariser  Akademie*)  mittheilon  konnte.  Am  23.  Sep- 
tember 1846  erhielt  I)r.  Galle,  damals  Observator  an  der  Berliner 
Sternwarte,  von  Le  Verrier  eine  briefliche  Aufforderung,  nach  dem 
erreohneton  Planeten  am  Himmel  zu  suchen.  Noch  in  derselben  Nacht 
entdeckte  Galle  mit  Hülfe  einer  von  Bremikor  eben  fertiggestellten 
Sternkarte,  deren  Zuhülfenahme  D’Arrest  angerathen  hatte,  unweit  der 
von  Le  Verrier  angegebenen  Stelle  den  vielumworbenen  Planeten 
Neptun.  Die  Wissenschaft  feierte  einen  ihrer  schönsten  Triumphe;  das 
Newtonische  Weltgesetz  stand  jetzt  gerechtfertigter  da  als  je  zuvor. 

Der  Ruhm  Le  Verriers,  die  optische  Auflindung  des  Neptun 
durch  seine  mit  ebensoviel  Geschick  als  Ausdauer  und  Geduld  ge- 
führten Rechnungen  veranlafst  zu  haben,  kann  dadurch  nicht  geschmälert 
werden,  dafs  schon  ein  .Jahr  vor  ihm  der  Engländer  ,1.  C.  Adams 
die  Aufgabe  theoretisch  mit  gleichem  Erfolg  gelöst  hatte,  ohne  jedoch 
seine  Resultate  zur  allgemeinen  Kenntnifs  zu  bringen.  Nur  Airy,  der 
königliche  Astronom  in  Greenwich,  und  Challis,  der  Director  der 
Sternwarte  in  Cambridge,  waren  in  die  erst  1847  publicirten  Unter- 
suchungen von  Adams  vorher  eingeweiht,  und  Neptun  war  bei  den 
bezüglichen  Nachsuchungen  von  Challis  bereits  mit  aufgezeiebnet, 
aber  noch  nicht  als  Planet  erkannt  worden. 

Le  Verrier  beschlofs  sein  thateureiches  Loben  am  Jahrestage 
der  Neptunentdeckung,  am  23.  September  1877,  als  Direktor  der  Stern- 
warte zu  Paris.  Auch  ohne  die  Leistung  der  Neptunerrechnung  würde 
Le  Verrier  den  Riesen  unter  den  Astronomen  zugezählt  werden 

•)  Diese  Mitlheiluogen  und  die  vom  5.  October  1846  finden  sich  gesammelt 
in  der  .Connaissance  des  Teraps  pour  18t9“  unter  dem  Titel;  .Recherches  sur 
les  mouvemenls  de  la  Planete  Hcrschel  par  U.  J.  Le  Verrier.“ 


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;i  ;'iyCiOU^Ic 


Das  Le  Verrier-Denkmal 
vor  der  Pariser  Sternwarte. 


100 


müssen.  Seine  Untersuchunffen  über  die  Stabilität  des  Sonnensystems, 
und  die  periodischen  Kometen  von  Lexoll,  Do  Vioo  und  Faye, 
seine  Leistungen  auf  dem  Gebiete  der  Störungsrechnung  aller  grofsen 
Planeten  hätten  der  wissenschaftlichen  Welt  schon  allein  die  Berech- 
tigung gegeben,  Le  Verriers  Andenken  durch  ein  Denkmal  zu 
ehren.  Ein  solches  ist  am  27.  Juni  dieses  Jahres  durch  den  fran- 
zösischen Unterrichtsminister  im  Beisein  vieler  Gelehrten  im  Ehren- 
hof der  Pariser  Sternwarte  feierlichst  enthüllt  worden.  Die  Herstellungs- 
kosten sind  auf  dem  Wege  einer  internationalen  Sammlung  dem  Er- 
richtungscomitö  zugeflossen.  Das  Standbild,  dessen  Abbildung  diesem 
Hefte  als  Titelbild  beigegeben  ist,  trägt  die  einfache  Inschrift 
U.  J.  J.  Le  Verrior  1811 — 1877. 

Die  Loverriersche  Vorherverkündigung  des  Neptun  ist  von  dem 
Künstler  Chapu  in  sinniger  Weise  durch  die  kühne  Hindeutung 
Le  Verriers  auf  einen  Punkt  der  Himmelssphäre  angedeutet  worden. 

Das  schönste  Denkmal  hat  sich  Le  Verzier  in  seinen  Abhand- 
lungen in  den  „Annalen  der  Pariser  Sternwarte“  selbst  gesetzt 

F.  S.  Archenhold. 


Statistik  der  Erdbeben  ln  Japan.  'Die  „Official  Gazette“  von 
Japan  enthält  eine  Zusammenstellung  aller  Erdstöfse,  welche  von  1875 
bis  1889  auf  dem  meteorologischen  Central-Observatorium  in  Tokio 
registrirt  worden  sind.  Hiernach  wurden  während  der  letzt  vergan- 
genen neun  Jahre  in  Tokio  nicht  weniger  als  692  mehr  oder  minder 
heftige  Erderschütterungen  des  Bodens  beobachtet.  Auf  das  Jahr  1888 
fallen  allein  181,  sodafs  hier  also  ira  Durchschnitt  jeden  zweiten  Tag 
ein  Erdbeben  stattfand.  Die  Anfangs-  und  Eudmonate  des  Jahres 
zeichneten  sich  besonders  durch  seismische  Thätigkeit  aus.  Der  Monat 
März  übertrifft  alle,  ihm  zunächst  kommt  Dezember;  der  August  ist 
dagegen  fast  frei  von  kritischen  Tagen.  Die  Gebäude  Tokios  ruhen 
zumeist  auf  Alluvialbodon,  der  erfahrungsmäfsig  den  Erderschütterungen 
weniger  Widerstand  entgegensetzt  als  fester  Felsgrund. 


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110 


Erachelnan^eii  am  Stentenhiiitiiiel  im  Monat  November-Dezember. 
(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  für  Berliner  Zeit) 
u Der  Mond. 


Aufgang 

Untergang 

15. 

Nov. 

Letztes  Viertel 

lOk 

3S«  Ab. 

ii> 

35"  Nm. 

■23. 

Neumond 

7 

47 

M(4. 

4 

27 

Ab. 

■2i. 

w 

Erdnähe 

9 

12 

„ 

5 

8 

n 

■Ja. 

Erstes  Viertel 

1 

18 

Nm. 

11 

n 

n 

7. 

Dez. 

Vollmond 

4 

1 

* 

7 

43 

Mg. 

10. 

n 

Erdferne 

C 

17 

10 

30 

Vm. 

1.5. 

f> 

Letztes  Viertel 

11 

54 

Ab. 

0 

42 

Nm. 

Maxima  der  Libralion:  21.,  29.  November,  6.,  14.  Dezember. 


2.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Ueetas. 

Declin. 

Aufjf. 

Uiitorg. 

Reclaa. 

Declin. 

\u(g. 

Unterg. 

13. 

Nov, 

I4bi3m 

-12°31' 

3>>50"'\«. 

I3I  47"> 

— 9“  19 

4*»  58*  If. 

3l>32»>Sii. 

17. 

14  47 

-14  53 

6 12  . 

3 

44  . 

14 

4> 

—11  6 

5 

II  . 

3 

25  , 

21. 

15  11 

-17  6 

d 34  « 

3 

40  . 

14 

25 

— 12  50 

5 

24  . 

3 

18  , 

25. 

15  37 

—19  8 

6 56  . 

3 

36  . 

14 

44 

-14  28 

37  . 

3 

13  . 

29. 

IG  3 

—20  .56 

7 18  , 

3 

34  . 

15 

4 

— 16  1 

51  - 

3 

7 . 

3. 

Dezb. 

16  211 

—22  27 

7 39  . 

3 

33  , 

15 

24 

-17  27 

3 m 

3 

3 , 

7. 

* 

16  .56 

—23  41 

7 59  , 

3 

35  , 

15 

44 

-18  46 

17  . 

i-' 

.59  . 

11. 

17  23 

—24  36 

8 21  . 

3 

40  . 

16 

5 

-19  .56 

29  . 

2 

55  » 

15. 

fl 

17  51 

I 

-25  9 

S 40  . 

3 

48  , 

16 

26 

-20  58 

42  , 

2 

.54  . 

7.  Dezember  Sonnenfenie. 


Mars 

J u p i t e r 

|Rectas.  Declin.  Aufg.  1 

Unterg. 

Recta«. 

Declin.  j 

Aufg.  1 Unterg. 

15. 

Nov.  1 

ll»b  l->m  O»!-)’  Oh  -29" lg. 

2I>41">Sb 

ISNÖ»' 

— 2.3°21' 

IJh  Via. 

(jh  4:?"!Iib. 

21. 

12  26  — 1 14  2 27  . ' 

2 23  , 

18  39  i 

—23  17 

10  48  . 1 

6 24  , 

27. 

12  .39  — 2 3.S  2 23  . 

2 .5  , 

18  44 

—23  12 

10  29  . 

B 7 ^ 

3. 

Dezb. 

12  .52  — 4 1 2 20  . 

1 48  , 

18  .50 

—23  7 

10  10  „ 

5 .50  . 

9. 

13  5 — 5 22  2 16  . | 

1 30  . 

18  .55 

—23  0 

' 9 52  , 

5 32  , 

1.5. 

;i3  18  — 6 41  2 13  , I 

I 13  , 

19  1 , 

—22  53 

9 33  . 

■5  15  „ 

|i  Saturn 

Uranus 

1 Rectas.j  Declin.  Aufg. 

1 Unterg. 

Itectas. 

Declin. 

Aufg. 

I Unterg. 

17. 

Nov. 

!l()h-2:ii.|+ll.;t7'  Illi3ü'».tk. 

‘ I''46"Sb. 

13l>31"> 

— 8"  .5.5' 

4b31«ilf. 

3h  4m  Jb, 

2.5. 

i 

n 

10  24  +11  3211  1 . 

1 15  . 

13  33 

-9  5i 

4 2 , 

2 34  . 

3. 

Dezb. 

10  2.5  +11  29  10  30  . 

0 44  . 

13  34 

— 9 13’ 

3 33  . 

•i  9 , 

11. 

10  25  ’+lI  28  9 59  . 

0 13  . 

13  36 

— 9 21 

3 4 . 

1 32  . 

19. 

- 

10  2.5  +11  30  9 27  ,. 

II  41  Va. 

13  37 

— 9 28 

2 34  , 

1 1 , 

Klongalion  des  Satiirntrabanten  Titan:  21.  Nov.  wosll.,  29.  ösll.,  6.  Dez.  wesll., 
14.  Dez.  Ö6tl.  Klong. 


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Hl 


N c 

1 p t u u 

Roctas. 

j Doclin. 

Aufg. 

Unterg. 

12.  Nov. 

4b  7m 

+ 1!)M2' 

4I1  4sm 

Sh  36“  Vm. 

•27.  . 

4 6 

4-19  7 

ll  ■’  - 

7 35  . 

12.  Dezb. 

4 4 

19  2 ' 

' 2 47  . 

6 q 

3.  Beobachtbare  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

18.  Nov.  n.  Trab.  Vcrfinst,  Austritt  29“  Nm.  (28“  nach  Sonnenunterg’.). 
25.  , I.  , . . 4 6 , (13  „ , ). 

(Die  weiteren  Verfinsterungen  der  Trabanten  werden  wegen  der  Sonnennähen 
Stellung  des  Jupiter  allmählich  nicht  beobachtbar.) 


4.  Stembedeckungen  durch  den  Mond. 

(Für  Berlin  sichtbar.) 

Griifse 

Kintrill 

18. 

Novemb. 

•v  Virginia  4.4™ 

3^  2"* 

Mg. 

•29. 

• t Aquarii  4.0 

5 1 

Nni. 

8. 

Dezemb. 

•t,  Oemin.  3 — t 

6 5 

Austritt 
4"  G“  Mg. 
6 II”  Nm. 
fi  ,VJ  - 


5.  Veränderliche  Sterne. 


a)  Maxima  variabler  Sterne: 


Maximum 

Helligkeit 

im 

1!>89 

nm 

M.1X. 

Min. 

Kectas. 

Dcclin. 

R Tauri 

:t0.  Nov. 

7.4» 

13" 

Ib  22« 

1,3«  4-  9” 

.55’ 

U Monocor. 

18.  , 

6.0 

7.2 

7 

•25 

29  — 9 

,33 

R Virginis 

:S0.  - 

6.7 

11 

12 

32 

.53  4-  7 

36 

R Serpcnlis 

ü.  Dezb. 

5.6 

11 

15 

45 

.Vi  4-  15 

28 

R Scuii 

13.  . 

5 

8 

18 

41 

34  — 5 

49 

U Dyrac 

6.  ^ 

4.3 

4.6 

18 

51 

.57  4-  43 

48 

K Atjuilae 

2G.  Nov. 

6.7 

11 

19 

I 

1 4-  « 

4 

U Cephei 
Algol 
U Coronae 
S Cancri 
Y Cygiii 


b)  Minima  der  Stenic  vom  Algol-Typus; 

19.,  23.,  28.  Nov.,  3.,  8.,  i:i.  Dez.  Nachts. 

IG.  Not.  Mg.,  21.  Ab,  27.  Nm.,  3.  Dez.  Mg..  9.  Mg.,  14.  Ab. 

18.  Nov.  Mg.,  24.  Ab.,  1.  Dez.  Ab..  S.  Ab.,  I.i.  Dez.  Nm. 

22.  Nov.  Ab.,  2.  Dezb.  Mg.,  11.,  Ab. 

(Jedes  3,  Min.):  IG.  Nov.  Nm.,  21.  Mg.,  2.V  Nni.,  .‘!0.  Mg.,  I.  Dez 
Nm.,  9.  Mg.,  13.  Mitt. 


T Monoc.  . 
fi  Lyrae 
Tj  Aquilae  . 
5 Cephei  . 


c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 
. 20.  Nov. 

. 27.  Nov.,  10.  Dez. 

. IG.,  23.,  30.  Nov.,  7.,  I.">.  Dez. 

. 18..  23.,  28.  Nov..  I.,  9.,  14.  Dez. 


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112 


6.  Meteoriten. 

Am  27.  November  haben  die  ..Andromedon“  ihr  Maxiraum.*)  sie  werden, 
da  der  Mond  nicht  sichtbar  ist,  gut  wahrgenommen  werden  können,  in  diesem 
Jahre  allerdings  nicht  in  ihrem  Glanze.  In  der  ersten  Hälfte  des  Dezember 
schwärmen  auch  die  HOeminidon**  (Maximum  10.  Dez.);  ihr  Ausgangspunkt 
liegt  wenig  westlich  von  Castor  in  den  Zwillingen;  der  Mond  wird  der  Beob- 
achtung etwas  störend  sein.  Bemerkenswerth  ist  noch  ein  um  den  6.  Dezb. 
im  „Stier“  aus  dem  Radiationspunkto  von  AR  =r  80®,  D=s-f-2Ji"  entspringender, 
nicht  unbeträchtlicher  Metoorilen<»trom;  der  Vollmond  dürfte  aber  die  Beob- 
achtung sehr  beeinti^htigen. 

7.  Nachrichten  über  Kometen. 

Der  Julikomet  Brooks  bewegt  sich  im  November  und  Dezember  mit 
langsam  abnehmender  Helligkeit  in  den  „Fischen*.  Die  Umlaufszcit  des  Ge- 
stirns hat  sich  nach  den  jetz.t  mehr  mit  einander  überein.stimmenden  Bahnen 
der  Rechner  ungefähr  gleich  der  des  Fayeschen  Kometen  herausgestellt, 
nämlich  etwa  7'/*  Jahre.  Unter  den  anfangs  August  neben  dem  Kopfe  des 
Kometen  aufgelretencn  drei  oder  vier  Nebclmassen  scheinen,  so  viel  die  Mefs- 
uiigen  an  den  grofsen  Fernrohren  von  Wien  und  ML  Hamilton  erkennen 
lassen,  Bewegungen  vorfolgbar  zu  sein;  auch  eine  Veränderlichkeit  des  Lichb'S 
dieser  merkwürdigen  Gebilde  ist  in  Wien  bemerkt  worden. 

Der  D avidsoiische  Komet  steht  Anfang  Novomber  im  centralen  Theilo 
des  Herkules  und  bewegt  sich  mit  ziemlich  constantor  schwacher  Helligkeit 
in  der  Richtung  gegen  Wega. 

Der  Barnardsche  Märzkomet  steht  Anfang  des  Novomber  im  südlichen 
Theilo  des  Wallfisches,  und  hat  um  den  G.  November  wieder  jene  Lichthelle, 
die  er  bei  seiner  Auffindung  gezeigt  hat. 

•)  HadUtionnpunkt  AU=:2r>*.  D=-|-44®. 


Vc>rtng  Ton  Hermann  Pactet  in  UerÜD.  — I>ruck  von  Wilhelm  Uronau'ii  Buchdruckerei  ln  Herllo. 
Für  die  Kedaction  verantwortlich ; I>r.  M.  Wilhelm  .Mojer  in  Berlin. 
Unberechtigter  Nachdruck  aus  dem  luball  dieser  Zeilacbrin  unteraagt. 
Uet>er<iPttuDgsrecbt  Vorbehalten. 


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Der  Thurm  der  Wiade  in  Athen. 


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■iT»>  *>*>■»'* 


Die  Anfänge  der  meteorologischen  Beobachtungen 
und  Instrumente. 

Von  Dr.  G.  Hellmann, 

Mitglied  dce  kgl.  meteorologiecben  InstKuU  in  Berlin. 


ti  der  Entwicklungsgeschichte  der  meteorologischen  Beobachtungen 
lassen  sich  drei  deutlich  von  einander  getrennte  Perioden  unter- 
scheiden. 


Die  erste,  welche  mit  den  Anfängen  menschlicher  Kultur  anhebt 
und  etwa  bis  zur  Mitte  des  15.  Jahrhunderts  reicht,  bietet  nur  ver- 
einzelte meteorologische  Wahrnehmungen,  denen  die  Regelmäfsigkeit 
und  eine  zielbewufste  Ausführung  vollständig  abgeht.  Mit  der  zweiten 
Periode  beginnen  die  systematischen  meteorologischen  Beobachtun- 
gen, welche  Tag  für  Tag,  bisweilen  in  noch  kürzeren  Zwischenräumen, 
regelmäfsig  fortgeführt  werden.  Diese  erlangten  jedoch  erhöhte  Bedeutung 
erst  nach  der  Erfindung  der  wichtigsten  Instrumente,  so  dafs  man 
um  die  Mitte  des  17.  Jahrhunderts  die  dritte  Periode,  die  der  syste- 
matischen instrumenteilen  Beobachtungen,  ihren  Ursprung  nehmen 
lassen  kann.  Es  bildet  deshalb  die  Erfindung  der  meteorologischen 
Instrumente  die  wichtigste  Epoche  in  der  Geschichte  der  Meteorologie 
überhaupt;  denn,  wenn  auch  die  praeinstrumentelle  Witterungskunde 
bereits  manche  Thatsachen  richtig  erkannt  und  insbesondere  einen 
reichen  Schatz  von  Erfahrungen  auf  meteorologischem  Gebiete  an- 
gesammelt hatte,  so  gestatteten  doch  erst  wirkliche  Messungen  mit 
Instrumenten  quantitative  Werthe  und  Verhältnifszahlen  an  die  Stelle 
von  unbestimmten  Abschätzungen  des  Mehr  oder  Minder  zu  setzen 

BiiDinel  uod  Erde.  11.  3.  3 


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114 


und  somit  das  Verstiindnifs  der  Abhäng'ig’keit  der  einzelnen  W'ittemng^- 
faktoren  von  einander  erfolffreioh  anzubahnen. 

Die  ersten  Anlange  dieser  dritten  Periode,  der  instrumentclien 
Meteorologie,  sollen  uns  iin  Folgenden  des  Näheren  beschäftigen.  Zu 
dem  Ende  müssen  indessen  zuvor  noch  einige  wiclitige  Thatsachen 
aus  den  beiden  vorangegangenen  Perioden  beigebraebt  werden,  um 
die  allmähliche  Entwicklung  der  Heobachtungen  und  die  natürlichen 
Uebergänge  und  Zwischenglieder  der  eben  unterschiedenen  Zeit- 
abschnitte deutlicher  erkennen  zu  lassen.  — 

Von  der  Meteorologie  als  Wissenschaft  spricht  man  mit  Recht 
erst  seit  wenigen  Jahrzehnten,  aber  als  Wissensgebiet  besteht  die- 
selbe schon  seit  den  ältesten  Zeiten. 

Bereits  im  Anbeginn  der  Kultur,  als  der  Mensch  noch  nomadisirend 
lebte,  und  erst  recht  später,  als  er  sefshaft  geworden  war,  Acker- 
bau und  Viehzucht  betrieb,  mufsten  bei  dem  langen  Aufontlialt  im  Freien 
unwillkürlich  allerlei  Wahrnehmungen  über  Witterungserscheinungen 
gemacht  werden,  die  meisteutheils  zwar  noch  unrichtig  gedeutet  und 
aufgefafst  wurden,  allmählich  aber  doch  zur  Erkenntnifs  von  einer 
Reihe  wichtiger  Thatsachen  führten.  Da  bei  der  vom  Menschen  sicherlich 
bald  erkannten  Abhängigkeit  des  Gedeihens  der  Feldfrüchte  von  der 
AVitterung  alle  diesbezüglichen  Wahrnehmungen  einen  praktischen 
Hintergrund  hatten,  darf  es  uns  nicht  wunder  nehmen,  dafs  wir  schon 
im  grauen  Alterthumo  eine  ziemlich  weit  entwickelte  l^ehre  von  den 
Wetterzeichen  antrelTen:  ein  Ge.sichtspunkl,  der  für  die  Entwicklung 
der  Meteorologie  nahezu  zwei  Jahrtausende  hindurch  ausschliefslich 
bestimmend  gewesen  ist. 

Theoretiker,  wie  Aristoteles,  waren  darum  selten;  vielmehr  trug 
die  meteorologische  lättoratur  der  alten  Griechen  und  Römer  zumeist 
(las  Gepräge  von  Aratus'  „Bternerscheinungen  und  Wetterzeichen“, 
welche  insbesondere  bei  den  praktisch  gesinnten  Römern  in  den  Werken 
der  Geoponiker,  d.  h.  derSohriftsteller  Uber  den  Landbau,  weiteren  Ausbau 
erfuhren.  Ja,  wenn  man  Columellas  Calendarium  rusticum  durch- 
sieht, in  welchem  fast  für  jeden  Tag  im  Jahre  die  wahrscheinlich  zu 
erwai-tende  Witterung,  insbesondere  die  Windrichtung,  verzeichnet 
steht,  mufs  man  annehnien,  dafs  schon  zu  jener  Zeit,  also  unter  Xeros 
Herrschaft,  regelinäfsig  fortgesetzte  Heobachtungen  gemacht  worden 
sind.  Indessen  besitzen  wir  in  den  uns  überkommenen  AVerken  des 
klassischen  Alterthuins  kein  einziges  meteorologisches  Tagebuch, 
welches  systematische  AVitterungsaufzoichnungen  enthielte.  .Auch  wissen 
wir  nicht,  wer  zuerst  ein  solches  AVetterjournal  geführt  hat. 


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115 


Auf  die  Autorität  Alexander  von  Humboldts  hin  nahm  man 
bisher  gewöhnlich  an,  dnfs  dies  von  Christoph  Columbus  auf  seiner 
ersten  Falirt  nach  Amerika  im  Jalire  149’J  geschehen  sei.  Nachdem 
ich  aber  in  dieses  Tagebuch,  dessen  Echtheit  ja  obendrein  von 
manchen  in  Frage  gestellt  wird,  nähere  Einsicht  genommen  habe, 
nnifs  ich  sagen,  dafs  hier  von  einer  regelmäfsigen  und  einigermafson 
planvollen  Beobachtungsreihe  keine  Rede  sein  kann.  Es  sind  immer  nur 
vereinzelte  Bemerkungen  über  Witterungserscheinungen,  die  für  uns 
ein  besonderes  Interesse  deshalb  haben,  weil  darin  zum  ersten  Male 
einige  charakteristische  Verhältnisse  im  Klima  der  durchfahrenen  Gebiete, 
z.  B.  des  Windstillengürtels,  zum  Ausdruck  kommen. 

Wie  überall  in  der  Natur  und  in  der  Geschichte,  darf  man  viel- 
mehr auch  in  unserem  Falle  eine  allmähliche  Entwicklung  der 
meteorologischen  Beobachtungen  aus  der  ersten  Periode  in  die  zweite, 
d.  h.  aus  vereinzelten  in  systematische,  als  naturgemäfs  annehmen. 

Die  Chronikenschreibor  pflegten  schon  im  frühesten  Mittelalter 
Nachrichten,  zunächst  nur  über  ganz  aufsergewohnliche  Witterungs- 
vorgänge, zu  verzeichnen  und  später  in  immer  mehr  sich  vervoll- 
kommnenderWeise  den  Witterungscharakter  der  einzelnen  Jahre,  bisweilen 
auch  schon  der  Jahreszeiten,  zu  notiren.  Aus  diesen  Anfängen  heraus 
hat  sich  meines  Erachtens  die  systematische  Witterungsbeobachtung 
entwickelt.  Irgend  ein  zur  Beobachtung  besonders  geneigter  Gelehrter, 
vielleicht  ein  Mönch,  hat  zum  ersten  Male  Tag  für  Tag  die  Witterung 
verfolgt  und  in  einem  Kalender,  einem  Missale  oder  sonst  einem 
.\lltag8buche  niederzuschreiben  nicht  vei-säumt. 

Wer  dies  gethan,  vermag  ich  freilich  nicht  zu  sagen.  Doch  scheint 
aus  verschiedenen  Gründen,  die  anzufiihren  hier  zu  lang  sein  würde, 
Italien  auch  in  dieser  Beziehung  das  Vorrecht  zu  gebühren;  werden 
wir  es  doch  bald  als  das  eigentliche  Vaterland  der  instrumeutellen 
Meteorologie  kennen  lernen.  Als  Zeitpunkt  nehme  ich  die  Mitte  des 
15.  Jahrhunderts  an. 

ln  Deutschland  fallen  die  ersten  regelmäfsigen  Witterungsauf- 
zeichnungen in  eine  etwas  spätere  Zeit,  in  den  Anfang  des  16.  Jahr- 
hunderts. Der  Nürnberger  Geistliche  Johann  Werner,  welcher  von 
1493 — 98  in  Rom  lebte  und  später  in  seiner  Heimath  thiitig  war, 
scheint  dieselben  in  den  .fahren  1513  —20  gemacht  zu  haben;  doch 
werden  in  den  nach  seinem  Tode  von  Johann  Schoner  im  Jahre 
1546  verölTentlichten  „Canones  sicut  brevissimi,  ita  etiam  doctissimi, 
complectentes  praecepta  et  observationes  de  mutatione  aurae,  clarissimi 
mathematioi  .loannis  Verneri  Norioi”  die  Beobachtungen  nicht  aller 

8‘ 


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116 


Tage  mitgetheilt  Dafür  wird,  entsprechend  der  in  jene  Zeit  fallenden 
Bliitho  astro-meteorologischen  Aberglaubens,  jedeWitterungsersoheinung, 
und  sei  es  auch  ein  einfacher  Gewitterregen,  durch  Konstellations- 
Einflüsse  der  Gestirne  zu  erklären  gesucht.  Wirkliche  tägliche 
Kotirungen  dagegen  enthält  ein  werthvollos  Manuskript  der  König- 
lichen Bibliothek  zu  Dresden,  welches  eine  „Auffmerckung  der  täg- 
lichen Witterung  über  das  Jahr  1576“  für  Dresden  nachweisL  Es 
soll  entweder  vom  Kurfürsten  August  von  Sachsen  selbst  oder 
auf  dessen  unmittelbaren  Befehl  abgefasst  sein.  Da  auch  für  die  Jalire 
1579—80  und  1581  82  ähnliche  Witterungstagebücher  noch  vorhanden 

sind,  darf  man  eine  längere,  ununterbrochene  Beobachtungsreihe  vor- 
aussetzen und  annehmen,  dafs  die  fohlenden  Jahre  verloren  gegangen 
sind.  Bei  dem  regen  Sinne  jenes  Fürsten  für  Kunst  und  Wissen- 
schaften, sowie  bei  seiner  (und  seiner  Gemahlin  Anna)  Vorliebe  für 
Alchimie  und  die  mit  dieser  oft  verbündeten  Astrologie,  erscheint 
uns  seine  Antheilnahme  an  den  täglichen  Witterungsbeobachtungen 
sehr  wohl  begreiflich.  Die  Geschichte  der  Meteorologie  weifs  noch 
manche  andere  Fälle  aufzuzählen,  in  denen  Fürsten  meteorologische 
Beobachtungen  selbst  gemacht  oder  die  Anstellung  solcher  unmittelbar 
veranlafst  haben;  wird  sich  weiterhin  doch  noch  Gelegenheit  bieten, 
zu  zeigen,  wie  das  erste  meteorologische  Bcobachtungsnetz  der 
Initiative  eines  Fürsten  seine  Entstehung  verdankt. 

Im  übrigen  gebührt  zumeist  den  Astronomen  jener  Zeit  das 
V'erdienst,  auch  regelmäfsige  Witterungsnotizen  gemacht  zu  haben. 
So  führte  Tycho  Brahe  auf  seiner  Sternwarte  Uraniaborg  von  1582 
bis  97  ein  sehr  vollständiges  meteorologisches  Tagebuch,  welches  erst 
vor  wenigen  Jahren  durch  die  Dänische  Akademie  der  Wissenschaften 
veröffentlicht  worden  ist.  Ebenso  stellte  Kepler  seit  1604  in  Prag, 
seit  1628  in  Sagan  regelmäfsige  Beobachtungen  an,  und  auch  die 
analogen  Aufzeichnungen,  welche  der  Landgraf  Hermann  von 
Hessen  während  der  Jahre  1623 — 46  zu  Kassel  machte  und  später 
(1651)  unter  dem  Pseudonym  Uranophilus  Cyriandrus  in  dem 
dickleibigen  Werke  „Historia  Meteorologica,  Das  ist  Vier  und  zwantzig 
Jährige  eigentliche  vnd  trewfleifsige  Observation  vnd  tägl.  verzeichnifs 
des  Gewitters,*)  vom  1.  Januar  1623  an  bis  zum  letzten  Dec.  1646  in 
dreyen  membris  verfafst “ veröffentlichte,  verdienen  gleichfalls 

•)  Gewitter  nannte  man  damals,  was  wir  heute  unter  Wetter  verstehen, 
während  unser  heutiges  Gewitter  mit  Donnerwetter,  Unwetter  u.  dergl.  bezeichnet 
wurde. 


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117 


hier  grenannt  zu  werden.  Ihr  Abschluls  liillt  in  eine  Zeit,  zu  der 
in  Italien  bereits  sämtliche  meteorologische  Instrumente  erfunden 
waren,  also  in  den  Anfang  der  dritten  Periode  in  der  Entwicklungs- 
geschichte der  meteorologischen  Beobachtungen.  Wir  wenden  uns 
daher  nunmehr  der  Betrachtung  von  deren  Anfängen  zu,  verfolgen 
die  Erfindungsgeschichte  der  wichtigsten  meteorologischen  Werkzeuge 
in  derselben  Ueihenfolge,  in  welcher  sie  entstanden  sind,  untersuchen 
ihre  Entwicklung  und  Vervollkommnung  aber  nur  bis  zu  dem 
.Stadium,  in  welchem  sie  bei  der  Ausrührung  der  ersten  instrumentellon 
Beobachtungen  wirklich  in  Gebrauch  kamen. 


Weitaus  das  älteste  aller  meteorologischen  Instrumente  ist  die 
Windfahne.  Eigentlich  bedarf  ein  Beobachter  an  einer  frei  ge- 
legenen Station  keines  Apparates  zur  Bestimmung  der  Windrichtung, 
wenn  er  die  Himmelsrichtungen  kennt  und  eich  mit  der  Unterscheidung 
von  acht  Windrichtungen  begnügt.  Aber  selbst  die  Eintheilung  des 
Horizontes  und  die  Benennung  der  Himmelsrichtungen,  welche  uns 
heutzutage  als  etwas  ganz  Selbstverständliches  erscheinen,  sind  nicht 
von  Anbeginn  der  Kultur  vorhanden  gewesen,  sondern  haben  sich 
aus  dem  Bedürfnifs  der  Wissenschaft  und  der  Praxis  allmählich 
herausgebildet.  Es  wäre  eine  ebenso  interessante  wie  lohnende  Auf- 
gabe, die  Entwicklungsgeschichte  der  Windrose  des  Näheren  zu  ver- 
folgen; doch  mag  es  an  dieser  Stelle  genügen,  das  Wichtigste  daraus 
hervorzuheben. 

Seneca  (Medea  316)  behauptet,  dafs  man  in  den  ältesten  Zeiten 
keinerlei  Himmelsgegenden  unterschieden  habe,  weil  die  nur  längs  der 
Küsten  erfolgende  Schifffahrt  auf  die  Winde  und  deren  Richtung  wenig 
Rücksicht  zu  nehmen  hatte.  Doch  schon  zu  Homers  und  Hesiods 
Zeiten,  also  im  9.  und  8.  Jahrhundert  vor  Christi  Geburt,  werden  die 
von  den  vier  Hauptweltgegenden  kommenden  Winde  mit  Namen  be- 
nannt und  ihre  klimatischen  Eigenschaften  für  Griechenland  richtig 
geschildert  Boreas  ist  der  kalte,  brausende  und  einherstürmende 
Nordwind,  Euros  oder  (nach  Hesiod)  Agrestes  der  „klare  und  heUo“" 
Morgenwind,  Notos  der  feuchte  Südwind  und  Zephyros  der  von  den 
Dichtem  verherrlichte  Westwind,  welcher  den  Frühling  bringt.  In- 
dessen darf  die,  offenbar  durch  den  scheinbaren  täglichen  Lauf  der 
Sonne  veranlafste  Viertheilung  des  Horizontes  nicht  als  eine  Erfindung 
der  Hellenen  aufgefafst  werden.  Dieselbe  findet  sich  schon  in  phö- 
nizischen  Sagen  angedeutet  Dagegen  ist  in  Griechenland  diese  ein- 


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fachste  Windrose  orweiterl  worden,  indem  man,  wahrscheinlich  schon 
vor  Herodot  (ca.  600  v.  Ch.),  neben  den  vier  Hauptwinden  noch 
ebensoviele  Xebenwiude  unterschied.  Bei  .Aristoteles  (384—022 
V.  Ch.),  dem  ersten,  welcher  ein  besonderes  Buch  über  die  Namen- 
gebung der  Winde  geschrieben  hat,  erscheint  die  achttheilige  Windrose 
bereits  als  etwas  längst  Bekanntes.  Gleichzeitig  tritt  aber  auch  eine 
Zwülftheilung  der  Windrose  auf,  in  welcher  jedem  der  vier  Haupt- 
winde  Je  zwei  Nebenwinde  zugesellt  sind.  Da  dieselbe  in  dem  Werk 
zepl  x<apou  Erwähnung  findet,  welches  gewöhnlich  dem  Aristoteles 
zugeschrieben  wird,  hat  man  mit  Recht  geschlossen,  dafs  diese  Schrift 
einen  anderen  Verfasser  haben  mufs,  was  auch  aus  anderen,  rfJin 
philologischen  Gründen  wahrscheinlich  sein  soll.  Indessen  scheint 
die  Eintheilung  in  acht  Winde  für  die  damaligen  Bedürfnisse  voll- 
kommen ausreichend  gewesen  zu  sein;  denn  diese  Windscheibe  fand 
die  meiste  Verbreitung  in  Griechenland,  während  später  im  römischen 
Reiche  beide  Einthoilungen.  die  acht-  und  diezwölftheilige,  gleichberechtigt 
nebeneinander  bestanden.  M.  Terentius  Varro  und  L.  Aonnaeus 
Senoca  nennen  zwölf  Winde,  wogegen  C.  Plinius  Seoundus  maior 
und  viele  andere  römische  Schriftsteller  deren  nur  acht  angeben.  Frei- 
lich geht  es  dabei  ohne  einige  Verwechslungen  nicht  ab,  indem  zuweilen 
von  verschiedenen  Autoren  verschiedene  Winde  mit  demselben  Namen 
bezeichnet  werden,  eine  Schwierigkeit,  welche  sich  ganz  besonders 
geltend  macht  bei  dem  grofsen  Architektur-Schriftsteller  Vitruvius, 
der  zum  ersten  Male  24  Windrichtungen  unterscheidet  Dieser  Ein- 
theilungsversuch  scheint  indessen  ganz  vereinzelt  geblieben  zu  sein; 
denn  als  mit  (hm  Wiederaufleben  der  Wissenschaften  im  christlichen 
Abcndlande  auch  über  derartige  Probleme  wieder  nachgedacht  und 
geschrieben  wurde,  ging  man  ausschliefslich  auf  die  Zwölfzahl  der 
Winde  zurück.  Die  grofsen  Kirchenväter  Isidorus  Hispalensis 
(im  7.  Jahrhundert),  Beda  Venerabilis,  llrabanus  Maurus, 
Gervasius,  Honorius  Augustodunensis  u.  A.  nennen  in  ihren 
kosmologischen  Werken  immer  nur  zwölf  Winde,  bald  mit  lateinischen, 
bald  mit  griechischen  Namen,  obwohl  schon  zur  Zeit  Karls  des 
Grofsen  (nach  seinem  Biographen  Eginhart  sogar  von  ihm  selbst) 
der  wesentliche  Fortschritt  gemacht  worden  war,  zur  Bezeichnung 
aller  Winde  nur  die  Namen  der  vier  Hauptwinde  (Nord,  Ost,  Süd 
West)  kombinatorisch  zu  benutzen.  Die  vonEginh  art  in  derSchrift  über 
das  Loben  Karls  des  Grofsen  mitgetheilte  Windrose  ist  die  folgende: 


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IUI 


Lateinisch 

Zur  Zeit  Karls  des  Grofaen 

■letzt 

Bubsolanus 

Östron  i 

Ost 

Eurus 

Ostsundroni 

Ost-Süd-Ost 

Euroauster 

Sundostroni 

Süd-Ost 

Auster 

SundrOni 

Süd 

Austroafricus 

Sundwestroni 

Süd-Süd-West 

Afrious 

Westsundroni 

Süd-West 

Zephyrus 

Westroni 

West 

Corus 

Westnord  roni 

Wost-Nord-West 

Circius 

Nordwestroni 

Nord-West 

Septentrio 

Nordroni 

Nord 

Aquilo 

Nordostroni 

Nord-Nord-Ost 

Vulturnus 

Ostnordroni 

Nord-Ost. 

Diese  geistreiche  Art  der  Kombination  von  vier  Namen  zur 
Bezeichnung  aller  Windrichtungen  hat  später  so  allgemeinen  Anklang 
gefunden,  dafs  bei  allen  europäischen  Nationen,  mit  Ausnahme  der 
Italiener,  die  Namen  der  Winde  germanischen  Ursprungs  sind.  Wenn 
ich  noch  hinzufüge,  dafs  die  bis  jetzt  gebräuchliche  Kintheilung  des 
Horizontes  in  16  (später  in  32  u.  s.  w.)  Theile  erst  nach  der  Ein- 
führung des  Kompasses  in  der  Schifffahrt  zur  Anwendung  gekommen 
ist,  dürfte  ich  diese  Frage  hier  wohl  als  erledigt  betrachten  und 
nunmehr  zur  Urgeschichte  der  Windfahne  selbst  übergehen. 

Die  älteste  Vorrichtung  zur  Beobachtung  der  Windrichtung,  von 
der  wir  Kunde  haben,  ist  der  „Thurm  der  Winde“  zu  Athen,  welchen 
Andronicus  Cyrrhestes,  ein  aus  Syrien  stammender,  sonst  aber 
unbekannter  Baumeister,  etwa  ums  Jahr  100  v.  Ch.  gebaut  hat.  Dieser 
heute  noch  in  seinen  wesentlichen  Thoilen  erhaltene  Thurm  ist  im 
Titelbilde  nach  einer  modernen  Photographie  dargestellt. 

Auf  einem  aus  Marmor  gefügten  und  nach  den  Himmelsrichtungen 
orientirten  Oktogon  erhob  sich  ein  kleines  Dach,  auf  dessen  centraler 
Spitze  die  eigentliche  Windfahne  in  der  Form  eines  Tritons  oder 
Meergottes  sich  drehte.  Derselbe  stellte  sich  dem  Winde  entgegen 
und  zeigte  mittels  eines  nach  unten  gekehrten  Stabes,  den  er  in  der 
rechten  Hand  hielt,  auf  die  entsprechende  Inschrift  unterhalb  des 
Architravs,  wo  die  griechischen  Namen  der  acht  Hauptwinde  ein- 
gemeifselt  sind. 

In  echt  künstlerischer  Auffassung  hatte  Andronicus  unterhalb 
dieser  Namen  noch  allegorische  Figuren  in  Basrelief  zurCharakterisirung 
der  verschiedenen  Windrichtungen  anbringen  lassen.  Zephyr,  der 
Frühlings  wind,  trägt  Blumen  im  Schoofs,  Boreas,  der  rauhe  Nordwind, 


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ist  eingehüllt  und  hält  eine  Muschelschaale  in  der  Hand,  zum  Zeichen 
seiner  Herrschaft  über  das  Meer,  u.  s.  w.  Aufserdem  befand  sich  an  dem 
Thurme  eine  Sonnenuhr,  wie  man  aus  den  Stundenlinien  in  obiger 
Abbildung  noch  jetzt  sehen  kann.  Wer  sich  über  dieses  in  meteoro- 
logischer wie  architektonischer  Beziehung  gleich  merkwürdige  Bau- 
werk näher  unterrichten  will,  den  verweise  ich  auf  die  ausführliche,  durch 
zahlreiche  Abbildungen  unterstützte  Beschreibung,  welche  Stuart  in 
seinem  grofsen  Werke  „The  Antiquities  of  Athens“  (Bd.  1 Kap.  3) 
gegeben  bat. 

Der  bereits  oben  genannte  M.  Terentius  Varro,  welcher  des 
Thurmes  der  Winde  zuerst  Erwähnung  thut,  liefs  sich  auf  seinem 
Landgute  gleichfalls  eine  Windfahne  aufstellen,  welche  sogar  schon 
so  eingerichtet  gewesen  zu  sein  scheint,  dafs  man  die  Windrichtung 
von  innen  ablesen  konnte  („ut  intus  scire  possis“).  Eis  ist  jedoch 
sehr  unwahrscheinlich,  dafs  die  Windfahnen  zu  römischer  Zeit  eine 
nennenswerthe  Verbreitung  gefunden  hätten;  denn  es  giebt  weder  ein 
griechisches  noch  ein  lateinisches  Wort  zur  Bezeichnung  derselben. 
Die  Namen  petulum,  ventilogium  u.  a.  sind  alle  erst  später  gebildet 
worden  und  bedeuten  bei  den  Schriftstellern  des  Mittelalters  den 
Wetterhahn,  der  auch  gallus  genannt  wurde. 

Es  war  nämlich  im  christlichen  Abendlande  Sitte  geworden,  auf 
die  Kirchthurmspitzen  eine  Wind-  oder  Wetterfahne  zu  setzen,  der 
man  wohl  deshalb  die  Gestalt  eines  Hahnes  gab,  weil  dieser  Vogel 
stets  als  Emblem  klerikaler  Wachsamkeit  galt  Wann  und  wo  dieser 
Brauch  entstanden  ist,  liefs  sich  bis  jetzt  nicht  ermitteln;  doch  führt 
Beckmann  in  seinen  werthvollen  „Beiträgen  zur  Geschichte  der  Er- 
findungen“, denen  auch  die  vorhergehende  Darstellung  manche  Angaben 
verdankt,  eine  Stelle  aus  Ughellis  Italia  Sacra  an,  der  zufolge  der 
Bischof  Rampertus  von  Brixen  in  Tirol  einen  Wetterhalin  auf  der 
dortigen  Kirche  bereits  im  Jahre  820  anbringen  liefs. 

An  solchen  Wetterhähnen  mögen  gar  manche  Beobachtungen 
über  Windrichtung^en,  von  denen  wir  keine  Kunde  mehr  haben,  ge- 
macht worden  sein;  deutet  doch  schon  der  Name  darauf  hin,  dafs  man 
durch  wirkliche  Beobachtungen  zu  der  ganz  richtigen  Anschauung 
gekommen  war,  dafs  der  Wind  das  Wetter  mache.  Indessen  lassen 
sich  an  Kirchthurm-Windfahnen  in  gröfserer  Höhe,  wie  jedermann  aus 
Erfahrung  weifs,  selbst  bei  gutem  Tageslicht  16  Richtungen  nur  mit 
Mühe  unterscheiden,  so  dafs  es  als  ein  grofser  Fortschritt  in  der  Be- 
stimmung der  Windrichtung  gelten  mufste,  als  gut  funktionirende 
-durchgehende“  Windfahnen,  bei  denen  man  die  Richtungen  auf  einer 


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an  der  Slubendeoke  oder  sonstwo  im  Hause  befestigten  Windrose  zu 
jeder  Zeit  aufs  genaueste  ablcsen  konnte,  konstruirt  wurden  und  in 
allgemeineren  Gebrauch  kamen.  Soweit  meine  Nachforschungen  bis 
jetzt  reichen,  gebührt  dieses  Verdienst  dem  italienischen  Kosmographen 
Egnatio  Danti,  einem  in  der  Geschichte  der  Astronomie  rühmlich 
genannten  Professor  zu  Bologna  (zuletzt  Bischof  von  Alatri),  welcher 
in  den  siebziger  Jahren  des  16.  Jahrhunderte  mehrere  solche  Wind- 


fahnen zu  Bologna  und  zu  Florenz  aufstellen  Hofs.  Er  nalim  daraus 
zugleich  Veranlassung,  in  einer  besonderen  Schrift  (Anemographia. 
Bologna  1578.  Fol.)  die  neue  Konstruktion  zu  beschreiben  und  einen 
für  die  damalige  Zeit  recht  vollständigen  Traktat  über  die  Winde 
überhaupt  beizufügen.  Dantis  in  Fig.  1 abgebildete  Windfahne  war 
so  eingerichtet,  dafs  die  Windrose  sowohl  in  horizontaler  Lage  an 
einer  Decke,  als  auch  in  vertikaler  I.>age  an  einer  Wand  angebracht 
werden  konnte. 

Während  also  schon  frühzeitig  Apparate  zur  genauen  Beobachtung 
der  Windrichtung  vorhanden  waren,  mufste  fast  noch  ein  ganzes 
Jahrhundert  vergehen,  ehe  auch  ein  Instrument  zur  Messung  der 
Windstärke  erfunden  war.  Es  ist  dies  das  in  Fig.  2 abge- 
bildete „Pendel-Anemometer“,  welches  durch  den  Winkelausschlag 
einer  dem  Winde  senkrecht  entgegenstehenden  Tafel  die  relative  Wind- 
stärke zu  messen  gestattete.  Die  Erfindung  dieses  sinnreichen  kleinen 
Instrumentchens,  welches  später  mehrfach  wiedererfunden  worden  ist 
und  in  moderner  Gestalt  als  Wildscher  Windstärkemesser  auf  euro- 


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122 


päischcn  meteoroloprischcn  Stationen  viel  gebraucht  wird,  schreibt  man 
gewöhnlich  dem  englischen  Physiker  Robert  Hooke  zu,  der  in  einer 
1667  durch  die  Royal  Society  in  London  besorgten  Anweisung  zur 
Beobachtung  des  Wetters  für  Seeleute  auf  den  Gebrauch  dieses  In- 
strumentes hinweist.  Doch  wurde  dasselbe  möglicherweise  schon  früher 
durch  Rooko  oder  Wren  angegeben.  Es  wird  nämlich  immer  schwor 
halten,  die  Erfindungsansprüche  der  einzelnen  Mitglieder  der  Royal 
Society  in  den  ersten  Jahren  ihres  Bestehens  richtig  gegeneinander 
abzugrenzen,  weil  ihre  Arbeiten,  nach  dem  Muster  der  noch  später 
eingehender  zu  besprechenden  Accadcinia  del  Cimento,  gemeinschaftlich 
unternommen  wurden. 

Thomas  Sprat,  dessen  „History  of  the  Royal-Society  of  London 
for  the  improving  of  natural  knowledge'“,  2.  Ausg.,  London  1702,  4®, 
obige  Abbildung  entnommen  wurde,  schreibt  das  Instrument  R.  Hooke 
selbst  zu,  was  bei  den  sonstigen  Verdiensten  dieses  Mannes  um  andere 
meteorologische  Instrumente  auch  sehr  wahrscheinlich  erscheint. 

Nach  dieser  vielleicht  etw'as  zu  ausführlichen  Beschreibung  der 
ersten  Apparate  zur  Bestimmung  der  Richtung  und  der  Stärke  des 
Windes,  gehe  ich  nun  dazu  Uber,  die  Anfänge  des  Zweitältesten 
meteorologischen  lnstrumente.s,  des  Hygrometers,  zu  untersuchen.  — 

Die  Eigenschaft  vieler  vegetabilischer  und  mineralischer  Sub- 
stanzen, mit  wechselnder  Feuchtigkeit  der  Luft  ihre  Dimensionen  zu 
verändern,  scheint  schon  frühzeitig  bekannt  gewiesen  zu  sein;  doch  läfst 
sich  bis  jetzt  nicht  mit  Bestimmtheit  sagen,  wer  zuerst  sich  unzwei- 
deutig darüber  geäufsert,  und  wer  zuerst  diese  Eigenschaft  zur  wirk- 
lichen Konstruktion  eines  Hygroskopes  benützt  hat. 

Die  älteste  mir  bekannte  Andeutung  eines  solchen  Instrumentes 
findet  sich  in  den  Werken  des  Kardinals  Nicolaus  de  Cusa,  der 
aus  dem  Dorfe  Cues  bei  Trier  stammte  und  eigentlich  Chrypff  (Krebs) 
hiefs.  Er  sagt  wörtlich:  „Wenn  jemand  an  einer  grofsen  Waage  auf 
der  einen  Seite  viel  trockene  Wolle  und  auf  der  anderen  Steine  an- 
hängt, so  dafs  dieselbe  bei  temperirter  Luft  ins  Gleichgewicht  kommt, 
so  wird  er  die  Erfahrung  machen,  dafs,  wenn  die  Luft  zur  Feuchtig- 
keit neigt,  das  Gewicht  der  Wolle  zunimmt  und,  wenn  die  Luft  zur 
Trockenheit  strebt,  abnimmL“  Der  Autor  fügt  noch  des  weiteren  hinzu, 
dafs  man  hieraus  „verisimiles  coniecturas  de  temporum  mutatione”, 
also  Wetterprognosen,  machen  könne. 

Diese  letztere  Bemerkung,  welche  für  die  besonnene  Anschauungs- 
weise des  Kardinals  auf  diesem  Gebiete  spricht,  scheint  mir  um  so 


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beraerkenswerther,  als  in  jener  Zeit  alle  Wetterprog'nosen  ausschliefslich 
auf  astro-meteorologische  (inindsätze  sich  stützten. 

Leider  bietet  sich  keine  Möglichkeit,  das  Jahr,  in  welchem  Ni- 
colaus de  Cusa  jenes  erste  Absorptionshygrometer  vorschlug,  genauer 
zu  fliiren;  da  er  aber  1464  gestorben  ist,  dürfte  etwa  die  Mitte  des 
15.  Jahrhunderts  dafür  feslzuhalten  sein.  Daraus  geht  aber  schon 
zur  Genüge  hervor,  dafs  er  berechtigtere  Prioritätsansprüche  als  Lio- 
nardo  da  Vinci  hat,  welchen  die  Italiener  gewöhnlich  als  den  Erfinder 
des  ersten  Hygrometers  bezeichnen.  Dieser  grofse  Künstler,  dessen 
Verdienste  um  die  mathematisch-physikalischen  Wissenschaften  noch 
viel  zu  wenig  bekannt  sind,  scheint  nach  der  in  seinen  hinterlassenen 
Manuskripten  Vorgefundenen  Zeichenskizze,  welche  Venturi  ropro- 
(luzirt,  gleichfalls  ein  Absorptionshygrometer,  auf  dem  Prinzip  der 
Waage  beruhend,  vorgeschlagen  zu  haben.  Zur  Ausführung  ist  das- 
selbe wohl  ebenso  wenig,  wie  jenes  von  Nicolaus  de  Cusa  gekommen. 
Es  wäre  sogar  sehr  gut  möglich,  dafs  Lionardo  da  Vinci  die 
Idee  unseres  Landsmannes  in  Zeichnung  einfach  nur  wiedergegeben 
hätte;  Lionardo  ist  nämlich  1452  geboi-en  und  1516  gestorben, 
während  die  erele  .Ausgabe  von  N.  de  Cusas  Werken  schon  1472 
erschien. 

Um  die  Mitte  des  16.  Jahrhunderts  begegnen  wir  bei  Mizauld 
lEphenierides  aeris  perpetuae,  Lutetiae  1654,  p.  49)  der  ersten  Notiz 
über  den  Einflufs  der  Luftfeuchtigkeit  auf  die  Darmsaiten  musikalischer 
Instrumente,  welche  Thatsache  si>äter  zu  wiederholten  Malen  zur  Kon- 
struktion von  Hygroskopen  benutzt  worden  ist,  während  einige  Jahre 
später  Baptista  Porta  auf  die  hygroskopischen  Eigenschaften  der 
Grannen  des  wilden  Hafers  zuerst  aufmerksam  gemacht  zu  haben 
scheint.  Er  bemerkte  nämlich  ein  Kinderspielzeug,  welches  darin 
bestand,  dafs  an  einer  solchen  Granne  mit  etwas  Wachs  leichte  Blätt- 
chen Papier  befestigt  waren,  welche  sich  bald  auf  die  eine,  bald  auf 
die  andere  Seite  drehten,  je  nachdem  die  Luft  feucht  oder  trocken  war. 
Vielleicht  fallt  in  jene  Zeit  auch  die  Entstehung  der  ,,Wettermännohen‘' 
und  „Wetterweibchen“,  wie  man  sie  heute  noch  auf  dem  Lande  sieht, 
■ledenfalls  wurde  wilder  Hafer  zu  Anfang  des  17.  Jahrhunderts  viel- 
fach als  hygroskopische  Substanz  verwerthet.  Auffallend  erscheint 
mir  nur  die  Bemerkung  im  Reisejournal  von  Monconys,  dafs 
Torri Celli,  den  er  1646  in  Florenz  besuchte,  solche  Hygroskope 
konstruirte  und  ihm  mehrere  Grannen  wülden  Hafers  schenkte,  da 
doch  zu  jener  Zeit  gerade  in  Florenz  schon  ein  viel  vollkommeneres 
Instrument  zur  Beurtheilung  der  Luftfeuchtigkeit  vorhanden  war.  Ich 


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meine  das  erste  Kondensations-Hygrometer,  welches  nach  dem  Zeugnifs 
mehrerer  Zeitgenossen  von  dem  Grolsherzog  Ferdinand  II.  von  Tos- 
kana erfunden  sein  soll.  Dieses  in  Fig.  3 abgebildete  Instrument  hatte 
folgende  Konstruktion: 

Ein  (iefUfs  aus  Kork  in  der  Form  eines  abgestumpften  Kegels, 
innen  mit  Pech  bestrichen,  aufsen  mit  Blech  bekleidet,  trägt  an  der 
unteren  Oeffnung  einen  konischen  Glastrichter,  dessen  Spitze  nach 
unten  gekehrt  ist.  Füllt  man  dieses  auf  einem  Dreifufs  sitzende  In- 


Ferdinand  II.,  Grorsherzog  von  Toacana. 


strument  mit  Schnee  oder  fein  gestofsenem  Eise,  so  wird  der  Wasser- 
dampf der  Luft  an  dem  stark  abgekühlten  Glastrichter  sich  nieder- 
schlagen  und  von  demselben  allmählich  als  tropfbares  Wasser  ablaufen. 
Man  mafs  dessen  Menge  in  einem  darunter  gestellten  graduirten  Mefs- 
cylindcr,  indem  man  aufserdem  noch  bestimmte,  in  welcher  Zeit  das 
Mefsglas  bis  zu  einem  gewissen  Punkte  gerüllt  war. 

Wie  man  sieht,  gestattete  dieser  Apparat,  welchen  der  Grofsherzog 
,,mostra  umidaria“  (Feuchtigkeitszoiger)  nannte,  wirklich  vergleich- 
bare Messungen,  während  alle  früheren  Hygroskope  doch  nur  ein  sehr 
allgemeines  Urtheil  über  das  Mehr  oder  Weniger  der  Luftfeuchtigkeit 


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zu  gewinnen  erlaubten.  Erst  in  diesem  Jahrhundert  ist  man  wieder  auf 
diese  rationellste  Form  der  Hygrometer 
durch  Kondensation  der  'Wassordämpfe  zu- 
rückgekommen. Indessen  darf  nicht  ge- 
leugnet werden,  dafs  die  _mostra  umidaria“^ 
abgesehen  von  einigen  wirklichen  Fehlern, 
für  den  fortlaufenden  Gebrauch  etwas  um- 
ständlich und  deshalb  zu  regelmäfsigen 
meteorologischen  Aufzeichnungen  nicht  zu 
verwenden  war.  In  dem  ersten  meteorolo- 
gischen Beobachtungssysteme,  von  dem 
später  die  Hede  sein  wird,  scheint  das  In- 
strument darum  nur  gelegentlich  benutzt 
worden  zu  sein;  ja  ich  fürchte,  dafs  man- 
cher der  italienischen  Fürsten,  denen  Fer- 
dinand II.  im  Jahre  1666  eine  „mostra 
uraidaria“  zum  Geschenk  machte,  dasselbe 
nie  in  Funktion  gesetzt  hat 

Die  ersten  fortlaufenden  Ilygrometerbeobachtungen,  von  denen 
ich  Kenntnifs  habe,  sind  die  von  dem  ausgezeichneten  englischen 
Physiker  Robert  Boyle  am  30.  Juni  1666  in  Oxford  begonnenen,  zu 
denen  er  sich  eines  Hygroskopes  aus  Moschusgras  (Geranium 
moschatum)  bediente;  sie  sind  in  des  Autors  posthumen  Werke  „The 
general  history  of  the  air,  London  1692“  abgedruckt 

(Schlufs  folgt) 


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Ein  Rundgang  durch  das  astrophysikalische  Observa- 
torium bei  Potsdam. 

Von  Dr.  f.  Koerbor, 

AMranomiacbem  Abtbelluoiptvoratand  dar  ITrania  in  Berlin. 

c '^  >»chon  seit  einer  länfyeren  Heihe  von  Jahren  hatte  sieh  bei  dem 
Aufschwung  der  astrophysikalisolien  Forschung  in  Fach- 
kreisen mehr  und  mehr  der  Gedanke  Bahn  gebrochen,  dafs 
ein  Institut,  welches  sich  im  Gegensatz  zu  den  sonstigen  Stern- 
warten nicht  sowohl  mit  den  Stellungen  der  Himmelskörper,  als  viel- 
mehr mit  der  Ergründung  ihrer  physikalischen  Verhältnisse  zu  be- 
schäftigen hätte,  im  deutschen  Vaterlande  ein  fühlbares  Bedürfnifs  sei. 
Ganz  besonders  die  noch  heute  fast  völlig  räthselhaften  und  doch  seit 
so  langer  Zeit  schon  bekannten  Vorgänge,  welche  wir  an  unserem 
Tagesgeslim  zu  beobachten  Gelegenheit  haben,  lenkten  das  Interesse 
weiterer  Gelehrtenkreise  auf  das  Studium  der  physischen  Beschaffen- 
heit dieses  für  unser  Leben  und  Bestehen  wichtigsten  Himmelskörpers, 
und  so  wurde  die  Sehnsucht  nach  der  Gründung  einer  „Sonnenwarte“ 
von  Jahr  zu  Jahr  eine  immer  lebhaftere.  Erst  im  Jahre  1871  gelang 
es  jedoch,  in  dem  damaligen  Kronprinzen  Friedrich  Wilhelm  diesen 
Bestrebungen  einen  mächtigen  Gönner  und  Förderer  zu  gewinnen.  Die 
durch  solche  Anregung  von  Seiten  der  Staatsregierung  in  Angriff  ge- 
nommenen Erwägungen  führten  denn  auch  zu  einem  völlig  befriedi- 
genden und  viele  Erwartungen  sogar  noch  übertreffenden  Ziele.  Es 
entstand  auf  Grund  der  Berathungen  der  bedeutendsten  vaterländischen 
Gelehrten  nicht  nur  eine  „.Sonnenwarte“,  sondern  vielmehr  ein  all- 
gemeines astrophysikalisches  Observatorium,  dessen  Ziel  nicht  einmal 
auf  die  Erforschung  der  physischen  Beschaffenheit  aller  Himmels- 
körper beschränkt  ist,  sondern  dem  die  noch  umfassendere  Aufgabe 
obliegt,  die  astronomischen  Kenntnisse  durch  die  Herbeiziehung  aller 


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Hilfsmittel  der  Physik  und  Chemie  nach  jeder  mög'lichen  Kichtung 
hin  zu  erweitern. 

Anlage  und  Einrichtung  dieses  eigenartigen  Institutes,  welches 
schon  seit  mehreren  Jahren  vollendet  ist  und  das  Seinige  zum  Uuhni 
und  Ansehen  deutscher  Wissenschaft  beiträgt,  wenigstens  durch  Be- 
schreibung kennen  zu  lernen,  dürfte  für  die  Mehrzahl  unserer  Leser 
von  Interesse  sein.  Ich  lade  dieselben  daher  freundlichst  ein,  mir  zu 
einem  kurzen  Rundgange  durch  das  Observatorium  zu  folgen. 

Eine  gute  Fahrstrasse  führt  uns  in  etwa  einer  Viertelstunde 
vom  Bahnhofe  in  Potsdam,  alsbald  sanft  in  einem  höchst  anmu- 
thigen  Birkenwald  ansteigend,  an  das  Hauptlhor  der  Anstalt  Von  der 
Sternwarte  selbst  sind  wir  an  diesem  Punkte  jedoch  noch  ein  gutes 
Stück  entfernt;  denn  man  hat  es  trotz  der  hier  fast  nur  durch  lieb- 
lichen Vogelgesang  gestörten  Waldesruhe  für  nöthig  erachtet,  die  Stern- 
warte in  den  Mittelpunkt  eines  gegen  die  Aussenwelt  völlig  abgeschlos- 
senen und  für  alle  Zeiten  vor  jeder  unerwünschten  Veränderung  ge- 
schützten Gebietes  zu  verlegen. 

Nachdem  wir  am  Wohnhause  der  Maschinisten  vorüber  sind, 
bemerkt  unser  Auge  zunächst  eia  kleines  rundes  Gebäude,  da-s,  wie 
wir  unschwer  errathen,  der  oberirdisch  sichtbare  Theil  eines  Brunnens 
ist.  Hier,  nachdem  wir  bereits  längere  Zeit  auf  dem  Sandboden 
bergan  gestiegen  sind,  mufs  ein  Brunnen  unsere  Neugier  erwecken, 
und  wir  hören  auch  auf  unsere  Anfrage,  dafs  dieser  zur  Wasser- 
vei-sorgung  der  Anstalt  nothwendig  gewordene  Brunnen  thatsächlioh 
die  beträchtliche  Tiefe  von  4fi  m.  erhalten  musste,  um  das  Niveau 
des  Havelspiegels  zu  erreichen.  Es  wäre  wunderbar,  wenn  ein 
Institut,  dessen  Studium  die  physikalischen  Verhältnisse  aller  Himmels- 
körper umfasst,  einen  solchen  Schacht  nicht  auch  nutzbringend 
für  die  Physik  unseres  Planeten  zu  verwerthen  suchen  sollte,  und  so 
bildet  auch  wirklich  dieser  Brunnen,  abgesehen  von  seinem  prak- 
tischen Zweck,  ein  geophysisches  Observatorium  eigener  Art.  Der 
drei  Meter  im  Lichten  weite  Schacht  ist  durch  eine  Wendeltreppe  bis 
zum  Grunde  zugänglich  gemacht  und  in  einer  Tiefe  von  24  m.  unter 
Tag(^  ist  seitlich  eine  Beobachtungskammer  angelegt,  welche  von  der 
Oberwelt  durch  besondere  Röhren  mit  Licht  und  Luft  versorgt  werden 
kann.  An  vielen  Stellen  des  Brunnenschachtos  sind  ferner  in  den 
Seilenwänden  Erdthermomoter  angebracht,  welche  es  gestalten,  die 
Erdwärme  in  verschiedenen  Tiefenlagen  beständig  zu  beobachten.  Für 
F'allversuche  und  Pendelbeobachtungen  ist  über  dom  Schachte  ein 
Beobachtungshäuschen  erbaut,  welches  vermittelst  einer  Klappe  an 


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Aufsenansicht  des  astrophysikalischeo  Observatoriums  bei  Potsdam. 


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der  Decke  geöfldet  werden  kann  und  su  eine  genaue  Ermittelung  des 
Zenith-  respective  Nadirpunktes  gestattet.  Ein  Blick  in  den  Schacht, 
in  dessen  Tiefe  man  die  Bewegung  an  der  Pumpe  eben  noch  wahr- 
nehraen  kann,  gewährt  einen  eigenthümlichen  Keiz.  Die  beiden  hoch- 
interessanten Kördermaschinen,  welche  das  Wasser  aus  dem  Brunnen- 
kessel  bis  zu  einem  im  höchsten  Punkte  des  gesamten  Gebietes  be- 
ßndlicheu  Reservoir  heben,  beflnden  sich  in  einem  dem  Brunnen  be- 
nachbarten Maschinenbaus  und  sind  durch  ein  sogenanntes  hydrau- 
lisches Gestänge  mit  der  im  Grunde  des  Schachtes  slationirten  Pumpe 
verbunden.  Neben  diesen  Maschinen  beherbergt  das  Maschinenbaus 
auch  eine  kleine  Gasanstalt,  welche  die  für  die  Beleuchtung  des  aus- 
gedehnten Anstaltsgebietes  erforderliche  nicht  unbedeutende  Gasinenge 
erzeugt. 

Lenken  wir  jetzt  unsere  Schritte  dem  eigentlichen  Ziele  näher, 
so  erblicken  wir  vorerst  noch  die  Wohnhäuser  für  die  an  der  An- 
stalt thätigen  Gelehrten,  von  denen  das  stattliche  Haus  des  Direktors 
dem  Hauptgebäude  am  nächsten  steht. 

Die  Sternwarte  selbst,  vor  die  wir  nun  endlich  gelangen,  ist,  wie 
unsere  Abbildung  erkennen  lässt,  in  einfachem,  aber  geschmackvollem 
Styl  erbaut  und  zeigt  in  allen  Theilen  edle  Formen.  Der  Bau  gliedert 
sich  in  drei  Abtheilungon,  deren  mittlere  die  wichtigsten  Räumlich- 
keiten in  sich  schliesst  und  einerseits  durch  die  mächtige  Haupt- 
kuppel, andererseits  durch  einen  Thurm  über  dem  Eingänge  geziert 
ist,  welcher  letztere,  wie  wir  vorwegnehmend  bemerken,  das  bereits 
vorhin  erwähnte  Wassen'eservoir  enthält.  Vor  den  Seitenthürmen 
erblicken  wir  hölzerne  Vorbauten,  welche  die  meteorologischen  In- 
strumente bergen,  deren  Gang  hier  — wie  auf  jeder  Sternwarte  — 
wegen  der  vielfachen  Wechselwirkungen  zwischen  dem  Witlerungs- 
zustande  und  den  Beobachtungsergebnissen  abgelesen  und  aufgozeichnot 
werden  mufs. 

Ein  genau  den  Meridian  weisender  Gang  führt  uns,  nachdem 
wir  eingetreten,  bei  den  Arbeitszimmern  der  verschiedenen  Gelehrten 
vorüber,  in  denen  dieselben  am  Tage  theils  den  Plan  für  künftige 
Untersuchungen  entwerfen,  theils  die  meist  höchst  mühevolle  und  lang- 
wierige Bearbeitung  der  angestellten  Beobachtungen  durchführen.  Zur 
Linken  bemerken  wir  ein  korapassähnliches  Instniment;  doch  sehen 
wir  den  die  Himmelsrichtungen  weisenden  Zeiger  sich  bewegen.  Es 
wird  hier  vermittelst  elektrischer  Uebertragungen  der  Stand  einer 
auf  dem  Thurm  befindlichen  Windfahne  angegeben.  — Am  Ende  des 
Hauptganges  wenden  wir  uns  links  in  ein  physikalisch -chemisches 

Himmel  uod  Erde>  II.  3.  n 


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Ijaborutorium,  das  ausser  den  vielen  /.u  photographischen  und  spektro- 
skopischen Arbeiten  nöthigen  Chemikalien  mannigfache  genaue  Mess- 
apparate enthält.  Eine  zufällig  offenstehende  Thür  gestattet  uns  von 
hier  aus  einen  flüchtigen  Blick  in  das  anstossende  Arbeitszimmer  des 
Direktors,  Herrn  Prof.  H.  C.  Vogel.  „Beschäftigt  man  sich  hier  auch 
mit  der  Erforschung  der  Welt  in  ihren  kleinsten  Theilen?"  fragen  wir  un- 
willkürlich, denn  am  grossen  Tische  sehen  wir  die  Herren  Astronomen 
eifrigst  mit  mikroskopischer  Beobachtung  besohäfügl.  Man  theilt  uns 
jedoch  mit,  dafs  da.s  unter  dem  Mikroskope  belindliche  Objekt  nichts 
anderes  ist,  als  eines  jener  photographirten  Fixsternspektra,  über 
deren  neuerdings  in  überraschend  schönem  Mafse  gelungene  Fixiriing 
Herr  Dr.  Schein  er  bereits  im  vorigen  Jahrgang  unserer  Zeitschrift  aus- 
führlich berichtet  hat.  Der  Astronom  mufs  sich  hier  des  Mikroskopes 
bedienen,  um  die  äusserst  zahlreichen  feinen  Linien  in  dem  kaum  ein 
Millimeter  breiten  und  nur  wenige  Centimot(‘r  langen  Bilde  erkennen 
und  besonders  ihre  gegenseitige  Lage  messend  bestimmen  zu  können. 
So  ist  es  denn  wahr,  wie  wunderlich  es  auch  klingen  mag,  dafs  hier 
am  Mikroskop  die  Geschwindigkeiten  ermittelt  werden,  mit  denen  sich 
die  Fixsterne  uns  nähern  oder  von  uns  entfernen. 

Wir  gelangen  nun  in  ein  geräumiges  Zimmer,  das  zu  op- 
tischen, namentlich  spektroskopishon  Untersuchungen  bestimmt  ist  Auf 
einem  grossen  Pfeiler  in  der  Mitte  ruht  ein  neues,  von  Bamberg  kon- 
struirtes  Riesenspoktrometer,  dessen  lichtstarke  Fernrohre  die  An- 
wendung einer  sehr  grossen  Dispersion  gestatten,  während  gleichzeitig 
ein  fein  gethoilter  Kreis  sowie  ein  vorzügliches  Ocularmikrometer  die 
genaueste  Lagenbestimmung  der  fast  zahllosen  Linien  des  Sonneii- 
spektrums  ermöglichen. 

Vom  Fenster  her  leuchtet  ein  heller  Sonnenstrald  in  unveränder- 
lich wagerechter  Richtung  in  das  Zimmer  hinein.  Mit  Hilfe  eines 
geistvoll  erdachten,  in  bestimmter  Weise  durch  ein  Uhrwerk  langsam 
bewegten  Spiegels  — eines  Mechanismus,  den  man  Heliostat  nennt  — ist 
es  hier  gelungen,  das  „sta  sol,  ne  moveare“  in  gewissem  Sinne  zu 
verwirklichen  und  den  Lichtstrahl  stillzuhalteii,  damit  er  sich  einer 
genauen  Untersuchung  durch  den  Astronomen  geduldig  unterziehe. 
— Neben  dem  grossen,  neuen  Spektrometer  bemerken  wir  in  diesem 
Saale  auch  ein  älteres  von  geringeren  Dimensionen,  das  von  Schröder 
in  Hamburg  konstruirt  ist  und  sich  besonders  durch  die  höchst  sinn- 
reiche automatische  Einstellung  sämtlicher  19  Prismen  auf  das  je- 
weilige Minimum  der  Ablenkung  auszeichnet.  Dieses  vorzüghehe 
Instrument  hat  bereits  bei  einer  minutiösen  Ausmessung  des  Sonnen- 


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Spektrums  wichtige  Dienste  geleistet.  — Au  den  Wänden  dieses  Saales, 
in  dem  auch  zahlreiche  Beugungsgitter,  welche  bekanntlich  die  Pris- 
men in  einem  Spektroskope  ersetzen  können,  aufbowahrt  werden,  sehen 
wir  Abbildungen  zahlreicher  Spektra,  theils  nach  Kirchhoffs  luid 
Huggins’,  theils  nach  Prof.  Vogels  eigenen  Beobachtungen. 

Während  wir  nun  links  durch  eine  der  in  unserer  Abbildung  dos 
Observatoriums  sichtbaren  Säulenhallen  zu  der  bereits  recht  stattlichen,  im 
Ostthurme  untergebrachten  Bibliothek  gelangen  können,  treten  wir  rechts 
in  eine  unter  der  llauptkuppel  innerhalb  des  den  grolsen  Refraktor 
tragenden  Hohlpfeilers  befindliche  Rotunde.  Dieselbe  dient  als  Aus- 
stellungs-  und  Uhron-Raum.  Eine  nach  mittlerer  Zeit  und  eine  nach 
Stemzeit  gehende  Pendeluhr,  sowie  eine  gröfsorc  Zahl  tragbarer  Chrono- 
meter beweisen  uns  durch  ihr  feierlich  ernstes  Ticken,  wie  unentbehrlich 
für  den  Astrophysiker  die  genaue  Kenntnifs  der  Zeit  ist.  Die  Wände 
sind  auch  hier  durch  kunstvolle  Abbildungen  verschiedener  himmlischer 
Objekte  geschmückt,  und  auf  einem  Tisch  in  der  Mitte  des  Saales 
liegt  die  neu  eingegangene  Litteratur  aus.  Hier  finden  wir  die  „Astro- 
nomischen Nachrichten“,  das  Centralorgan  der  astronomischen  VV’elt, 
die  namentlich  durch  ihren  vortrefflichen  Literaturbericht  ausgezeich- 
nete „Vierteljahrsschrift  der  astronomischen  Gesellschaft“,  ferner  die 
englischen  und  französischen  Fachblätter,  daneben  aber  bemerken  wir 
die  Jahresberichte  von  Sternwarten  aller  Wolttheile  und  die  bedeut- 
sameren neu  erschienenen  Werke  astronomischen  und  physikabschen 
Inhalts. 

Südlich  stöfst  an  diese  Rotunde  ein  Vorbau  an,  der  ein  grofses, 
parallel  der  Weltaxe  festgelegtes  Fernrohr  mit  photographischem  Objek- 
tive in  sich  schbefst,  in  welches  durch  einen  sich  kontinuirbch  und  lang- 
sam in  passender  Weise  drehenden  Spiegel,  einen  Heliostaten,  zu  jeder 
Tageszeit  das  Bild  der  Sonne  reflektirt  werden  kann.  Dieses  Instrument 
wird  als  Hebograph  bezeichnet,  da  es  lediglich  dazu  dient,  so  oft  als 
möglich  die  Sonne  in  der  Zeit  von  wenigen  Tausendsteln  einer  Sekunde 
ihr  Abbild  auf  eine  empfindliche  Platte  selbst  zeichnen  zu  lassen.  Es 
werden  mit  diesem  Instrumente  äusserst  detailreiche  Sonnenphoto- 
gramme  in  der  Gröfse  von  10  bis  30  cm  Durchmesser  gewonnen,  wie 
ein  solches  bereits  dem  ersten  Hefte  gegenwärtigen  Jahrgangs  dieser 
Zeitschrift  beigegebon  wurde. 

Rechts  stöfst  an  die  Rotunde  ein  weiterer  Saal,  welcher  eine 
gröfsere  Reihe  physikalischer  Instrumente  und  die  zur  eigenen  Kon- 
struktion irgendwelcher  Vorrichtungen  nöthigsten  Materialien  beherbergt 
Wir  finden  hier  zum  Beispiel  den  in  Figur  2 abgebildeten  Apparat 

9* 


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zur  Ausmessung  der  mit  dem  Torhiu  beschriebeuen  Heliographen  ge- 
wonnenen Sonnenphotogramme.  Nachdem  die  Platte  mit  Hilfe  des 

auf  ihr  gleichzeitig  abgebildeten  Fadens 
orientirt  worden,  legt  man  die  in  der 
Abbildung  sichtbare,  in  Quadrate  einge- 
theilte  Olasscheibe  darauf  und  bestimmt 
mit  dem  in  zwei  Richtungen  beweglichen 
Mikroskope,  das  mit  einem  Fadenmikro- 
meter versehen  ist,  die  genaue  Lage  der 
auf  dem  Bilde  sichtbaren  Flecken  und 
Fackeln.  In  solcher  Weise  wird  jene 
genaue  Statistik  der  Sonne  ermöglicht, 
die  schon  zu  mancherlei  interessanten, 
unseren  Lesern  aus  dem  ersten  Hefte 
Fig.  2.  Apparat  zur  Auameaaung  dieses  Jahrganges  bekannten  Ergebnissen 
der  Sonnenphotograsime.  geführt  hat 

Durch  die  westliche  Säulenhalle  begeben  wir  uns,  um  nun  zur 
eigentlichen  Sternwarte  zu  gelangen,  in  den  auf  dieser  Seite  befind- 
lichen Thurm  und  steigen  zwischen  der  Aussenmauer  und  dem  mäch- 
tigen centralen  Pfeiler  des  Instruments  zur  Kuppel  empor.  Hier  ge- 
wahren wir  einen  stattlichen  Refraktor  von  Qrubb  in  Dublin,  der  wie 
die  beiden  anderen  Hauptinstrumente  parallaktisch  montirt  und  mit 
einem  Uhrwerk  verbunden  ist,  um  dem  scheinbaren  täglichen  Laufe 
der  Gestirne  beständig  ohne  Zuthun  des  Astronomen  folgen  zu  können. 
Dieses  Fernrohr  dient  am  Tage  zu  besonderen  Studien  an  der  Sonne, 
steht  aber  des  Nachts  für  beliebige  Untersuchungen  zur  Verfügung, 
während  die  übrigen  Instrumente,  wie  wir  gleich  sehen  werden,  gegen- 
wärtig lediglich  zu  bestimmten  grofseren  Arbeiten  verwendet  werden. 

Der  Weg  zum  Hauptinstrumente  führt  uns  jetzt  über  ein  ebenes 
Dach,  welches  am  Tage  sowohl,  als  besonders  auch  bei  hellem  Mond- 
schein eine  unvergleichlich  schöne  Aussicht  auf  die  stille,  wald-  und 
seenreiche,  von  anmuthigon  Hügelreihen  mit  sanften  Profillinien  durch- 
zogene Umgebung  gewährt.  Wohl  wenige  Sternwarten  giebt  es,  welche 
so  nahe  dem  regsten  und  lebendigsten  Verkehr  und  doch  gleich- 
zeitig inmitten  so  herzerfrischend  stimmungsvoller  Naturschöuheiten 
gelegen  sind. 

Doch  wir  wollen  unserem  ästhetischen  Gefühle  an  dieser  Stelle 
nicht  lange  nachhängen  und  treten  darum  alsbald  in  die  grofse  Mittel- 
kuppel ein,  deren  mächtige  Wölbung  mit  dem  darunter  majestätisch 
auf  hoher  Säule  ruhenden  grofsen  Refraktor  auf  jeden  empfänglichen 


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Beschauer  einen  erhabenen  Eindruck  machen  muss.  Ein  weihevolles 
Andachts^fühl  überkommt  den,  der  zum  ersten  Mal  einen  solchen 
Tempel  der  Wissenschaft  betritt,  ohne  dafs  es  nöthij)'  wäre,  seine  Sinne 
durch  Weihrauohduft  zu  berauschen.  — Das  vortreffliche,  von  Hepsold 
in  Hamburg  verfertigte  und  mit  einem  tadellos  gleichförmig  laufenden 
Uhrwerk  versehene  Instrument  dient  gegenwärtig  lediglich  zur  Her- 
stellung der  schon  Seite  130  erwähnten  photographischen  Sternspektra 
unter  Zuhilfenahme  eines  besonders  zu  diesem  Zwecke  gefertigten 
Stemspektrographen,  den  unsere  Figur  3 zur  Anschauung  bringL 
An  Stelle  des  Okularmikrometers  ist  das  knieförmig  gestaltete,  stark 
zerstreuende  Spektroskop  an  den  Refraktor  angeschraubt.  Die  bei 
anderen  Sternspektroskopen  in  Anwendung  kommende  Cylinderlinse, 
welche  das  zu  einer  farbigen  geraden  Linie  ausgedehnte  Sternbild 
vor  dem  Eintritt  in  das  Auge  zu  einem  Bande  zu  verbreitern  hat,  damit 
man  die  im  Spektrum  enthaltenen  Lücken  als  Linien  w'ahmehmen 
kann,  fohlt  bei  dem  hier  vorliegenden,  neuen  Instrument.  Die  Ver- 
breiterung des  Spektrums  zu  einem  schmalen  Bande  wird  hier  auf 
der  photographischen  Platte  vielmehr  nur  durch  eine  sehr  geringe 
Retardirung  des  das  Fernrohr  bewegenden  Uhrwerks  erzielt,  welche 
die  Spektrallinie  langsam  nach  der  Seite  verrückt.  Es  wird  dadurch 
ein  ziemlich  vollkommenes  Zusammenhalten  der  wirksamen  Licht- 
strahlen ermöglicht,  und  gerade  durch  diese  neue  Methode  sind  die 
schönen  Erfolge  des  Verfahrens  wesentlich  mitbedingt. 

Nur  ein  Theil  des  aus  den  Prismen  austretenden  Lichtbündols 
wird  zur  Beobachtung  benutzt,  und  zwar  vom  Grün  bis  zum  Violett. 
Die  grünen  Strahlen  werden  durch  ein  totalreflektirendes  Prisma  auf- 
gefangen und  seitlich  abgclonkt,  sodafs  mittelst  eines  Okulars  dieser 
Spektraltlieil  mit  dem  Auge  beobachtet  werden  kann,  während  das 
blauviolette  Ende  des  Stemspektrums  in  die  photographische  Miniatur- 
kamera eintritt,  um  dort  die  Lichtschwingungen  in  chemische  Arbeit 
umzusetzen.  Die  von  der  Vorderfläche  des  ersten  Prismas  reflektirten 
Lichtstrahlen  gelangen  in  ein  kleines  am  Apparate  angebrachtes  Fern- 
rohr, durch  welches  die  Stellung  des  Sternes  im  Spalt  des  Spektro- 
meters jederzeit  kontrolirt  werden  kann. 

An  jedem  heiteren  Abend  finden  wir  hier  natürlich  die  Arbeit  an 
dem  grofsen  Werke  der  spektrographischen  Himmelsdurchmusterung 
im  vollsten  Gange.  Ein  eigentliUmliches,  auf  die  Dauer  nicht  gerade 
angenehmes  Summen  macht  dann  auf  den  uneingeweihten  Zuschauer 
einen  fast  unheimlichen  Eindruck.  Dasselbe  entsteht  durch  die  Strom- 
unterbreebungen  eines  kräftigen  elektrischen  Induktionsapparates, 


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134 


Fi^.  3.  Der  Stem-Spelrtrograpb  am  grofaen  Refraktor  der  Potadamer  Sternwarte. 

trollirung  der  richtigen  Stellung  des  Fernrohrs.  In  einer  Stunde  ist 
bei  helleren  Sternen  und  normaler  LuftbeschafTenheit  die  Aufnahme 
eines  Spektrums  beendigt. 

Besuchen  wir  endlich  noch  die  dritte,  östliche  Kuppel,  so  finden 
wir  auch  das  hier  aufgesteUte  Fernrohr  gegenwärtig  zu  einer  ausge- 
dehnten Arbeit  verwendet.  Es  handelt  sich  hier  ebenfalls  um  eine  Durch- 
musterung der  Fixsterne,  aber  das  Licht  derselben  wird  diesmal  nicht 


welcher  das  Erglühen  einer  mit  Wasserstoff  gefüllten  Geisslerschen 
Röhre  bewirkt,  deren  mitabgcbildeles  aus  wenigen  hellen  Linien  be- 
stehendes Spektrum  auf  der  photographischen  Platte  die  zum  Ver- 
Btändnifs  des  Stomspektrums  nöthigen  Fixpunkte  liefert  Das  Auf- 
nahmeverfahren selbst  ist,  sobald  die  mangels  eines  Okulars 
etwas  schwierige  Einstellung  gelungen  ist,  ein  sehr  einfaches  und 
beansprucht  vermöge  der  Güte  des  L’hrwerkes  nur  selten  eine  Kon- 


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135 


qualitativ,  sondern  nur  quantitativ  untersucht.  Die  Hellig'keiten  aller 
bei  uns  beobachtbaren  Sterne  bis  zur  achten  Gröfsenklasse  herab 
sollen  mit  Hilfe  eines  Zöllnerschen  Astrophotometers  bestimmt  worden, 
eine  jetzt  erst  in  ihren  jVnfangsstadien  beg-riffene,  höchst  au.Sftedehnte 
und  mülievolle  Arbeit,  die  aber  nach  ihrer  Vollendung  eine  wichtige 
Grundlage  für  mancherlei  Probleme  bilden  wird,  deren  wichtigste  ira 
sechsten  und  siebenten  Hefte  des  ersten  Jahrgangs  dieser  Zeitschrift 
von  Herrn  Prof,  Seeliger  aiiseinandergesetzt  worden  sind. 

Wir  habcsn  damit  die  eigentliche  Sternwarte  in  Augenschein  ge- 
nommen; aber  bevor  wir  das  Haus  verlassen,  winl  noch  ein  Gang 
durch  das  Erdgeschoss,  das  Fremden  sonst  freilich  völlig  verschlossen 
bleiht,  intcres.sant  sein.  Wir  sehen  hier  die  Maschinen  zur  Central- 
heizung, eine  kräftige  Dynamomaschine  mit  (lasmotor  zur  Erzeugung 
elektrischen  Lichtes  in  allen  Häumen  des  Gebäudes,  eine  Tischler- 
und  eine  Mechaniker-Werkstatt,  Weiter  gelangen  wir  in  einen  Raum, 
welcher  zu  den  gröberen  photographischen  Arbeiten  benutzt  wird; 
auch  gewahren  wir  in  einem  atisto.ssenden  Raum  verschiedene  gal- 
vanische Batterien,  und  schliefslich  trelTon  wir  noch  ein  wissenschaft- 
liches Ijaboratorium,  in  welchem  mit  Hilfe  des  in  Figur  4 abgebildeten 
Pendelapparatcs  vor  kurzem  eine  sehr  genaue  Bestimmung  der  Dichtig- 
keit der  Erde  ausgeführt  worden  ist.  Die  Wägung  unseres  Planeten  ist 
hier  in  der  Weise  bewerkstelligt  wonlen,  dafs  die  Anziehung,  welche 
die  zwei  in  der  Abbildung  sichtbaren  gusseisernen  Cylinder  von  je 
350  Kilo  Gewicht  auf  ein  l-’endel  ausüben,  verglichen  wird  mit  der  be- 
kannten Anziehungskraft  der  Erde.  Die  Beobachtung  der  Veränderung 
iler  Pendollage  je  nach  der  Stellung  der  Gewichte  geschalt  dabei  durch 
den  engen  Thürspall  von  einem  Nebenraurae  aus,  sodafs  der  Apparat 
völbg  gegen  Störungen  durch  die  Anwesenheit  des  Beobachters  ab- 
geschlossen war. 

Beim  Weggang  von  der,  wie  w'ir  sahen,  in  allen  Theilen  eine 
rege  Thätigkeit  entfaltenden  Stornwarttt  wird  unser  Blick  noch  durch 
zwei  kleinere  Häuschen  westlich  vom  Hauptgebäude  gefesselt.  Das 
eine  mit  hölzerner  Wandung  schliefst  ein  Universal-Durchgangsiustru- 
ment  von  Bamberg  in  sich,  mit  welchem  regelmäfsig  die  Zeit  bestimmt 
winl,  und  das  vor  einigen  Jahren  auch  zur  Ertnittelung  der  geogra- 
phischen Breite  des  Observatoriums  verwendet  worden  ist.  Der  andere 
kleine  Bau  aus  Backsteinen  trägt  eine  eiserne  Drehkuppel.  Dem  Ein- 
tretenden  zeiget  sich  das  in  Figur  5 dargestellte  Bild.  Dieses  wunderbare 
Fertirohr  von  aufsorgewöhnlicher  Form  und  Aufstellung  wird  demnächst 
seiner  Bestimmung,  an  der  Horstollung  der  photographischen  Himmels- 


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Fi^.  4.  Apparat  zur  Bestimmung  der  Erddichte. 


Fig.  5.  Der  Potsdamer  photographische  Doppelrefraktor. 


13Ö 


karte  mitzuwirken,  übergotten  werden.  Das  von  Repsold  in  Hamburg 
gefertigte  Instrument  ist  zunächst  durch  eine  neue  Art  der  Aufstellung 
interessant.  Die  Säule,  auf  welcher  das  Fernrohr  ruht,  steht  nämlich 
nicht  senkrecht,  sondern  ist  derart  kniefdrinig  gebogen,  dafs  der  obere 
Theil  die  Richtung  der  Erdaxe  angiebL  Dadurch  ist  eine  in  allen 
I>agen  vollkommen  unbehinderte  Bewegung  des  Fernrohrs  ermöglicht, 
während  bei  der  gewöhnlichen  Aufstellung  oft  gerade  bei  den  sonst 
günstigsten  Beobachtungen  in  der  Nähe  des  Zoniths  und  Meridians 
ein  Umlegen  des  Fernrohrs  nach  der  anderen  Seite  der  Säule  erforder- 
lich wird.  Die  Möglichkeit,  stets  in  der  unteren  Lage  des  Fernrohrs  zu 
arbeiten,  gewährt  auch  für  den  die  Aufnahme  überwachenden  Astro- 
nomen bei  der  Länge  der  Expositionsdauer  sehr  wesentliche  Vortheile. 
Das  Rolir  selbst  besitzt,  wie  unsere  Abbildung  zeigt,  einen  fast  ellip- 
tischen Querschnitt  Es  rührt  dies  daher,  dafs  es  zwei  Fernrohre  in 
sich  vereinigt  deren  optische  Axen  genau  parallel  sind.  Ein  photo- 
graphisches Objektiv  von  13  Zoll  Durchmesser  entwirft  das  Bild  der 
jeweiligen  Himmelsgegend  auf  die  in  einer  Kassette  am  anderen  Ende 
des  Rohres  befindliche  Bromsilbergelatineplatte.  Daneben  aber  dient 
ein  gewöhnliches  Fernrohr  von  9 Zoll  Objektivöffnung  zur  genauen 
Führung  des  Instrumentes  währeud  der  Exposition.  — Durch  dieses 
Instrument  ist  sonach  Deutschland  in  den  Stand  gesetzt,  sich  an 
der  Herstellung  einer  photographischen  Himmelskarte,  welche  auf 
dem  Pariser  Kongress  von  1887  beschlossen  wurde,  zu  betheiligen, 
und  somit  an  dem  in  dieser  Zeitschrift  schon  wiederholt  besprochenen 
internationalen  Wettkampfe  im  Dienste  der  photographischen  Himmols- 
forschung  theilzunehmen. 

Wir  verlassen  nunmehr  den  Boden  dieses  dem  Himmel  geweihten 
Haines  mit  der  frohen  Ueberzeugung,  dafs  wir  von  hier  für  die  Folge- 
zeit immer  neue  und  vermehrte  Beiträge  zum  Fortschritte  der  Königin 
der  Wissenschaften  erwarten  dürfen. 


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Die  diesjährigen  Beobachtungen  zur  Ermittelung  der  Entfernung 
der  Erde  von  der  Sonne. 

Bekanntlich  ist  unsere  KenntniTs  des  Winkelwerthes,  welchen 
man  die  Parallaxe  der  Sonne  genannt  hat  und  aus  dem  uumittelbai' 
die  Entfernung  der  Erde  von  der  Sonne  gefolgert  werden  kann,  noch 
immer  nicht  zu  einem  völlig  sicheren  Abschlufs  gelangt.  Der  Betrug 
von  8.848  Bogonsekunden,  der  von  Newcomb  aus  den  neueren  Beob- 
achtungen gezogen  ist‘)  und  gegenwärtig  ziemlich  allgemein  bei  astro- 
nomischen Rechnungen  verwendet  wird,  kommt  der  Walirheit  jedenfalls 
sehr  nahe,  bedarf  aber  noch  weiterer  Sicherstellung  und  Verschärfung. 
Unter  den  Methoden,  welche  sich  zur  Ermittelung  des  kleinen  Winkel- 
betrages der  Sonnenparallaxe  eignen,  ist  namentlich  in  neuerer  Zeit 
die  Beobachtung  der  Venusvorübergänge  vor  der  Sonnenscheibe  für 
eines  der  vorzüglichsten  Mittel  gehalten  und  zuletzt  in  den  Jaliren  1874 
und  1882  angowendet  worden.  Das  Wesen  und  die  grofsen  Vortheilo 
dieses  Weges  auseinanderzusetzen  ist  hier  nicht  der  Ort;  vielmehr 
soll  nur  auf  die  Schwierigkeiten  aufmerksam  gemacht  werden,  denen 
die  Beobachtung  der  Zeit  der  Ränderberührung  von  Sonne  und  Venus 
oft  begegnet.  Diese  Schwierigkeiten  liegen  in  der  Unruhe  und  dem 
Wallen  des  Sonnenrandes  sowie  in  den  störenden  Einflüssen  der  Irra- 
diation und  der  Venusatmosphäre.  Schon  vor  17  Jahren  verwies  der 
Direktor  der  Breslauer  Sternwarte,  Professor  Galle,  auf  eine  Metliode 
zur  Bestimmung  der  Sonneuparallaxe,  bei  welcher  diese  Faktoren 
ganz  wirkungslos  gemacht  werden.  Diese  Methode  besteht  in  der  Be- 
obachtung eines  jener  „kleinen“^  Planeten,  welche  der  Erde  nahe  (bis 

Dieser  Parallaxonworth  gniiidct  sich  auf  die  neueren  Meridian-  und 
Oppositions-Beobachtungen  des  Mars,  auf  die  früheren  Venusdurchgänge,  die 
paraUaktische  Ungleichheit  der  Mondbewogung.  die  Mondgicichung  der  Erde 
und  auf  Foucaults  Bestimmung  der  Lichtgesrliwuidigkeit. 


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140 


auf  0.8  der  Sonneuentfemung)  kommen  können.  Zur  Zeit  der 
günstigen  Opposition  eines  solchen  Planeten  hat  man  nämlich  an  ver- 
schiedenen Orten  der  Erde  korrespondirende  Distanzmessungen  aus- 
zuführen  d.  h.  es  sind  an  je  zwei,  ein  und  demselben  Meridiane  mög- 
lichst nahe  gelegenen  Orten  der  Nord-  und  Südhemisphäre  die  Abstände 
der  Sterne  von  dem  Planeten  zu  bestimmen  und  zwar,  um  die  Instru- 
mentalfehler gut  zu  eliminiren,  je  eines  nördlich  dem  Planeten  vor- 
ausgehenden und  eines  südlich  ihm  folgenden  Sternes  (oder  umgekehrt). 
Jede  dieser  in  der  Deklinationscoordinate  gemachten  Messungen  giebt 
eine  Gleichung  mit  2 Unbekannten,  deren  eine  die  geocentrische 
Differenz  Stern-Planet  und  deren  andere  die  Korrektion  ist,  welche 
man  zu  einem  angenommenen  Näherungswertho  der  Sonnenparallaxe 
hinzuzufügen  hat.  2)  Aus  der  Verbindung  je  zweier  Beobachtungen 
lassen  sich  die  Unbekannten,  und  durch  Auflösung  des  aus  allen  Be- 
obachtungen entstehenden  Oleichungssystems  der  wahrscheinlichste 
Betrag  der  Korrektion  finden,  um  welchen  die  angenommene  proviso- 
rische Sonnenparallaze  noch  verbessert  werden  mufs.  Die  V'ortheile 
der  Methode  sind  offenbare:  Planet  und  Stern  unterscheiden  sich  dem 
Anscheine  nach  im  Fernrohre  durch  nichts  von  einander  und  die 
Messung  der  Abstände  zweier  solcher  Objekte  von  nicht  zu  verschiedener 
Lichtstärke  kann  mittelst  unserer  heuügen  Mefsvorrichtungeu  (Fadenmi- 
krometer oder  Heliometer)  mit  völliger  Schärfe  vorgenommen  werden ; 
ferner  umgeht  man  die  Seltenheit  der  Venusvorübergänge  und  die  damit 
öfters  verbundene  Kostspieligkeit  von  Beobachtungs- Expeditionen  voll- 
ständig, da  sich  unter  den  bis  jetzt  entdeckten  286  kleinen  Planeten  eine 
ganz  beträchtliche  Zahl  vorfindet,  die  der  Erde  nahe  kommt  und  zu 
häufigen  Oppositionsbeobachtungen  Gelegenheit  giebt,  so  dafs  es  nur  der 
bezüglichen  Kooperation  der  nördlichen  und  südhehen  Sternwarten  be- 
darf, um  durch  korrespondirende  Messungen  die  Sonnenparallaxe  be- 
stimmen und  durch  Wiederholung  an  verschiedenen  Planeten  den 
resultirenden  Worth  beliebig  weit  verschärfen  zu  können.  Galle  hat 
seine  Methode  gelegentlich  der  Opposition  dos  Planeten  „Flora“  im 

’)  Bezeichnet  man  mit  r.  die  näheruugsweiso  Parallaxe,  mit  % ihre  Kor- 
rektion. mit  S die  Deklination  des  Sternes,  mit  U die  geocentrische  Deklination 
des  Planeten  und  mit  die  gemessene  Deklinaüons-DiCTerenz,  so  ist  die 
Gleichung  für  den  einen  Beobachtungsort 

D = 5 -(-  A4  p (t:  x) 

wo  p einen  aus  der  geographischen  Lage  des  Ortes  hervorgehenden  Faktor 
bedeutet  Für  den  zweiton  Ort  ist  ähnlich 

D = 8 -f  A4'  -f  p'  (r  -t-  x) 

Ba  ist  selbstverständlich,  dafs  die  Zahlen  für  D und  A4  auf  eine  und  dieselbe 
Zeit  reduzirt  w'orden  müssen. 


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141 


Jahre  1873  zur  Anwendung  gebracht  und  bei  derselben  das  Zusammen- 
wirken von  0 nördlichen  und  3 südlichen  Sternwarten  veranlafst;  aus 
132  gemessenen  Deklinations-Difierenzen  ergab  sich  die  Parallaxe  von 
8.879  Bogensekunden.  Seither  hat  man  durch  weitere  Anwendung 
des  Verfahrens  bei  den  Uppositionen  einiger  anderer  Planeten  die 
Brauchbarkeit  der  Methode  würdigen  gelernt  und  namentlich  hat 
der  Direktor  der  Sternwarte  der  Capstadt,  Gill,  durch  eifrige  Mit- 
wirkung und  Vorbereitung  bei  den  Beobachtungsplänen  viel  für 
die  Befestigung  der  Methode  gethan.®)  Im  gegenwärtigen  Jahre 
bietet  sich  nun  durch  die  günstigen  Oppositionen  der  Planeten 
, Victoria“  und  „Sappho“  abermals  Gelegenheit,  in  der  Feststellung 
des  Werthes  der  Sonnenparallaxe  einen  Schritt  weiter  zu  thun. 
Gill  hat  nicht  nur  wohldurchdachte  Programme  entworfen,  nach 
welchen  die  Beobachtung  dieser  beiden  Planeten  vorgenommen  wor- 
den sollten,  sondern  hat  auch  die  Mitwirkung  einer  Reihe  anderer 
Sternwarten  gesichert  Nach  diesen  Plänen  war  „Victoria“  vom  Juni 
bis  August  zu  beobachten  (die  Opposition  fand  am  16.  Juli  statt, 
der  Planet  hatte  die  Helligkeit  eines  Sternes  von  der  Orüfse  8.1), 
.Sappho“  im  September  und  Okotober  (Opposition  am  8.  Oktober, 
Helligkeit  9.2  Die  Abstände  der  Sterne  von  den  Planeten  sollten 
durchaus  mittelst  der  Heliometerinstrumente,  jetzt  des  genauesten  Werk- 
zeuges für  solche  Zwecke,  bestimmt  werden  und  die  Programme  gaben 
die  Stempaare  (37  für  Victoria,  38  für  Sappho)  an,  deren  Differenzen 
an  den  einzelnen  Tagen  bei  den  für  Parallaxenermiltelung  günstigsten 
Stellungen  d.  h.  bei  solchem  tiefen  Stande,  wo  noch  gute  Messungen 
ausführbar  sind,  zu  ermitteln  waren.  So  viel  ans  den  vorläufigen 
Nachrichten  ersichtlich  ist,  sind  die  Victoria-Beobachtungon  am  Cap 
von  vorzüglichem  Wetter  begünstigt  gewesen  und  komplette  Helio- 
metermessungen konnten  vom  10.  Juni  ab  Morgens  und  Abends  bei- 
nahe jeden  Tag  ausgeführt  werden.  Bei  denselben  erfreute  sich  Gill 
der  Mitwirkung  des  Herrn  Geheimrath  Auwers,  der  sich  von  Berlin  zu 
diesem  Zweck  nach  der  Capstadt  begeben  hatte,  und  das  Zusammen- 
wirken dieser  beiden  Astronomen  an  dem  ausgezeichneten  sieben- 
zölligen Repsoldschen  Heliometer  hat  eine  sehr  stattliche  Reihe  von 
Messungen  ergeben.  Die  korrespondirenden  Heliometerbeobachtungen 
wurden  von  den  Sternwarten  in  Leipzig,  Bamberg,  Newhaven  und 
Göttingen  gemacht;  dieselben  sind,  soviel  bis  jetzt  bekannt,  obwohl 

•)  Im  Oktober  vorigen  Jahres  ist  auf  Gills  Anregung  und  Mitwirkung 
durch  die  Sternwarten  Capstadt,  Newhaven  und  latijizig  die  Parallaxenbe- 
stimmung an  dem  Planeten  „Iris“  ausgefiihrt  worden. 


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N2 


durch  die  ungünstigen  Wetterstande  etwas  beeinträchtigt  doch  in 
hinreichender  Zahl  erlangt  worden.  Die  Ileliometerbeobachtungen  der 
Sappho  sollten  am  Cap  am  18.  September  beginnen.  Das  Haupt- 
gewicht legt  Oil  1 auf  die  möglichst  sorgfältige  Bestimmung  der  Stem- 
örter  durch  Meridianbeobachtungen;  eine  ganze  Reihe  von  Obser- 
vatorien, von  denen  die  zu  Pulkowa,  Berlin,  Paris,  Washington,  Greenwich, 
vermöge  ihrer  ausgezeichneten  Meridianinstrumente  in  erster  Linie  zur 
Mitwirkung  berufen  sind,  haben  diese  Aufgabe  übernommen.  Die 
korrespondirenden  Meridian-Beobachtungen  der  beiden  Planeten  auf 
der  Nord-  und  Südhalbkugol  werden  übrigens  an  sich  schon  einen  recht 
guten  Näherungswerth  der  Sonnenparallaxe  zu  liefern  im  stände  sein. 
Endlich  sollte  nach  Gills  Plano  in  ausgedehnter  Weise  von  der  astrono- 
mischen Photographie  Gebrauch  gemacht  werden.  Neben  dem  Ozülligen 
photographischen  Refraclor  der  Capstadt  war  die  Mitwirkung  meh- 
rerer nördlicher  photographischer  Observatorien  in  Aussicht.  Diese  Art 
Beobachtungen  sind  so  gedacht,  dafs  sie  entweder  an  bestimmten  Tagen  zu 
festgesetzten  Zeiten  vorzunehmen  waren,  um  mit  Heliometermessungen 
kombinirt  werden  zu  können,  oder  dafs  sie,  an  die  in  den  Program- 
men nonnirten  Zeiten  nicht  gebunden,  die  Sternumgebung  der  Planeten 
photographisch  allgemein  wiedergeben  und  in  Verbindung  mit  gleichen 
.Aufnahmen  der  SUdhalbkugel  w'erthvolles  Material  zur  Parallaxenbe- 
stimmung liefern  sollten.  — Bei  der  gewissenhaften  Durchführung  so 
umfassender  Pläne  und  der  eifrigen  Mitwirkung,  welche  dieselben  in 
Europa  und  Amerika  gefunden  haben,  ist  die  Hoffnung  sehr  begründet, 
dafs  uns  die  diesjährigen  Oppositionen  der  Victoria  und  Sappho  vor- 
aussichtlich zu  einem  Betrage  der  Sonuenparallaxe  von  hoher  Genauig- 
keit verhelfen  werden.  F.  K.  Ginzel. 


t 

Ueber  das  Umbiegen  der  Nebenflüsse  in  der  Nähe  ihrer  Ver- 
einigung mit  dem  Hauptstrom  macht  Dr.  L.  Henkel  in  „Petermanns 
Mittheilungen“,  Heft  VII,  1889,  einige  interessante  Bemerkungen.  Bei 
den  Nebenflüssen  der  gröfseren  Ströme  unseres  norddeutschen  Flach- 
landes, sowie  überhaupt  aller  Tiefebenen  bemerkt  man  sehr  häufig, 
dafs  dieselben,  nahe  der  Mündung  unter  scharfen  Winkeln  umbiegend, 
den  Hauptstrom  eine  Strecke  in  fast  jjaralleler  Richtung  begleiten,  ehe 
sie  sich  mit  demselben  vereinigen.  Ein  sehr  auffallendes  Beispiel  bietet 
unter  andern  die  Ilmenau,  welche  einige  Kilometer  unterhalb  Lüne- 
burgs fast  rechtwinklig  ihre  Nordrichtung  verläfst  und  bis  zu  ihrem 


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143 


Zusammenflurs  mit  der  Elbe  derselben  nahezu  parallel  läuft.  Diese 
oigenthümliche  Hlrscheinnng  ist  schon  von  E.  Reclus  und  Peschei 
hervorgehoben  worden;  letzterer  verweist  namentlich  auf  die  Neben- 
flüsse des  Po,  wo  sie  besonders  deutlich  zu  Tage  tritt.  Man  hat  diesen 
Vorgang  durch  die  Verminderung  der  Stofskraft  des  Nebenflusses  bei 
seiner  Vereinigung  mit  dem  Hauptstrome  zu  erklären  versucht,  indem 
man  von  der  Thatsache  ausging,  dafs  sich  an  solchen  Stellen  durch 
Niedersinken  der  Schlamm-  und  Sandtheilchen  Verlandungen  bilden. 
Hierdurch  wird  zwischen  beiden  Flüssen  eine  Halbinsel  geschaffen, 
die  sich  mehr  und  mehr  aushreitet,  während  der  Nebenflufs  durch 
-Abbruch  seines  der  Halbinsel  gegenüberliegenden  Ufers  das  verengte 
Profil  zu  erweitern  sucht  Ur.  Henkel  bemerkt  nn^,  dafs  diese  Roclus- 
Peschelsche  Erklärung  nicht  für  alle  Fälle  zutreffend  sei;  es  kann 
ihr  vielmehr  eine  andere  als  ebenbürtig  zur  Seite  gestellt  werden, 
nämlich  die  Benutzung  eines  alten  Strombettes  des  Hauptflusses  durch 
den  Nehenflufs.  Boi  der  Ohre,  deren  Lauf  in  der  Nähe  ihrer  Ein- 
mündung in  die  Elbe  die  vorerwähnte.  Erscheinung  zeigt,  ist  bei- 
spielsweise diese  Art  der  Entstehung  durch  historische  Zeugnisse  ver- 
bürgt Der  blofse  Anblick  der  Karte  kann  daher  nicht  immer  inafs- 
gebend  sein,  sondern  jeder  einzelne  Fall  bedarf  einer  Prüfung  unter 
Benutzung  geschichtlicher  Ueberlieferungen.  Schw. 

$ 

Ein  Modell  der  Meeresströmungen  des  atlantischen  Oceans 

wurde  von  Mr.  A.  W.  Clayden  in  einer  Abendsitzung  der  Royal 
Society  zu  London  vorgeführt  Obwohl  dasselbe  die  Einwirkungen 
der  Temperatur  und  der  Erdrotation  nicht  zur  Darstellung  bringt,  konnte 
durch  Nachahmung  der  über  dem  Atlantic  herrschenden  Winde  doch 
ein  ziemlich  getreues  Abbild  der  bestehenden  Strömungsverhältnisse 
erzielt  und  der  Beweis  erbracht  werden,  dafs  die  Winde  und  der  Ver- 
lauf der  Küsten  von  mafsgebendstem  Einflufs  auf  die  Meeresströmungen 
sind.  Ein  weiteres  Experiment  zeigte,  dafs  bei  einem  Durchbruch  von 
t'entralamerika  fast  alles  Wasser  durch  diese  Oetfnung  seinen  Weg 
nehmen  müsse,  dafs  dagegen  ein  schmaler  Kanal  durch  die  I.,andenge 
von  Panama  keine  wesentliche  Aenderung  in  dem  fiange  der  Strö- 
mungen des  Atlantic  bewirken  würde.  Schw. 


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144 


Das  griechische  Erdbeben  vom  25.  August 

Auf  der  Kgl.  Sternwarte  zu  Berlin  wurde  am  116.  August  aber- 
mals ein  leises  Erzittern  des  Bodens  beobachtet,  das  zweifellos  mit 
dem  Erdbeben  in  Beziehung  stand,  welches  am  Abend  dieses  Tages 
Griechenland  heimsuchte.  ■)  Dieses  Beben  nahm  seinen  Ausgang  von 
einer  unterseeischen  Stelle  des  Korinthischen  Golfes  zwischen  Aigion 
und  N'aupaktos  und  verbreitete  sich  mit  verheerender  Wirkung 
über  die  am  nördlichen  Küstensaum  gelegene  Landschaft  Aetolien, 
während  die  bei  den  grofscn  Erdbeben  von  1861  und  1886  hart  betroffe- 
nen Ortschaften  des  Pelonponnes  diesmal  verschont  blieben.  Der  Direk- 
tor des  englischen  Zentral-Telegraphenamtes  zu  Zante  G.  G.  Förster 
führt  die  Erschütterung  auf  den  Einsturz  unterirdischer  Ilohlräume 
zurück,  von  denen  der  Untergrund  der  Berge  Moreas  und  zum  Theil 
auch  der  Korinthische  Meerbusen  infolge  der  Auszehrung  löslicher 
Schichten  durchzogen  sein  soll.  Zur  Begründung  dieser  Ansicht 
macht  er  geltend:  1)  dafs  ein  Bruch  des  unterseeischen  Kabels  zwischen 
Hatras  und  Korinth  an  derselben  Stelle  erfolgt  ist,  wo  schon  früher 
bei  ilem  gewaltigen  Erdbeben  von  Aigion  ein  Zerreifsen  slattgefunden 
halte,  2)  dafs  das  Seow'asser  an  der  Bruchstelle  eine  auffällige  Trübung 
zeigte,  wahrend  es  weiter  östlich  seine  dunkelblaue  Färbung  bewahrte; 
:4)  scheinen  ihm  die  Tiefseeraessungen  beweisgebend  zu  sein,  durch 
welche  eine  Senkung  des  Meeresgrundes  des  Korinthischen  Golfes 
um  etliche  hundert  Meter  w'ährend  der  letzten  dreifsig  Jahre  gefunden 
worden  ist.  Mögen  diese  .\ngabon  an  und  für  sich  auch  zutreffend 
sein,  so  stehen  doch  den  Ausführungen  Försters  einige  Bedenken 
gegenüber.  Denn  während  derartige  Einsturzbeben  stets  als  nicht 
vulkanische  Beben  bezeichnet  werden,  hält  es  Förster  für  wahr- 
scheinlich, dafs  die  Senkung  des  Meeresgrundes  auch  mit  dem  Ausbruch 
eines  noch  unbekannten  unterseeischen  Vulkans  im  Zusammenhang 
gestanden  habe.  -\uch  sind  solche  Einslurzbeben  wegen  der  geringen 
Tiefe  ihres  Herdes  nicht  mit  so  bedeutenden  Fernwirkungen  verbunden, 
wie  es  bei  dem  diesjährigen  der  Fall  war,  wo  das  Erschütterungsgobiei 
sich  bis  Malta  und  Kleinasien  erstreckte  und  die  letzten  Regungen  der 
Stofswelle  sich  noch  bis  nach  Xorddeulsohland  verbreiteten  2).  Wohl 

')  V'crgl.  I.  Jutii'g.  Heft.  I,  S.  52.  Die  Ueberlriigungsdauer  des  Hlofses 
von  Patras  nach  Berlin  ergab  sich  zu  U Sekunden,  die  niittl.  Forlpflanzungs- 
geachwindigkeit  der  Welle  zu  etwas  ülwr  3 Kilometer. 

Man  hat  längst  erkannt,  dafs  die  von  Volger  und  Mohr  gegebene 
Erklärung  durch  Deckeneinstiirze  von  Höhlungen  für  gröfsero  Erdbeben  un- 
zureichend ist;  kleinere  Erschütterungen,  wie  sic  im  Karst-Gebiete  und  im 
Kanton  Wallis  stattQmlen,  können  allerdings  hierdurch  erzeugt  werden. 


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145 


mit  mehr  Berechtigung  bezeichnet  l)r.  Bai  bis  in  Athen  das  Erdbeben 
als  ein  Dislokationsb oben,  d.  h.  einen  Schwingungszustand  der 
Erdrinde,  der  im  unmittelbaren  Zusammenhang  mit  den  Faltungsvor- 
gängen und  der  gebirgsbildonden  Thätigkeit  steht.  Hierin  suchte 
schon  Julius  Schmidt  die  Ursache  des  gewaltigen  Erdbebens,  dom 
1861  Aigion  zum  Opfer  fiel.  Es  steht  überdies  fest,  dafs  der  nörd- 
liche Küstensaum  Moreas  auf  sinkendem  Grunde  ruht.  Schon  im 
.\lterthum  wurde  daselbst,  wie  Pausanias  erzählt,  die  Stadt  Heliko 
von  den  Meereswogen  überlluthet,  und  bei  dem  erwähnten  Erdbeben 
vom  Jahre  1861  sind  ganze  Theile  der  Küste  vom  Wasser  ver- 
schlungen worden.  Solche  Senkungen  treten  häufig  in  Begleitung 
tektonischer  Erdbeben  auf;  sie  sind  aber  nicht  ihre  Ursache,  sondern 
lediglich  eine  Folge  derselben.  Schw. 


Der  Vulkan  auf  der  Insel  Vulkano  Im  Aeoliscben  Archipel. 

Der  Vulcano,  der  Nachbar  des  rastlos  thätigen  Stromboli,  befindet 
sich  nach  einem  Berichte  von  0.  Silvestri  (Compt.  rend.,  6.  Aug.  1889) 
gegenwärtig  in  einer  Periode  voller  Thätigkeit.  Seif  1771  fand  daselbst 
kein  gröfserer  Ausbruch  statt  Der  Krater  glich  während  der  Dauer 
eines  .Jahrhunderts  einer  harmlosen  Solfatara  (Schwefelquelle),  und 
nur  selten  verriethen  in  diesem  Zeiträume  Rauchwolken  und  Aschen- 
rällo  das  im  Innern  des  Feuersehlundes  noch  sich  regende  Leben. 
Seit  September  1878  folgte  indefs  eine  Zeit  der  Unruhe,  welche  den 
Bewohnern  des  Aeolischen  Archipels  das  Wiedererwachen  der  unter- 
irdischen Gewalten  ankündigte.  In  der  Nacht  vom  2.  zum  3.  August 
vorigen  Jahres  wurden  dieselben  durch  ein  donnerartiges  Getöse 
erschreckt,  und  dies  war  der  Beginn  einer  elf  Monate  ununterbrochen 
andauernden  Thätigkeit.  Der  Ausbruch  war  beständig  von  heftigen 
Explosionen  begleitet,  die  gewaltige  Mengen  Wasserdampfes,  unter- 
mischt mit  Aschentheilchen,  auswarfen  und  häufig  zu  elektrischen 
Ausgleichungen  Anlafs  gaben.  Die  in  Form  einer  gigantischen  Pinie 
sich  erhebende  Rauchwolke  erreichte  nach  Winkelmessungen  des 
Prof.  Ricco  auf  dem  Observatorium  zu  Palermo  eine  Höhe  von 
10.5  Kilometer.  Anfänglich  wurden  nur  Lapilli  und  alte  Lavafrag- 
mente mit  der  Asche  ausgeworfen,  später  Felstrüramer  und  vulkanische 
Bomben,  deren  Gluth  immittelbar  nach  dem  Auswurf  darauf  gelegte 
Geldstücke  zum  Schmelzflufä  brachte.  Sie  stiegen  bis  zu  Höhen  von 

Bimmel  und  Erde.  tl.  3. 


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146 


1 bis  2 Kilometern  empor  und  fielen  zur  Erde  nieder  mit  Geschwin- 
digkeiten von  ISO  bis  200  Motor.  Beachtenswertli  ist  die  Ruhe  des 
umgebenden  Bodens.  Mehrere  Seismometer,  welche  am  Kraterrande 
aufgestellt  wurden,  verriethen  keine  Störung,  selbst  nicht  das  Tromo- 
motcr,  nur  am  Quooksilberspiegel  konnte  man  leise  Erschütterungen 
wahmehmen.  Ein  weiterer  beachtenswerther  Umstand,  der  vielleicht 
mit  der  Ruhe  des  Bodens  im  Zusammenhang  steht,  ist  das  Fehlen 
jedes  Lavaergusses  trotz  der  Anwesenheit  geschmolzener  Massen  im 
Innern  des  Feuerschlundes.  Schw. 


Die  Falbsche  Theorie  und  der  Einflufs  des  Mondes  auf  die  Gewitter. 

Seit  dem  Auftauchen  der  Falbsohen  .Ansichten  über  die  Wirkung 
der  Mondanziehung  auf  die  Fluthbewegungen  unserer  Atmosphäre 
haben  die  meteorologischen  Erscheinungen,  wie  Luftdruck,  Wind  u.  s.  w. 
in  Bezug  auf  ihre  Abhängigkeit  von  den  Stellungen  des  Mondes  be- 
reits mehrfache  streng  wissenschaftliche  Untersuchungen  erfahren. 
Diese  Arbeiten  haben  so  ziemlich  allgemein  zu  dem  Ergebnifs  geführt, 
dafs  der  Einflufs  des  Mondes  zwar  bei  einigen  der  meteorologischen 
F'aktoren  vorhanden,  aber  von  verschwindender  Kleinheit  ist,  zu  den 
Erklärungen  Falbs  also  unter  keinen  Umständen  ausreioht.  Man 
findet  die  diesbezüglichen  Untersuchungen  zusammengestellt  im  „Hand- 
buch der  ausübenden  Witterungskunde“  von  Dr.  v.  Bebber,  Stutt- 
gart 1885.')  Betreff  des  Zusanmienhanges  der  Gewitter  mit  der  Mond- 

’)  Wir  bnt>on  die  hauptsächlichsten  dieser  Ergebnisse,  da  dieselben  im 
Publikum  wenig  bekannt  sind,  hier  hervor:  Der  Luftdruck  ist  höher  bei  der 
Mondfeme  als  bei  der  Mondnahe,  der  Unterschied  nach  den  verschiedenen 
zahlreichen  Untersuchungen  aber  so  klein,  dafs  er  nicht  hat  zahleumäfsig  fest- 
gestellt w'erden  können.  — Die  durch  den  Mond  hervorgebrachte  Ebbe-  und 
Fluthbewegung  beträgt  (nur  in  den  niedern  Hreitegraden  nachweisbar)  kaum 
ein  Hundertstel  Millimeter  im  Barometerstände.  Die  Regenmenge  wird  eben- 
sowenig vom  Monde  beeinQufst;  es  zeigen  eich  geringe  Maxima  bei  Neu-  und 
Vollmond  und  bei  Mondnahe.  — Ueber  den  Einflufs  auf  Windbewegung, 
Temperatur,  Bewölkung  und  Gewitter  war  bisher  kaum  ein  bestimmtes  Resultat 
zu  sichern,  da  sich  die  Untersuchungen  in  vielfachem  Widerspruche  zu  ein- 
ander befinden.  — Betreffs  der  wissenschaftlichen  Kritik  der  hier  nur  ganz  kurz 
und  unvollständig  angedeuteten  Verhältnisse  verweisen  wir  auf  das  oben  er- 
wähnte Behbersche  Werk.  Eine  gemeinverständliche  Zusammenfassung  der 
Untersuchungen  über  den  Einflufs  des  Mondes  findet  der  Leser  ferner  in  dem 
eben  erschienenen  Buche  von  Prof.  Hermann  Fritz;  „Die  wichtigsten  perio- 
dischen Erscheinungen  der  .Meteorologie  und  Kosmologie-,  Leipzig  ISöt*  (Inter- 
nationale Wissenschaft!.  Bibliothek,  6S.  Bd.),- welches  wir  allen  .lenen  dringend 


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147 


Periode  hat  nun  unser  Mitarbeiter,  Herr  Dr.  Wagner,  im  Augusthefle 
der  „Meteor.  Zeitschrift“  eine  genaue  Untersuchung  durohgefiihrt.  Das 
Material  umfafst  etwa  acht  Jahre  der  seit  1879  resp.  1880  in  Baiern 
und  Württemberg  von  der  k.  bair.  meteor.  Centralstation  publicirten 
Oewitteraufzeiohnungen.  Es  ergfab  sich  aus  47427  Meldungen  für 
100  synodische  Mondumläufe  eine  hinreichend  deutliche  periodische 
Abhängigkeit  der  Gewitter  von  dem  Mondlaufe  (das  Maximum  nach 
dem  letzten  Mondviertel),  doch  erwies  sich  das  Ueberwiegen  der  Ge- 
witterzahl für  die  einzelnen  Mondstellungen  als  so  gering,  dafs  die 
gefundene  Periodioität  für  Wetter-Prognosen  gar  nicht  gebraucht 
wenlen  kann. 

Angesichts  der  negativen  Erfolge,  die  auf  diese  Weise  aus  den 
sachlichen  Untersuchungen  des  Mondeinflusses  sich  allmählich  an- 
■sammeln,  sollte  Herr  Falb  wohl  mit  dem  Dichter  sagen:  „Fallen  seh 
ich  Zweig  auf  Zweig!“  Allein  zu  solchem  Bekenntnifs  wird  es  nimmer 
kommen,  denn  sein  Weizen  blüht,  so  oft  ein  Temperaturrüokgang  oder 
anhaltende  Regengüsse  oder  gar  auch  nur  bescheidene  Trübungen  des 
Luftmeeres  wieder  einmal  zufällig  auf  oder  in  die  Nähe  einer  kritischen 
Mondstollung  gefallen  sind.  Das  Publikum  wird  dann  von  der  Richtig- 
keit und  Wissenschaftlichkeit  der  Prophezeihungen  überzeugt  und 
Herrn  Falbs  Ruhm  steigt.  Wir  wünschen  ihm  mit  Freuden  weitere 
Ausbreitung  so  gearteter  Berühmtheit.  Indessen  denken  wir,  wäre  es 
gut,  wenn  er  statt  der  vielen  populären  Bücher  und  Vorträge,  in  denen 
er  vor  der  Masse  seine  Theorie  begründet,  jetzt  endlich  einmal  ein 

empfehlen,  die  sich  darüber  unterrichten  wellen,  was  von  wiBscnschnftlicher 
Seite  über  den  Kinflufs  kosmischer  Körper  sicher  gestellt  worden  ist.  Auch 
Professor  Fritz  kommt  nach  Betrachtung  der  einschlägigen  Forschungen  zu 
dem  Krgebnifs,  dafs  der  Moudeinllufs  auf  die  meteorologischen  Fakturen  zum 
Theil  zwar  vorhanden,  aber  so  gering  ist,  dafs  er  nm'  ein  wissenschaftliehes 
Resultat  darstellt,  aber  in  keiner  Weise  den  Wetterprognosen  dienstbar  gemacht 
werden  könne.  — Noch  mehr  zweifelhaft  ist  derzeit  die  Mitwirkung  des  Mondes 
bei  Erdbeben.  (8.  das  Fritzache  Buch,  8.  244— '.'47).  Neuere  Untersuchungen 
von  Erdbebenreihon,  wie  die  von  Prof.  Hirsch  über  die  Schweizer  Erdbeben 
(Bulletin  de  la  sociötä  des  Sciences  nat.  de  Neuch&tel,  T.  XVI  1S83)  haben  sich 
scharf  gegen  Falb  ausge.sjirochen.  Die  Perroyschen  Resultate  über  den  Ein- 
tlufs  des  Mondes  auf  Erdleben  sind  nach  einer  ausgedehnten  Untersuchung 
von  Montessua  de  Ballere  nicht  bestätigt  worden,  worauf  wir  nächstens  noch 
eingc^hender  zurückkommeii  werden.  — Ueber  Finsternisse  und  Erdbeben,  die 
nach  Falb  einen  Zusammenhang  haben  sollen,  wird  in  einem  der  nächsten 
Hefte  eine  Mittheilimg  folgen.  Wir  bemerken,  dafs  das  Resultat  gleichfalls  ein 
negatives  ist.  — 8o  blieben  denn  noch  die  Grubenexplosionen  übrig;  bei  diesen 
hat  Herr  Falb  vorläufig  noch  freies  Feld  für  schöne  Prophezeihungeu,  du  über 
den  Zusammenhang  der  schlagenden  Wetter  mit  dem  Monde  so  viel  wüe  nichts 
vorliegt. 

10* 


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148 


fachliches,  wirklich  wissenschaftliches  Huch  schreiben  wollte,  wo  er 
vor  wissenschaftlichen  Lesern  den  Beweis  liefert,  entweder,  dafs 
die  oben  g-edachten  verschiedenen  geringfügigen  Mondwirkungen  auf 
falsche  Weise  aus  den  meteorologischen  Beobachtungsreihen  abge- 
leitet worden  sind,  also  die  von  der  Wissenschaft  bisher  befolgten 
Methoden  unrichtig  sind,  oder  aber,  dafs  beim  Vorhandensein  der 
sog.  Fluthconstellationen  die  Kleinheit  des  Mondeinflusses  schon  hin- 
reichend ist,  die  grofsen  Vorgänge  zu  erklären,  welche  sich  ohne 
Unterbrechung  in  den  Wettererscheinungen  und  im  Innern  der  Erde 
vollziehen.  Die  Wissenschaft  wartet  seit  anderthalb  Dezennien  ver- 
geblich auf  die  Erbringung  des  einen  oder  des  anderen  dieser  Beweise; 
der  wunderliche  Weg,  Theorien  vor  die  Oeffentlichkeit  zu  tragen,  bevor 
dieselben  strenge  begründet  worden  sind,  und  Prophezeihungen  zu 
wagen,  bevor  dieselben  einen  Boden  haben,  mufs  der  W'issensclmft 
ebenso  kraus  wie  widersinnig  erscheinen.  F.  K.  Ginzel. 


Kometenmedaille  der  astronomischen  Gesellschaft  der  paciflschen 
Staaten.  Die  Jagd  nach  neuen  Kometen,  die  bekanntlich  mit  beson- 
derem Eifer  und  Erfolge  von  einigen  amerikanischen  Astronomen 
betrieben  wird,  ist  durch  eine  neue,  von  J.  A.  Dono  ho  e gestiftete  und 
von  der  astronomischen  Oesellschaft  der  paciflschen  Staaten  vom 
1.  Januar  1890  ab  zu  verleihende  Medaille  um  einen  weiteren  Reiz 
bereichert  worden.  Jedermann,  der  einen  unerwarteten  Kometen  ent- 
deckt oder  die  erste  Beobachtimg  eines  wiedorkehrenden  periodischen 
Kometen  erlangt  und  davon  einerseits  dem  Direktor  der  Lick-Stem- 
warte  sofortige  briefliche  Mittheilung  zugehen  läfsl,  andererseits  an 
die  Centralstelle  für  astronomische  Telegramme  nach  Kiel  berichtet, 
kann  sich  diese  Auszeichnung  erwerben,  und  es  steht  sonach  auch 
denjenigen  unserer  Leser,  die  über  ein  einigermafsen  brauchbares 
Fernrohr  verfügen,  frei,  sich  an  dem  schönen  Wettkampf  im  Dienste 
der  Wissenschaft  zu  betheiligen. 


Meteor.  Am  IS.Oktober  ist  um  CUhr49Min.  Berl.  Zt.über  Deutsch- 
land ein  Meteor  von  seltener  Gröfse  und  Leuchtkraft  erschienen.  Dem 
Schreiber  dieser  Zeilen  ist  es  unter  der  freundlichen  Beihilfe  dos 
Herrn  Prof.  v.  Niessl  gelungen,  eine  grofso  Anzahl  von  Nach- 


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149 


richten  über  die  Erscheinung  aus  allen  Theilen  von  Deutschland  und 
Oesterreich  zu  sammeln,  und  wenn  auch  nur  ein  kleiner  Theil  der 
Miltheilungen  für  die  Bahnbostimmung  verwendbar  ist,  so  steht  doch 
zu  hoffen,  dafs  eine  solche  auf  Grund  des  vorliegenden  Materials  möglich 
sein  wird.  So  weit  sich  bis  jetzt  aus  den  Beobachtungen  übersehen 
läfst,  war  der  Lauf  des  Meteors  ziemlich  genau  von  Osten  nach  Westen 
gerichtet  und  fand  seinen  Endpunkt  südlich  vom  Harze,  in  der  Um- 
gegend von  Nordhausen. 

Die  Höhe  des  Meteors  mufs  eine  sehr  beträchtliche  gewesen 
sein,  denn  man  hat  es  südlich  bis  nach  Steiermark  und  Heilbronn, 
westlich  bis  in  die  Rhein-Provinz  und  nördlich  bis  Stralsund  wahr- 
nehmen können.  Gleichwohl  hat  die  grofse,  dem  elektrischen  Lichte 
vergleichbare  Helligkeit  des  fast  mondgrofsen  Meteorkörpers  bei  fast 
allen  Beobachtern  die  Illusion  unmittelbarer  Nähe  und  sehr  geringer 
Höhe  über  der  Erdoberfläche  hervorgerufen,  so  dafs  man  an  den 
verschiedensten  Orten  in  der  nächsten  Umgebung  nach  herabge- 
kommenen  Stücken  — natürlich  vergeblich  — gesucht  hat.  Beim 
Zerplatzen  hat  eine  donnerähnliche  Detonation  stattgefunden,  die  an 
vielen  Orten  einige  Minuten  später  deutlich  wahrgenommen  werden 
konnte.  — Die  gegenwärtige  Zeit  erweist  sich  überhaupt  ungemein 
reich  an  hellen  Meteoren,  denn  auch  am  29.  Oktober,  am  2.,  6.,  10., 
16.  und  22.  November  sind  in  Deutschland  sehr  helle  Meteore  gesehen 
worden.  Ob  diese  verschiedenen  Meteore  einen  gemeinsamen  Ursprung 
haben,  kann  erst  die  spätere  Berechnung  entscheiden.  Kbr. 

Le  Verlier  und  die  Meteorologie.  Neben  der  Astronomie  darf 
die  Meteorologie  den  gefeierten  Errechner  des  Neptun  den  ihren  nennen, 
da  sie  seinem  organisatorischen  Talente  die  modernen  Errungenschaften 
zum  grofsen  Theile  verdankt.  Hätte  Le  Verrier  als  Astronom  nicht 
so  grofsen  Ruhm  erlangt,  so  würden  seine  Verdienste  um  die  Meteoro- 
logie auch  in  weiteren  Kreisen  höher  geschätzt  werden,  denn  er  war 
es,  der  im  Jahre  1865  die  Wettertelegraphie  in  Vorschlag  brachte, 
und  bereits  von  der  Nützlichkeit  der  telegraphisch  zu  ertheilenden 
Sturmwarnungen  überzeugt  war.  Durch  seine  Bemühungen  erschienen 
die  ersten  täglichen  Wetterberichte  mit  Isobarenkarten  im  Jahre  1858 
als  „Bulletin  international“. 

Denjenigen,  welche  Le  Verrier  nur  als  theoretischen  Astronomen 
kennen  gelernt  haben,  wird  es  eine  interessante  Ergänzung  seines 


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150 


Lebensbildes  sein,  dafs  derselbe  grofse  Theoretiker  auch  in  praktischen 
Fragen  ein  tiefes  Verständnifs  bezeugte,  indem  er  die  Meteorologie 
für  die  Förderung  der  Landwirthschaft  in  ausgedehntestem  Mafse 
dienstbar  zu  machen  suchte.  Die  ausgezeichnete  meteorologische  Or- 
ganisation Frankreichs,  welches  mit  einem  dichten  Netze  von  Stationen 
zum  Studium  der  Niederschlagsverhältnisse,  der  Gewitter,  der  Ver- 
breitung und  Entstehung  der  Hagellalle  bedeckt  ist,  entstand  auf  seine 
Initiative  — es  war  sein  eifriges  Bestreben,  Verständnifs  und  Interesse 
fiir  meteorologpsohe  Forschung  in  den  weitesten  Kreisen  der  Bevölkerung 
zu  erwecken.  E.  W. 


Enchelnnii^ii  am  SternenMiniiiel  im  Monat  Dezember-Januar. 
(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  fUr  Berliner  Zeit) 
t Der  Mond. 


Aufgang  Untergang 


22. 

Dez. 

Neumond 

8l> 

0"  M(f. 

3k 

44“  Nm. 

23. 

Erdnähe 

9 

12 

4 

48  , 

29. 

Erstes  Viertel 

0 

21  Nm. 

30.  0 

50  Mg. 

6. 

Jan. 

VoUm.  u.  Erdferne 

4 

10 

8 

28  , 

14. 

w 

Letztes  Viertel 

0 

7 Mg. 

II 

88  „ 

Maxima  der  Libration:  29.  Dezember,  12.  Januar. 


Am  22.  Dezember  findet  auf  der  Südhalbkugel  der  Erde  eine  totale 
Sonnenfineternifa  statt  Die  Finstemifs  wird  im  ganzen  Congogebiete,  der 
Umgebung  des  Tanganjika  Sees  und  den  angrenzenden  Ländern  sehr  auffällig 
sein;  die  Totalität  wird  namentlich  von  einer  portugiaischen  Station  südlich 
von  S.  Paolo  da  Loando  aus  beobachtet  werden  können.  Wie  verlautet,  sollte 
von  amerikanischen  Astronomen  dorthin  ciao  Expedition  veranstaltet  werden. 


8.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Rectaa. 

Declin. 

Äufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

15.  Dezb. 

17k51m 

—25“  9' 

8k  40»  lg. 

3k  48“  5a. 

16k  26“ 

—20“  58' 

6>  42“  lg. 

2k  54“  .5a 

19.  . 

18  19 

-25  20 

8 53  , 

3 59  . 

16  47 

—21  49 

6 53  , 

2 53  , 

23.  , 

18  47 

-25  8 

9 5 w 

4 13  , 

17  9 

—22  31 

7 4 . 

2 54  . 

27.  , 

19  15 

—24  31 

9 12  . 

4 30  . 

17  31 

-23  2 

7 14  , 

2 56  . 

31.  . 

19  43 

-23  29 

9 1«  , 

4 50  , 

17  .52 

-23  21 

7 23  „ 

2 59  . 

4.  Jan. 

20  10 

—22  3 

9 16  . 

5 10  , 

18  14 

—23  29 

7 30  , 

3 4 ■ 

8.  . 

20  34 

—20  17 

9 13  , 

5 31  , 

18  36 

-23  26 

7 36  . 

3 10  . 

12.  , 

20  .55 

—18  17 

r 

Ci 

5 49  . 

18  5« 

-23  10 

7 41  . 

3 17  . 

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Mars 

Jupiter 

Rectas. 

j Declin. 

i Aiifff. 

j Unlerg. 

Rectas.  1 Declin. 

1 

1 Aufg. 

J ' 

Unterg. 

I ).  De*b.jl3»  18” 

: H 1 

!—  6*4r|  2k  13®Ig. 

1»  13”Ka 

19»  I”  1-22* 53' 

9k33'»T». 

5‘  15">.'l». 

>1.  , j l3  31 

— 7 59 

2 9. 

0 55  . 

19  7 —22  44: 

9 14  . 

4 58  . 

27.  , 13  44 

— 9 13 

2 5 J 

0 37  . 

19  13  1—22  35 

8 55  . 

4 41  . 

2.  Jan.  13  57 

—1025 

2 1. 

0 19  . 

19  19  !— 22  241 

8 36  „ , 

4 26  , 

8.  . 14  10 

—11  34 

1 57  . 

0 3 . 

19  25  ;— 22  13’ 

8 17  . I 

4 9. 

H.  . 14  22 

—12  40 

1 32  , 1 

11  46  TbJ 

19  31  —22  1 

8 1.! 

3 55  , 

.i 

Saturn 

1 Uranus 

Rectas.^ 

Declin. 

1 Aufg.  Unterg, 

Rectas. 

Declin.  j Aufg. 

^ Unterg. 

19.  Dezb.  10‘25” 

+11*3Ü' 

9l>27nAk.'llb41">l« 

13*‘37” 

i— 9»28'l  2!>34>>Is. 

Ik  1«  Ha. 

i7.  . 1 

10  25 

+11  35 

8 54  . in  10  . 

13  38 

— 9 34  ! 2 7 . 

0 30  . 

4.  Jan.  1 

10  24 

+11  42 1 

8 22  . 10  38  . 

13  39 

— 9 39  1 33  . 

11  59  Va. 

12.  , ! 

10  23 

+11  52 

7 4«  „ '10  ß „ 

1 

13  39 

1—9  42jj  1 4 „ , 

;i 

11  28  . 

1 

Elon^tionen  des  Saturntrabanton  Titan:  22.  Des.  westl.,  30.  östl., 
7.  Januar  westl.  Elong. 


Neptun 

Rectas. 

Declin. 

' Aufg. 

' Unterg. 

12.  Dezb.  4b  4” 

+ 19*  2' 

2b  47»  Sa. 

6b  33»  l|. 

27.  . 4 2 

+ 18  59  [ 

1 47  , 

5 33  . 

11.  Jan.  4 1 

+ 18  56 

j 0 46  . 1 

4 32  , 

3.  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

(Die  Verfinsterungen  sind  wogen  der  Sonnennähen  Stellung  des  Jupiter  nicht 

beobachtbar.) 

4.  Stembedccknngen  durch  den  Mond. 

(Für  Berlin  sichtbar.) 


Qröfse  Eintritt  Austritt 


3.  Januar 

•1  Tauri  3.6» 

Ob 

16» 

Mg. 

Ih 

I" 

Mg. 

3. 

• 1 „5.5 

5 

12 

Nm. 

5 

24 

Nm. 

5. 

• ji  Qemin.  3.0 

6 

30 

Mg. 

7 

5 

Mg. 

7. 

• p*  Caneri  5.5 

7 

20 

8 

9 

n 

(3®  V.  Sonneuanf^.) 


152 


5-  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 


Maximum 

Helligkeit 

im 

1890 

am 

Max. 

Min. 

Rectas. 

Ueclin, 

S Caasiop. 

26.  Dozb. 

6.7 — R.5" 

i;i" 

!>■ 

11“ 

34‘ 

+ 

72* 

2' 

R Ceti 

10.  Jan. 

1 

CO 

13 

.J 

20 

25 

— 

0 

40 

R Peraei 

15.  Dezb. 

8—9 

12 

3 

23 

3 

+ 

a5 

18 

U Gemin. 

21.  „ 

9 

13 

7 

48 

34 

+ 

22 

17 

V Cancri 

19.  , 

7 

12 

8 

15 

2f. 

+ 

17 

38 

T Virginia 

n.  . 

8.h 

13 

12 

8 

58 

— 

5 

25 

ü Hoixulis 

13.  Jan. 

7 

ns> 

Iti 

20 

5G 

+ 

19 

9 

b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typus: 

UCephei  . . 18.,  23.,  28.  Dez.,  2-,  7.,  12.  Jan.  Abende. 

Algol  . . 20.  Nm.26.  Mg.,  1.  Jan.  Ab.,  6.  Ab.  12.  Miltg. 

U Coronae  . . 22.  Nm.  20.  Dez.  Vm.,  5.  Jan.  Mg.  12.  Mg. 

SCancri  . . 21.  Dez.  Mg.,  30.  Ab.,  9.  Jan.  Mg. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 17.  Doz.  13.  Jon. 

V Virginia  . 18.  Dez.,  3.  Jan,  (Minima  lO™,  Maxima  9*"). 

6.  Meteoriten. 

Beachtung  verdient  der  Moteoritonschwarm  der  .Quadi*antiden*,  die  um 
das  Endo  des  Jahres  (Maximum  2.  Januar)  nördlich  vom  Kopfe  dea  „Bootes*’, 
aus  einem  Punkte  des  „Mauerquadranten"  (AR  230®,  D==  + 52*.,°)  achwärmen. 
Der  Mond  wird  der  Wahrnehmung  der  Stemachnuppen  nicht  allzu  hinder- 
lich adn. 


7.  Nachrichten*  über  Kometen. 

Der  Baruardscho  Märzkomot  bewogt  eich  im  Dezember  im  südlichen 
Theil  des  Walfisches  mit  abnehmender  Helligkeit  nordwärts. 

Für  den  Barnardachen  Junikometen,  der  vermöge  seiner  Lichtschwäche 
nicht  lange  boobachtet  werden  konnte,  ist  von  Berberich  dio  Bahn  oiner 
Ellipse  mit  128  Jahren  Umlaufszeit  angegeben  worden. 

Die  Rückkelir  des  elliptischen  Kometen  Brorsen  (5V«  Jahre  Umlaufazcit) 
wird  im  Dezember  erwartet  Der  Komet  wird  nur  von  den  Sternwarten  der 
südlichen  Erdhälfto  beobachtet  werden  können;  er  steht  um  Neujahr  in  den 
südlichen  Fischen. 


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ireber  den  Wlnneckesehen  Kometen  und  die  Masse  des  Planeten  Merkur. 

Wir  habeu  bereits  im  AprÜhefte  des  vori^ii  Jahrganges  unserer  Zeit> 
Schrift  (S.  433)  von  einer  Fortsetzung  der  Rechnungen  über  dio  Bahn  des 
}>criodischen  Kometen  Win  necke  Nachricht  gegeben,  welche  HorrE.  v.  Haordll , 
Docont  in  Innsbruck,  im  Anschlufs  an  die  Untersuchungen  Oppolzers  über 
rlenselben  Kometen  unternimmt.  Als  Hauptresultat  wurde  damals  hervorgeliobon, 
dafs  diese  Weiteruntersuchung  der  in  den  Jahi'en  185S  bis  1886  beobachteten 
1 maligen  Rückkehr  des  Kometen  die  Existenz  einer  vermutheten  Beschleuni- 
gung der  Umlaufsbewogung  und  damit  das  Vorhaiidousein  eines  sogenannten 
.widerstehenden  Mittels”  nicht  bestätigt  hat.  Der  kürzlich  ei*schienene  zweite 
Tbeil*)  der  Arbeit  des  Herrn  v.  Haerdtl  enthält  so  bemerkenswerthe  und 
wichtige  Ergebnisse»  dafs  wir  uns  gestatten,  das  für  weitere  Kreise  Interessante 
wiederum  in  Kürze  darzulegen. 

Abgesehen  von  der  Berechnung  dersohUefalichenBahn,  welche  die  Beobach- 
tungen der  Jahre  1 858 — 86  für  den  Kometen  ergeben,  bat  sich  der  Verfasser  nament- 
lich mit  der  Frage  über  die  Masse  des  Planeten  Merkur  beschäftigt  Die  Kennt- 
nifs  der  Massen  der  grofseu  Planeten  ist  uns  bekanntlich  zur  Ausführung  der 
Störungsreebnungen  sehr  wichtig,  da  dio  Störungswertho  (d.  h.  also  die  Beträge, 
um  welche  die  Bahnen  der  Himmelskörper,  beispielsweise  der  Kometen,  durch 
die  Anziehungskraft  der  Hauptplaneten  verändert  werden)  von  den  Massen  der 
störenden  Planeten  abhängig  sind.  Je  nach  der  Annahme  der  Masse  wird  bei 
Zuziehung  der  ermittelten  Störungen  die  berechnete  Bahn  des  Kometen  eine 
andere,  also  auch  die  Uebercinstimmung  der  daraus  berechneten  Orte  des 
Kometen  am  Himmel  mit  den  wirklich  beobachteten  je  nach  der  Genauigkeit 
der  zu  Grunde  gelegten  Masse  eine  mehr  oder  minder  gute.  Umgekehrt  ist 
klar,  dafs  man  in  manchen  Fällen  aus  der  erhaltenen  Abweichung  der  Beob- 
achtung von  der  Rechnung  einen  Rückscblufs  auf  die  Müsse  machen  kann, 
welche  einem  bestimmten  Planeten  zukommt  Beim  Planeten  Merkur  befanden 
sich  die  Astronomen  betreffs  der  anzunehmenden  Masse  bisher  in  ziemlicher 
Verlegenheit  Backlund  hatte  (in  der  eben  angedeuteten  Weise)  aus  den 
Differenzen  der  Beobachtung  und  Rechnung  der  Erscheinungen  des  bekannten 
Enckeschen  Kometen  aus  den  Jahren  1871 — 85  auf  eine  Merkursmasso  von 
1/2668700**)  geschlossen,  während  v.  Asten  bei  demselben  Kometen,  aber  auf 
Grund  der  Beobachtungen  bei  den  Wiederkünfton  zwischen  1819 — 1868  eine 

*)  Dio  Uahn  des  poriodlsciicn  Romotoa  wrinnecke  ln  den  Jabron  iS&d— 86,  ll.Thei'. 
«Ueoksebr.  d.  Wiener  Akad.  d.  W.  I.VI.  Band.  1889.) 

**)  Die  Planeteamassen  werden  sftmUich  ln  Tbdlett  der  Soanennias^e,  wobei  dleie  al^ 
I ans^nommen  wird,  aus|r^<'9ckt 


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154 


Masse  von  1/7&16440  gefunden  hatte«  also  eine  höchst  boträchtlicbo  Diffe- 
renz gegen  erstere,  in  welche  sich  der  von  Lo  Vorrier  ermittelte«  ältere  Betrag 
1/5310000  etwa  einpassou  liefa.  Herr  v.  Haordtl  zeigt  nun«  dafs  man  bei  dem 
Winnockoscheu  Kometen  in  den  Abweichungen  der  Beobachtung  gegen  die 
Rechnung  eine  gleich  mifsliche  Darstellung  erhält,  ob  man  nun  den  Astenschen 
oder  den  Backluudscheii  Werth  für  die  Masse  des  Merkur  in  die  Rechnungen 
cinführt.  Er  vermuthet,  dafs  der  richtige  Betrag  nahe  dem  Le  Verrierschen 
Werthe  liegen  müsse.  Eine  Bestätigung  der  Richtigkeit  dieser  Vermuthuug 
ergiebt  sich  zunächst  aus  dem  Zui'ückgreifen  auf  Lo  Verriers  Arbeit,  da  sich 
unter  Einführung  neuerer  Bestimmungen  der  Massen  von  Venus  und  Erde  die 
Merkursmasse  auf  1/5514700  stellt.  Die  merkwürdige,  auch  dem  Laien  auffällige 
Differenz  der  Backlundschen  und  Astenschen  Merkursinasse  muTs  daher 
eine  besoudei'e  Unmehe  haben,  llaerdtl  findet  den  Grund  der  Verschiedenheit 
darin«  dafs  man  bei  dom  Enckeschen  Kometen  mit  der  Bestimmung  der 
bekannten  Umlaufsbeschleunigung  (der  Acceleration  der  mittleren  Bewegung 
des  Kometen,  die  zur  Einführung  des  „widerstehenden  Mittels"  in  die  Rech- 
nung geführt  hat)  auch  gleichzeitig  hat  die  Merkursmasso  bestimmen  wollen. 
Der  Verfasser  zeigt«  dafs  wenn  dieses  auf  ein  doppeltes  Ziel  gerichtetes  Ver- 
fahren vermieden  wirtl,  inan  beim  Enckeschen  Kometen  für  dio  Erscheinungen 
der  Jahre  1813 — 68  die  Merkursmasse  1,5^8600,  und  aus  den  Erscheinungen 
von  1871 — 85  dio  Masse  1/5663700  erhält,  also  eine  ganz  bemerkenaworthe  Ueber- 
eiiistimmung«  die  den  Schlufs  rechtfertigt«  dafs  der  wahre  Werth  der  Masse 
Merkurs  jedenfalls  nicht  viel  von  1/5650000  entfernt  sein  kann.  Haerdtl  be- 
gründet dann  den  Kiii\%'urf,  warum  die  gleichzeitige  Bestimmung  von  Masse 
und  Acceleration  nicht  stattliaft  sei,  durch  Rechnung.  Zum  Schlüsse  berührt 
er  dio  Frage,  welche  Ursache  wolü  beim  Eucke scheu  Kometen  die  Verände- 
rungen in  der  bekannten,  schon  von  Encke  selbst  rechnerisch  festgestellten 
imzweifelhuften  Acceleration  hervorbriugen  könnte.  Asten  und  Backlund 
haben  nämlich  aus  ihren  neuen  Untersuchungen  über  die  Bewegung  dos 
Kometeu  Encke  gefunden,  dafs  dos  Verhalten  der  Acceleration  im  Laufe  der 
Zeit  kein  stetiges  gewesen  ist,  dafs  vielmehr  diese  Acceleration  io  der  Nähe 
<ies  Jahres  1869  eine  plötzliche  Veränderung  erlitten  hat,  w'ie  auch  um  1845 
<iie  Acceleration  eine  Vei'stärkung  (nach  Aston  um  ein  Drittel)  erfahren  haben 
dürfte.  Aus  einer  näheren  Untersuchung  der  Bewegung  des  Enckeschen 
Kometen  in  den  Jahren  1868,  1878,  1881  schliefst  Haerdtl,  dafs  solche  Ver- 
änderungen der  mittleren  Bewegung  schon  selbst  während  der  Dauer  einer 
Wiederkehr  des  Kometen  vor  und  nach  der  Zeit  seiner  Sonnennähe  statl- 
gefundon  haben  küuutoii.  Er  ist  geneigt  weiter  anzuuehmon,  dafs  eine  solche 
Aenderung  wiederholt  eingetreten  sei,  und  bezeichnet  auf  Grund  seiner  Nach- 
rechnungen die  Zeilen 

1832— 3.>  als  wahrscheinlich 

1845  „ höchst  wahrscheinlich 

1853  „ sicher 

1868 

1878 — 81  „ sehr  wahrscheinlich, 

in  w'elchen  Aeiiderungen  der  Bewegungsgeschwindigkoit  erfolgt  seien.  Es  ist 
nun  sonderbar,  dafs  dio  damit  gleichlaufenden  Jahre  183:1,  1845,  1856,  1867  und 
1879  di©  Jahre  des  Minimums  der  Sonnenfleckenthätigkeit  bedeuten.  „Dio.so 
l'ebeinMnstimmung",  sagt  der  Verfasser,  „ist  eine  so  morkw’ürdige,  dafs  es  mir 
scheint,  man  könne  sich  nicht  länger  der  Nothwendigkoit  entziehen,  an  einen 
Zusammenhang  zwischen  den  Voräudenmgen  der  Bewegung  des  Enckeschen 
Kometen  mit  der  llJährigcMi  Soiinenlleckenperiode  zu  glauben,  umsomehr,  als 


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155 


sich  auch  physikalisch  ein  Zusammenhang  leicht  erklären  läfst,  denn  nacb 
Zöllner  wäre  die  11jährige  Periode  der  Sonneollecken  nichU  anderes  als 
das  Resultat  eines  grofson  in  der  Sonne  und  ihrer  Umgebung  gleichzeitig 
stattfindenden  Ausgleichungsprozesses  von  Druck  und  namentlich  von  Tempe- 
raturdifferenzen.**  Bemerkenswerth  ist,  dafs  auch  Asten  denselben  Gedanken 
geäufsert  hat.  Eine  Stütze  für  solche  Vermuthung  kann  man  aufserdem  in 
einem  Ergebnisse  finden,  zu  welchem  Berberich  über  die  Helligkeit  dos 
Knckeschen  Kometen  gelangt  ist  Derselbe  fand,  dafs  die  Helligkeit  eine 
Beziehung  zu  der  Soonenfleckenperiode  involvirt,  indem  die  hellsten  Erschei- 
nungen des  Kometen  sich  um  die  Zeiten  der  Fleckenmaxinia,  die  lichtschwachcn 
Wiederkünflo  um  die  Zeiten  der  Minima  der  Kleckonperiodo  gruppirt  haben. 

F.  K.  Ginzel. 

Vademeenm  astronomi.  Vollständige  Sternkarte  etc.  von  J.  Plursmann, 
Paderborn,  Verl.  v.  Schöningh.  Preis  3 M. 

Die  vorliegende  neue  Sternkarte  mit  begleitendem  Texte  ist  besonders 
für  solche  Liebhaber  der  Sternkunde  bestimmt,  welche  die  Himmolserschei- 
nungen  nach  Möglichkeit,  so  weit  es  ohne  kostspielige  Instrumente  möglich 
ist,  selbst  beobachten  wollen.  Dio  eigentliche  Sternkarte,  die  wohl  nur  zur 
Orientining  am  Himmel  dienen  soll  und  auf  der  darum  auch  nur  die  helleren 
Sterne  bis  zur  vierten  Gröfse  verzeichnet  sind,  ist  begleitet  von  vier  stummen 
Karten  auf  Pauspapier,  welche  lediglich  die  Stempositionen  ohne  alle  Bezeich- 
nungen und  ohne  Gradeinthoilung  enthalten.  Diese  Beigabe  mufs  als  sehr  willkom- 
men begrüfst  w'erdeii ; den  Voiihoil,  welchen  derartige  Karten  gewähren,  die  für 
das  eigene  Einzcichnen  von  Planeten-  und  Kometenläufen,  Meteorbahuen  etc. 
bestimmt  sind,  haben  wir  bereits  vor  einiger  Zeit  („Himmel  und  Erde*"  I.  Jahrg. 
S.  194)  betont  und  demgemäfs  ist  auch  der  von  dom  Herausgeber  gegenwärtiger 
ZeitschriA  besorgten  neuen  Auflage  der  Diesterwogschen  populären  Himmels- 
kunde eine  ebensolche  stumme  Karte  beigegeben.  Der  Plafsmaunschen  Karte 
ist  ein  erläuternder  Text  hinzugefügt,  der  gleichzeitig  ein  bis  zum  1.  Januar  1802 
reichendes  astronomisches  Kalendarium  für  die  mit  blofsem  Auge  sierhtbaren 
Himmelsersoheinungen  enthält. 

Paul  Carus.  Fundamental  Problems.  The  metbod  of  phUosophy  as  a syste- 
matio  arrangement  of  kuowledgo.  Chicago  1889.  268  pag.  8^ 

Obgleich  die  Erörterung  philosophischer  Fragen  nicht  in  den  Bei*eich 
unserer  ZoitschriA  fällt,  wollen  wir  dennoch  auf  diosos  Werk  aufmerksam 
machen,  da  es  zeigt,  welch  grofson  Einflufs  auch  jonsoits  dos  Oceans  deutsche 
WisaenschaA  besitzt.  Die  einzelnen  Kapitel  dieses  Buches  wurden  zuerst  in 
der  zu  Chicago  ci’scheiuenden  Zeitschrift  „The  Open  Court**  abgedruckt,  deren 
Leiter  Paul  Carus  ist,  welche  neben  dem  Bestreben,  Kenntnifs  über  die 
wissenschaAlicbe  und  literarische  Thätigkoit  DeuUclilands  in  Amerika  zu  ver- 
breiten, sich  zu  einem  beachtenswerthen  Organ  für  pädagogische,  i)büoso{)hische 
und  nationalökonomische  Fragen  entwickelt  hat. 

wird  jetzt  in  Amerika  fleifsig  phLlosophirt,  und  auch  das  vorliegende 
Werk  legt  Zeugnifs  ab  für  das  ornstlicho  Bestreben,  der  Philosopliie  als  der 
Grundlage  aller  Wissenschaften  dio  ihr  gobUhrendo  Würdigung  zu  verschaffen. 
Die  Philosophie  des  Verfassers  stellt  sich  als  eine  monistische  dar,  w’olcho  von 
dem  durch  Huxley  und  Herbert  Spencer  vertretenen  AgnosUcismus,  wie 
vom  Mysticismus  gleich  weit  entfernt  bleibt,  und  sich  in  ihrer  praktischen 
Form,  als  Moralphilosophto,  im  Meliorismus  darstcllt,  als  Versöhnung  des  ein- 
seitigen Optimismus  und  Pessimismus.  Eine  Auswahl  von  Aussprüchen  des 


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156 


Philosophen  auf  <leui  CäsaiHMithi-ono,  des  Kaisers  Marcus  Aurelius  An- 
ton inus,  eröffnet  das  interessant  jresohriobene  Work. 

Dr.  Ernst  Wagner. 

W.  J.  Tan  Bebber,  Lehrbuch  der  Meteorologie  für  Studirende  und  zum 
Gebrauch  in  der  Praxis.  Stuttgart,  F.  Encko  1890.  XII  u.  391  pag.  8'. 

Der  duixh  seine  vielfachen  Arbeiten  auf  dem  Felde  der  praktische:! 
Meteorologie  rühmlichst  bekannte  Verfasser  ist  in  dem  vorliegenden  Werk  5 
l>emuht,  zu  einer  gründlichen  Kenntnifs  der  modernen  Meteorologie  durch  ein  ? 
dem  augenblicklichen  Stande  der  Wissenschaft  vollkommen  entsprechend» 
Darstellung  ihrer  Theorie  und  Praxis,  sowie  durch  Darbietung  geeigneten 
Boweismateriuls  in  Form  zahlreicher  Tabellen  die  erforderlichen  Mittel  zu 
beschaffen.  Ein  solches  Lehrbuch  dürfte  sicher  sehr  erwünscht  sein,  da 
keine  Ansj^rücho  an  mathematisdie  Vorbildung  macht,  w'ie  das  wohl  bekannte 
Lehrbuch  der  theoretischen  Meteorologie  von  Sprung,  dennoch  aber  dem  Lese’ 
zu  einer  oingehonderen  Erkenntnifs  der  so  mannigfaltigen  Vorgänge  in  der 
Atmosphäre  verhilft,  als  es  die  populären  Darstellungen  nach  dem  Vorgang» 
von  Mohns  .Qrundzügen  der  Meteorologie“  vermögen.  Im  Anschlufs  an  die 
theoretische  Meteorologie  findet  die  Klimatologie  ausführliche  Berücksichtigung: 
in  der  I./ehre  vom  Wetter  und  der  praktischen  Meteorologie,  den  Anleitungen 
zur  Aufstellung  von  Prognosen  giebt  der  Verfasser  haujitsächlich  eine  Bear- 
l>eitung  eigner  Forschungen,  welche  er  in  dem  in  Fachkreisen  hochgeschätzten 
..Handbuch  der  ausübenden  Wilterungskundo“  zuerst  im  Zusammenhänge  ver- 
öffentlicht hat. 

Da  der  Verfasser  unnützen  Hypothesen  abhold  ist,  so  enthält  sein  Lehr- 
buch ausschlicfslich  gt»sicherle  und  w’ohlbegründete  ForschungsresulUte,  man 
wrird  daher  in  demselben  ßolraclitungen  über  kosmische  Witterungseinflüsse 
vergebens  suchen,  insofern  van  Bebber  mit  gutem  Recht  dieselben  als  nicht 
geeignet  für  systematische  Darstellung  und  Aufnahme  in  ein  allgemeinen 
Zwecken  gewidmetes  Lehrbuch  betrachtet  Der  darüber  näheren  Aufschlufs 
verlangende  Leser  wird  auf  den  Band  I des  „Handbuches  pp.“  desselben 
Verfassers  verwiesen,  worin  diese  Fragen  eine  erschöpfende  Behandlung 
gefunden  haben. 

Die  gute  Ausstattung  dürfte  zur  Empfehlung  dos  Werkes  ebenfalls  bei- 
tragen, welches  sicher  einen  grofsen  I^eserkreis  finden  wird,  umsomehr  da  es 
ein  reichhaltiges  Material  in  sich  vereinigt,  welches  bisher  meist  in  Zeitschriften 
zerstreut,  nur  dem  Fachkundigen  ohne  Mühe  zugänglich  war. 

E.  W. 


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Herrn  H.  in  Währing.  wüji8chen  von  uns  eine  Widorleg’ung  der  Flulli- 
theoriu  Falb»,  womöglich  in  Form  eines  .mathematischen  Gegenbeweises.“ 
Wie  wir  letzteren  geben  suHeii,  ist  nicht  recht  verständlich.  Der  auf  Grund- 
lagen der  Hcclinung  ruhende  Gegenbeweis  der  Streitfrage,  d.  h.,  dafs  der  Mond- 
einflufs,  sowohl  auf  die  meteorologischen  Faktoren,  als  auch  auf  Erdbeben  un<l 
dgl.  ein  verschwindend  kleiner  sei,  so  dafs  er  ein  darauf  gegnindeles  l*ro- 
l»hetenthum  oder  die  Formulirung  einer  wissenschaftlichen  Hypothese  in  keiner 
Weise  rechtfertigt,  dieser  Beweis  ist  schon  und  wird  noch  fortwährend  durch 
die  wissenschafUichen  Arbeiten  erbracht,  die  in  Fachjournaloii  erscheinen.  (Eine 
Zusammenfassung  der  neueren  giebt  das  übrigens  an  einem  andern  Orte  dieser 
Zeitschrift  citirle  (S.  14(>)  Buch  von  Fritz).  Auch  die  Wichtigkeit  der  aus  einzelnen 
Mondstellungen  hervorgehenden  Fluthfactoreu,  denen  Falb  viele  Bedeutung  bei- 
gelcgt,  hat  bis  jetzt  nicht  bestätigt  werden  können.  Falbs  Beweise  gegenüber 
diesen  Arbeiten  in  seinen  Büchern,  Vorträgen  und  Zoitung-sartikelii  bestehen 
entweder  in  blofsen  statistischen  Ziusammonstellungcn,  oder  in  der  sich  öfters 
wiederholenden  Methode,  Einzelerscheinungen  herauszugnufon  und  diese  als 
Hew’ei.so  für  den  Mondeinllufs  hinzustclleu.  Die  eine  dieser  Vorfahrungsarteii 
mufs  so  falsch  sein,  wie  die  andere.  In  ersterer  Hinsicht  kann  bei  der  Gefahr, 
die,  wie  mannigfache  andere  Vorkommnisse  beweisen,  mit  dem  Aufsuchen  von 
Perioden  in  Naturerscheinungen  verbunden  ist,  nur  ein  vorsichtiges,  vollkuminoii 
exaktes  Vorgehen  (also  nach  wissenschaftlichen  Grundsätzen)  die  Wahilieit 
enbiecken,  bei  blofser  statistischer  Anhäufung  sind  die  Thüreri  jedem  Inthum 
oflfoii.  Das  andere  Verfahren,  nämlich  nach  der  beliebten  Methode,  Einzelcr- 
.scheinungen  hervorzuhebeu  und  jedesmal  Lärm  zu  schlagen,  so  oft  einige  Fälle 
mit  kritischen  Tagen  stimmen,  die  Gegonfälle  aber  todlzuschweigen,  ist  der 
heutigen  Meteorologie  und  Astronomie  ihrem  ganzen  Wesen  nach  so  fremd, 
dafs  rann  darüber  nur  staunen  kann,  wie  Jemand  eine  solche  Methode  für 
beweisend  halten  mag.  Denn  gerade  diese  letztem  beiden  Wissenschaften  sind 
von  der  Natur  selbst  auf  den  Weg  gedrängt  worden,  ihre  Schlüsse  immer  nur 
aus  umfassendem  verläfslicben  Material  und  nimmerinehr  aus  Einzelfällen  zu 
ziehen.  Von  diesen  Hauplgrundsätzen,  der  Ableitung  jedes  Resultates  ein  aus- 
reichendes Boobachtuugsmaterial  und  eine  nach  strengen  Grund.sätzen  erfolgte 
l'jitereuchung  vorauszusetzen,  werden  Astronomie  und  Meteorologie  so  lange 
nicht  abgoben,  bis  der  berüchtigte  Satz  bewiesen  wird:  v,Dio  Wissenschaft 
mufs  umkehren!“ 

Es  wäre  also,  wie  Sie  wohl  sehen,  der  Streit  des  Wissens  gegen  den  de.s 
Glaubens,  den  wir  führen  müfsten,  wenn  wir  einem  gröfseren  Publikum  die 
ünhaltbarkeit  der  Falbschen  Ansichten  klar  darlegen  wollten.  Denn  wir 
würden  ja  doch  nicht  Jene  überzeugen,  die  nicht  durch  eigenes  Interesse  an 
der  Wissenschaft  und  nicht  durch  eigenen  BUdungsdraug  zum  Verstäiidnirs 


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15ö 


fiip  die  Methode  der  wissenschaftlichen  Arbeit  unserer  Tage  gelangt  sind,  die 
»ich  also  beim  nächsten  Falbschen  Vorträge  wiederum  am  Gängelbande  fuhren 
und  von  allerhand  „Thatsachem“  irre  führen  lassen  werden.  Jene  Denkenden, 
dio  aber  in  die  Methoden  einigen  Einblick  gewonnen  haben,  werden,  vronn  sie 
nur  vergleichen,  wie  die  Frage  des  Mondeinllusses  von  Falb,  und  wie  sie  von 
den  Vertretoni  und  Mitarbeitern  der  Wissenschaft  behandelt  wird,  sich  selbst 
die  Antwort  geben  können,  wem  hier  das  Vertrauen  zu  schenken  ist 

Zu  einer  nur  allgemeinen  Dai'slellung  mögen  wir  uns  darum  nicht  ent- 
»chliefsen;  wir  werden  aber  in  allen  Fällen,  wo  neue  Ergebnisse  über  die 
streitigen  Gegenstände  veröffentlicht  worden,  und  diese  Untersuchungen  wirk- 
lich wissenschaftlicher  Natur  sind,  Berichte  bringen,  mögen  nun  dio  Resultate 
für  oder  gegen  Falb  sprechen.  Desgleichen  wollen  wir  künftighin  das  Ver- 
hallen in  den  Vorgängen  der  meteorologischen  und  seismischen  Bewegungen  mit 
den  „kritischen  Tagen“  Kalbs  vergleichen  und  werden  von  Zeit  zu  Zeit  auf 
die  Prognostica  des  letzteren  zurückkommeii. 

Herrn  W.  ML  in  Danzig.  Auf  der  unserem  ersten  Hefte  beigegebenen 
Sonnenphotographio  ist  natürlich  keine  Spur  von  der  Korona  zu  sehen.  Der 
eckige,  nur  auf  einzelnen  Exemplaren  überhaupt  sichtbare  Lichtschimmer  rührt 
von  der  Begronzung  der  photograpbisclien  Platte  her. 

Herrn  Pfarrer  Xhraen  in  Dingelstaedt  Ihre  Idee,  die  Photographie 
zu  stereoskopischen  Bildern  von  Nebeln  zu  verwenden,  um  daraus  die  wahre 
Gestalt  der  letzteren  zu  erkennen,  ist  jedenfalls  eine  sehr  interessante.  Bei  der 
praktischen  Durchrührung  dürften  sich  jedoch  unüberwindliche  Schwierig- 
keiten horausslellen.  Die  jährliche  Parallaxe  der  Erdbahn  ist  hier  nicht  ver- 
wendbar, weil  diese  Distanz  eine  gar  zu  geringe  scheinbare  Verschiebung  der 
Nebeltheile  hcrvorbringeii  würde.  Es  ist  dabei  zu  bedenken,  dafs  die  Parallaxen 
der  Fixsteme  nur  noch  Bruchlheilo  von  Bogensekunden  betragen,  d.  h,,  dafs 
die  parallaktische  Verschiebung  hier  50 — 100  mal  geringer  ist,  als  die  Breite 
eines  Haares,  welches  mau  in  deutlicher  Seljw'eilc  vom  Augo  hält.  Eine  bessere 
Wirkung  wird  man  ohne  Zweifel  erzielen,  wenn  man  die  Eigenbewegung  des 
Sonnensystems  benutzt,  um  dio  beiden  stei'coskopisehen  Bilder  in  einer  Zwischen- 
zeit von  etwa  einem  Jahrhundert  aufzunehmeii.  Dabei  wird  aber  die  neue 
Schwierigkeit  ointroton,  dafs  man  kaum  dieselben  Instrumente  und  dieselben 
Methoden  im  zweiten  Jahrhundert  anwonden  kann  und  dafs  der  LuBzustand 
jodeofalls  sehr  verschieden  sein  wird.  Die  beiden  stereoskopischen  Bilder 
werden  also  unvermeidlich  aus  äufseren  Gründen  sehr  verschieden  ausfallen 
und  dadurch  im  Stereoskop  Täuschungen  der  körperliehon  Form  hervor- 
rufen,  welche  der  wahren  Form  nicht  entspreehon.  Immerhin  aber  sollte  man 
es  auf  den  interessanten  Versuch  ankommen  lassen  und  was  an  uns  liegt, 
unsere  Nachfolger  iin  nächsten  Jahrhundert  darauf  hinztiwciscn,  soll  gern 
hiermit  geschehen  sein. 


Verlkir  TOD  HermaoD  P»etol  iD  Berlin.  — Druck  von  WUholm  Qronsu'e  Buchdruckeroi  in  Borlio. 
Für  die  Rodncüon  Tor&ntwortUcb:  Dr.  M.  Wilhelm  Mojer  in  Berlin. 
L'nborcchtigtor  Nncbdruck  aus  dem  Inball  dieser  Zoitschrlft  untoraagi. 
UeberaeUungsreebt  Vorbehalten. 


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Die  Untersuchungen  Montignys  über  das  Funkeln 
der  Sterne. 

Von  Dr.  L.  de  Ball,  Astronomen  an  der  Steniwarte  au  Lüttich. 


h<  iohtet  man  in  einer  schönen  Wintemacht  seinen  Blick  zum 
- Himmel,  so  ist  das  Aupe  bald  gefesselt  durch  den  lebhaften 
Wechsel  von  Licht  und  Farbe,  den  die  Sterne  darbieten:  es 
ist  das  die  unter  dem  Namen  des  Funkeins  der  Sterne  bekannte 


höchst  anmuthige  und  die  sonst  so  majestätische  Ruhe  des  Himmels  an- 
genehm belebende  Erscheinung.  Besonders  schön  in  Glanz  und  Farben- 
pracht zeigt  sie  sich  bei  hellen  Sternen  in  mäfsiger  Höhe  über  dem 
Horizont,  nur  schwach  ausgeprägt  ist  sie  bei  Sternen  in  der  Umgebung 
des  Zeniths.  Endlich  funkeln  die  Sterne  zwar  in  allen  Jahreszeiten,  aber 
im  allgemeinen  mit  gröfseror  Intensität  im  Winter  als  im  Sommer. 
Das  sind  einige  der  wesentlichsten  Eigenschaften,  welche  das  unbe- 
waffnete Auge  uns  als  dem  Funkeln  eigen  erkennen  liifst. 

Zur  Erklärung  dieser  Erscheinung  sind  verschiedene  Versuche 
gemacht  worden ; w’ir  beschränken  uns  aber  hier  darauf,  nur  eine  jetzt 
viel  verbreitete  Ansicht  wieder  zu  geben.  Das  Licht,  welches  uns  die 
Sterne  zusenden,  ist  kein  einfaches,  sondern  aus  verschiedenfarbigen 
Strahlen  zusammengesetztes  Licht  Nun  ist  bekannt,  dafs  ein  Licht- 
strahl, wenn  er  aus  einem  Medium  in  ein  anderes  Übertritt,  also  z.  R. 
aus  dem  leeren  Weltraum  in  die  Atmosphäre  oder  auch  nur  aus  einer 
Luftschicht  in  eine  andere,  aber  von  anderer  Dichtigkeit  und  Temperatur 
als  die  erstere,  von  seiner  ursprünglichen  Richtung  abgelenkt  wird; 
und  ferner,  dafs  diese  Ablenkung  am  schwächsten  für  rothes,  am 
stärksten  für  violettes  Licht  ist  und  für  die  zwischenliegenden  Farben 


Himmel  und  Erde.  II.  4. 


n 


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160 


des  Regenbogens  mitllere  und  vom  Roth  bis  zum  Violett  hin  stetig 
wachsende  Beträge  erreicht.  Verfolgen  wir  ein  von  einem  Sterne  aus- 
gehendes unendlich  dünnes  Stralilenbündel  bis  zu  seinem  Eintritt  in 
die  Atmosphäre,  so  werden  die  verschiedenfarbigen  Strahlen,  welche 
bis  dahin  zusammengingen , auseinandergelegt  und  sie  treten  natur- 
gemäfs  um  so  weiter  auseinander,  einen  je  gröfSeren  Weg  sie  in  der 
Atmosphäre  zurückgelegt  haben;  dabei  sind  die  violetten  Strahlen  als 
die  am  stärksten  gebrochenen  die  untersten  und  die  rothen  die  obersten. 
Die  Strahlen  sind  schliefslich  so  weit  auseinandergebreitet,  dafs  das 
Auge  eines  Beobachters  nur  mehr  im  stände  ist,  einen  kleinen  Theil 
derselben  gleichzeitig  in  sich  aufzunehmen;  es  seien  das  beispielsweise 
die  violetten  Strahlen.  Der  Beobachter  würde  dann  also  den  Stern, 
vorausgesetzt,  dafs  dieser  nur  das  eine  anfangs  betrachtete  Bündel 
von  Strahlen  ausseudet,  in  violettem  Lichte  erblicken.  Der  Stern 
sendet  aber  nicht  nur  nach  einer  Richtung  ein  Strahlenbündel,  sondern 
nach  allen  möglichen  Richtungen.  Ehn  dem  erstbetrachteten  benach- 
bartes und  unterhalb  desselben  liegendes  Bündel  wird  beim  Eintritt 
in  die  Atmosphäre  genau  so  wie  das  erste  zerlegt.  Von  diesem 
zweiten  Bündel  liegen  aber  nun  die  violetten  Strahlen  zu  tief,  um  in 
das  Auge  des  Beobachters  eindringen  zu  können;  das  Auge  empfange 
von  diesem  zweiten  Bündel  etwa  nur  die  blauen  Strahlen.  Ein  drittes 
vom  Sterne  nach  einer  noch  weiter  nach  unten  gehenden  Richtung 
ausgesandtos  Strahlenbündel  liefere  die  grünen  Strahlen,  ein  viertes 
die  gelben,  ein  fünftes  die  orangefarbenen  und  endlich  ein  sechstes  die 
rothen  Strahlen.  Es  vereinigen  sieh  also  schliefslich  im  Auge  des  Bei)b- 
achters  Strahlen  von  allen  Farben,  vom  Violett  angefangen  bis  zum 
Roth,  und  der  Oesamteindruck,  den  dieser  empfängt,  ist  wieder  der 
des  Weifs.  Die  Strahlen',  welche  im  Auge  Zusammentreffen,  waren 
aber,  wie  wir  im  vorigen  erkannten,  ursprünglich  weit  von  einander 
entfernt,  und  zwar  ist  nach  einer  von  Respighi  angestellten  Rechnung, 
für  einen  Stern,  welcher  dem  Horizonte  nahe  ist,  der  Abstand  der 
rothen  und  violetten  Strahlen  in  einer  Entfernung  von  904  km  vom 
Beobachter  50  m,  in  einer  Entfernung  von  285  km  17  m und  in  ei.ior 
Entfernung  von  90  km  6 m.  Bis  jetzt  setzten  wir  voraus,  dafs  die 
verschiedenen  vom  Sterne  ausgehenden  Strahlenbündel,  von  denen 
jedes  nur  Strahlen  von  einer  bestimmten  Spektralfarbe  in  das  Auge 
des  Beobachters  gelangen  liefs,  in  genau  gleicher  Weise  durch  die 
Atmosphäre  zerstreut  würden.  In  einer  grofsen  Entfernung  vom  Beob- 
achter sind  aber  die  einzelnen,  sich  unter  der  genannten  Voraussetzung 
in  seinem  Auge  vereinigenden  Strahlen  noch  durch  weite  Zwischenräi  me 


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Ißl 

von  einander  getrennt,  und  es  wird  deswegen  und  wegen  der  in  der 
Atmosphäre  stets  vorhandenen  verschiedenen  Strömungen,  ein  Theil  der 
Strahlen  Luftschichten  von  anderer  Temperatur  und  Dichtigkeit  zu  pas- 
siron  haben  als  ein  anderer  Theil.  Dadurch  werden  nun  die  einen 
Strahlen  anders  gebrochen  wie  die  anderen  und  es  können  somit  Strahlen, 
welche  bei  überall  hin  gleichmäfsiger  Beschaffenheit  der  Luft  in  unser 
Auge  gedrungen  wären,  so  von  ihrer  Richtung  abgelenkt  werden,  dafs 
sie  uns  nicht  mehr  treffen.  Andererseits  wird  es  sich  aber  auch  ereignen, 
dafs  StrahlenbUndel,  welche  uns  unter  gewöhnlichen  Umständen  keine 
Strahlen  zusenden,  durch  eine  spezielle  Luftschicht  eine  solche  Aende- 
rung  ihrer  Richtung  erfahren,  dafs  wir  wenigstens  einen  Theil  der 
Strahlen  empfangen.  Je  nachdem  nun  die  Menge  der  uns  zugehenden 
Strahlen  gröfser  oder  geringer  ist,  wird  uns  der  Stern  heller  oder 
schwächer  erscheinen,  und  weil  bald  Strahlen  dieser  Farbe,  bald  einer 
andern  fehlen  oder  verstärkt  sind,  auch  in  wechselnder  Farbe. 

Die  Montigny  sehen  Beobachtungen  gehen  nun  zunächst  darauf 
hinaus,  die  Anzahl  der  Farben  zu  finden,  welche  ein  Stern  innerhalb 
einer  bestimmten  Zeit  annimmt.  Um  dies  zu  bestimmen,  bedient  er 
sich  eines  von  ihm  erfundenen  Instrumentes,  des  Sointillometers. 
Der  Hauptbestandtheil  desselben  ist  eine  kreisförmige  Glasscheibe  mit 
ebenen  Endflächen  (C  Fig.  1 und  2),  die  schief  auf  eine  Umdrehungs- 
axe  (T)  gesteckt  ist  An  dem  einen  Endo  dieser  Axe  ist  eine  Rolle 
(H  Fig.  1 und  2)  befestigt,  um  die  ein  Faden  ohne  Ende  geschlungen 
ist;  dieser  Faden  geht  sodann  über  eine  zweite  Rolle,  die  durch  ein 
Uhrwerk  in  Rotation  versetzt  werden  kann  (Uhrwerk  und  zweite  Rolle 
befinden  sich  in  D Fig.  2 eiiigeschlossen).  Rotirt  diese  Rolle,  so  über- 
trägst der  Faden  die  Bewegung  auf  die  Axe,  welche  die  Glasscheibe 
trägt.  Dicht  neben  der  auf  dieser  Axe  befestigten  Rolle  ist  ein  Ge- 
triebe (I  Fig.  1 und  2)  angebracht  und  in  dieses  Getriebe  greift  ein 
Zahnrad  ein  (dasselbe  ist  in  der  Figur  fortgelassen).  Das  Getriebe 
besitzt  6 Zähne,  das  Rad  60;  hat  also  die  Axe,  welche  die  Glasscheibe 
trägt,  10  Umdrehungen  gemacht,  so  hat  das  Rad  eine  Umdrehung  voll- 
endet. Die  Axe  dieses  Rades  trägt  einen  Zeiger,  der  eich  über  ein 
Zifferblatt  bewegt,  und  man  kann  somit  an  diesem  die  Zahl  der  ganzen 
Umdrehungen  und  Theile  einer  solchen  ablesen,  welche  das  Rad  in 
einer  gegebenen  Zeit  gemacht  hat;  durch  die  Multiplikation  mit  10 
erhält  man  die  Zahl  der  Umdrehungen  der  Glasscheibe  für  dieselbe 
Zeit  Der  soeben  skizzirte  Apparat  wird  nun  mit  einem  Fern- 
rohr so  in  Verbindung  gebracht,  dafs  die  die  Glasscheibe  tragende 
Axe  parallel  zur  optischen  Axe  des  Fernrohrs  liegt  und  in  einer  nur 

tr 


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162 


geringen  Entfernung  von  ihr  fFig.  2).  Die  (ilasecheibe  kommt  dabei 
zwischen  Ocular  und  Objektiv  des  Fernrohrs  und  in  der  Nähe  des 
Oculars  zu  liegen  und  die  vom  Objektiv  kommenden  Strahlen  müssen 
dieselbe  passiron,  ehe  sie  ins  Ocular  und  das  Augfe  des  Beobachters 
dringen.  Wegen  der  schiefen  Lage  der  Glasscheibe  aber  werden  die 
Strahlen  von  ihrer  Richtung  abgelenkt  und  vereinigen  sich  etwa  in 
m Fig.  1.  Da  der  abgelcnkto  Strahl  in  einer  Ebene  liegt,  welche 
durch  seine  ursprüngUche  Richtung  und  eine  Normale  zu  den  ebenen 
Endflächen  der  Glasscheibe  geht,  so  mufs,  wenn  die  Glasscheibe  sich 
dreht,  die  Normale  also  eine  Kegelfläche  beschreibt,  der  Voreini- 
gungspunkt der  Strahlen  seine  Lage  ändern,  und  es  ist  klar,  dafs  das 
Bild  des  Sternes  jedesmal  einen  Kreis  beschreiben  mufs,  wenn  das 
Glas  eine  Umdrehung  vollführt.  Die  Bilder  des  Sterns  legen  sich 
auf  dem  Umfange  dieses  Kreises  nebeneinander;  ist  dabei  die  Rota- 
tionsgeschwiudigkeit  der  Glasscheibe  hinreichend  grofs,  so  sieht  man 
dieselben  gleichzeitig,  d.  h.  man  sieht  einen  leuchtenden  Kreis,  den 
Montigny  die  Stemspur  nennt.  Diese  Spur  setzt  sich  für  einen  Stern 
in  genügender  Entfernung  vom  Zenith  aus  farbigen  Bogen  zusammen; 
die  Farbe  jedes  Bogens  ist  diejenige,  welche  der  Stern  innerhalb  der  kur- 
zen Zeit,  dafs  dieser  Bogen  beschrieben  wird,  annimmt,  ln  der  Ebene, 
welche  die  Sternspur  enthält,  ist  ein  Mikrometer  angebracht,  bestehend 
aus  drei  festen  und  in  der  optischen  Axe  des  Fernrohrs  sich  schnei- 
denden Fäden  (Fig.  3);  es  entstehen  so  vier  gleiche  Kreissektoren, 
und  zwar  ist  der  Winkelabstand  der  Fäden  so  gewählt,  dafs  jeder 
Sektor  gleich  dem  sechzehnten  Theile  der  Kreisfläche  ist.  Läfst  man 
den  Mittelpunkt  der  Stemspur  mit  dem  Durchschnittspunkte  der  Fäden 
zusammenfallen  und  sieht  zu,  wie  viele  farbige  Rogen  zwischen  zweien 
der  jene  vier  gleichen  Sektoren  einschliefsenden  Fäden  liegen,  so 
kann  das  16  fache  dieser  Zahl  mit  genügender  Näherung  als  die  Zahl 
der  auf  dem  ganzen  Kreise  auflretenden  farbigen  Bogen  betrachtet 
werden,  orler  auch  als  die  Zahl  der  Farbenänderungen,  welche  der 
Stern  erleidet,  während  die  Glasscheibe  eine  Umdrehung  macht.  Ist 
nun  die  Umdrehungszeit  beispielsweise  eine  Viertelsekunde,  so  würden 
wir  durch  die  Multiplikation  mit  4 dieZahl  der  in  einerSekunde 
stattfindenden  Farbenänderungen  dos  Sternes  erhalten.  Dieses 
Endproilukt  betrachtet  Montigny  als  das  Mafs  der  Intensität  den 
Fun  keine  des  beobachteten  Sterns  und  zwar  in  der  Höhe,  in  welcher  er 
beobachtet  ist  Die  Intensität  ändert  sich  aber  sehr  mit  der  Hohe  des 
Sterns,  und  es  ist  deshalb  für  das  Studium  ihrer  Abhängigkeit  von  anderen 
Einflüssen  zunächst  nothwendig,  aus  einer  beobachteten  Intensität  durch 


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Kechnun;;  diejenige  abzuleiten,  welche  man  beobachtet  haben  würde, 
wenn  der  Stern  in  einer  fest  gewählten  Höhe  beobachtet  worden  wäre;  als 
solche  wählt  Montigny  die  Höhe  von  40  Grad.  Nun  lautet  ein  von 
Herrn  Dufour  aus  Beobachtungen  mit  blofsem  Auge  abgeleitetes  Ge- 
setz: „Nimmt  man  die  Gegend  in  der  Nähe  dos  Horizontes  aus,  so 
ist  im  übrigen  die  Intensität  des  Funkeins  proportional  dom  Produkt 
aus  der  Dicke  der  Luftschicht,  welche  der  Lichtstrahl  durchläuft,  in 
die  astronomische  Refraktion,  welche  der  Zenithdistanz  des  Sternes 
entspricht.“  Hierbei  ist  die  Höhe  der  Atmosphäre  gleich  */jo  des  Erd- 
radius angenommen.  Das  genannte  Gesetz  wird,  wie  Prof.  Montigny 
bemerkt,  durch  seine  Beobachtungen  mit  dem  Scintillometer  bestätigt; 
doch  scheint  es,  dafs  die  Beläge  hierfür  nicht  veröffentlicht  worden 
sind.  Auf  Grund  des  Du fo urschen  Gesetzes  berechnete  Montigny 
eine  Tafel,  aus  der  man  für  eine  bcstimrato  Höhe  des  Sternes  den 
( 'oeffizienten  entnehmen  kann,  mit  dem  die  beobachtete  Intensität  multi- 
plizirt  werden  niufs,  um  sie  auf  die  der  Höhe  40®  entsprechende 
zu  reduziren.  Für  die  Höhe  26®  beispielsweise  ist  der  Coefflzient 
gleich  0.75,  für  die  Höhe  35®  gleich  1.38.  Die  auf  die  Höhe  40®  redu- 
zirto  Intensität  legt  nun  Montigny  seinen  weiteren  Betrachtungen  zu 
Grunde.  Zu  bemerken  ist  noch,  dafs  seine  Beobachtungen  im  allge- 
meinen zwischen  48  und  68  Grad  Zenithdistanz  angestellt  worden  sind. 
— Aufser  der  Bestimmung  der  Anzahl  der  farbigen  Bogen,  welche 
die  Sternspur  bilden,  ist  auch  noch  die  Beobachtung  der  Farben  selbst, 
sowie  die  der  Beschaffenheit  der  Sternspur  von  Wichtigkeit.  In  Bezug 
auf  den  letztgenannten  Umstand  unterscheidet  Montigny  6 Fälle,  und 
zwar  1)  die  Sternspur  ist  regelmäfsig,  d.  h.  schmal  und  an  den 
Rändern  scharf  begrenzt  (Fig.  4);  2)  sie  ist  ziemlich  regelmäfsig, 
d.  h.  die  Spur  ist  merklich  breiter  geworden,  gleichzeitig  hat  die  Be- 
grenzung der  Ränder  an  Schärfe  abgonommen;  3)  die  Spur  ist  un- 
regelmäfsig,  d.  h.  sie  ist  breit  und  aufserdem  an  mehreren  Stellen 
wellig,  hat  also  die  Kreisform  verloren;  4)  die  Spur  ist  sehr  breit  und 
ganz  verwaschen;  5)  sie  ist  fransig  (Fig.  5);  6)  die  Spur  ist 
punktirt,  d.  h.  sie  •enthält  eine  Menge  von  hell  leuchtenden  Stellen 
von  geringerem  oder  gröfsorem  Umfange;  in  letzterem  Falle  wendet 
Montigny  auch  wohl  die  Bezeichnung  perlsohnurförmig  an.  — Be- 
züglich des  Wechselns  der  Breite  der  Sternspur  ist  hier  zu  bemerken, 
dafs  helle  Sterne  stets  breitere  Spuren  geben  als  schwächere;  es  ist  somit 
nothwendig,  auf  die  Qröfsenklasse  der  Sterne  Rücksicht  zu  nehmen. 

Nach  der  Erklärung,  welche  wir  vom  Funkeln  gegeben  haben, 
und  mit  Berücksichtigung  dessen,  was  uns  die  Spektralanalyse  über 


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(las  von  den  Sternen  gesandte  Licht  lehrt,  mufs  man  erwarten,  dafs 
die  Intensität  des  Funkeins  nicht  für  alle  Sterne  dieselbe  ist  Zufolge 
der  spektralanalytischen  Untersuchungen  hat  man  nämlich  drei  Haupt- 
klassen  von  Sternen  zu  unterscheiden  und  zwar  enthält,  wenn  wir 
von  Spezialitäten  und  Unterabthuilungen  absehen,  das  Spektrum  der 
Sterne  erster  Klasse  nur  vier  dunkle,  dem  Wassertoffe  entsprechende 
Linien,  das  der  Sterne  zweiter  Klasse  aufserdem  eine  grofse  Menge 
anderer,  verschiedenen  Metallen  entsprechenden  Linien;  endlich  kommt 
in  dem  Spektrum  der  Sterne  der  dritten  Klasse  aufser  den  Linien  eine 
beträchtliche  Zahl  von  dunklen  Banden  vor.  Da  nun  die  Erscheinung 
des  Funkeins  unter  anderem  davon  herrührt,  dafs  von  den  Strahlen, 
welche  uns  ein  Stern  zusendet,  bald  diese  bald  jene  so  von  ihrer 
Richtung  abgelenkt  werden,  dafs  sie  uns  nicht  mehr  treffen,  so  ist  es 
klar,  dafs  wenn  in  dem  Spektrum  eines  Sterns  gewisse  Strahlen  über- 
haupt fehlen,  die  Anzahl  der  dem  Auftreten  des  Funkeins  günstigen 
Fälle  vermindert  wird.  Die  Intensität  des  Funkeins  mufs  also  für  die 
erste  Klasse  gröfser  als  für  die  zweite  und  für  die  zweite  Klasse 
wieder  gröfser  als  für  die  dritte  sein.  Das  ist  durch  die  Betrachtungen 
Montignys  in  der  That  bestätigt  worden:  aus  26171  Beobachtungen 
von  62  Sternen  der  ersten  Klasse,  42  der  zweiten  und  16  der  dritten 
Klasse  findet  er  die  Mittelwerthe  der  Intensität  bez.  gleich  87,  79,  59. 

Vergleicht  man  die  an  verschiedenen  Abenden  jedesmal  durch 
eine  Anzalil  von  Sternen  bestimmten  Intensitäten  untereinander,  so 
zeigen  dieselben  eine  deutliche  Abhängigkeit  von  der  Temperatur  und 
dem  Druck  der  Luft,  von  ihrem  Feuchtigkeitsgehalt  und  von  auf- 
tretondon  magnetischen  Störungen. 

Die  Intensität  des  h^mkelns  wächst,  wenn  die  Temperatur  ab- 
nimmt, wie  dies  aus  den  folgenden  Zahlen  ersichtlich  ist.  Indem  alle 
von  1870 — 78  angcstellten  und  einer  trockenen  Periode  ungehörigen 
Beobachtungen  nach  der  Temperatur  geordnet  wurden,  ergaben  sich 
die  folgenden  Mittelwerthe  der  Intensität; 


Oreoxen 

der 

Temperatur 

Mlttlorr 

Temperatur 

Beobachtete 

Intensität 

Berechnete 
Intenaltht 
Formel  Formel 
I U 

Beobachtu&f- 

Rechnung' 

I 11 

26« 

bis 

20« 

+ 21«.3 

39 

34 

39 

0 

20 

1) 

15 

f 17  .6 

44 

43 

44 

-M 

0 

16 

n 

10 

-]-ll  .3 

65 

68 

55 

—3 

0 

10 

»» 

r» 

-(  7.0 

60 

68 

64 

—8 

—4 

6 

1» 

0 

i 3 .1 

75 

77 

74 

-2 

+ 1 

0 

ü 

- 4.0 

99 

93 

94 

+ 6 

+ 5 

—5 

10 

— 7 .7 

103 

102 

106 

-1-1 

— 3 

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165 

Hierbei  ist  zu  bemerken,  dafs  Montigny  eine  Beobachtung  als 
einer  trockenen  Periode  angehörig  betrachtet,  wenn  weder  am  Tage 
der  Beobachtung  selbst  noch  an  einem  der  zwei  folgenden  Tage 
Kegen  fällt.  Ein  Versuch,  die  obigen  Werthe  durch  eine  Formel  aus- 
zugleicben,  führte  mich  zu  folgenden  Resultaten: 

I)  J = 34.3  + 2.34  (210.3  — t) 

II)  J = 38.7  -I-  1.21  (210.3  — t)  4-  0.039  (21«.3  — t)2 
Hier  bedeutet  J die  bei  trockener  Witterung  der  Temperatur  t 
entsprechende  Intensität  des  Funkeins.  Die  aus  diesen  Formeln  be- 
rechneten Werthe  von  J sind  neben  den  beobachteten  Werthen  an- 
gegeben; wie  man  sieht,  schliefst  sich  die  Formel  II  in  sehr  befriedi- 
gender Weise  den  Beobachtungen  an. 

ln  einer  späteren  Note  fafst  Montigny  seine  Beobachtungen  von 
1870  bis  1883  nach  den  Monaten  zusammen,  und  findet,  indem  dabei 
trockene  und  feuchte  Witterung  unterschieden  wird; 

Intensität  des  Funkeins  bei 


Monat. 

Trockener 

Witterung. 

Unbestimmter 

Witterung. 

Feuchter 

Witterung. 

Januar  . . 

. 76 

93 

113 

Februar  . 

. 77 

91 

122 

März . . . 

. 59 

78 

109 

April  . . 

. 64 

74 

81 

Mai  , . . 

. 52 

68 

76 

Juni  . . . 

. 41 

59 

68 

Juli  . . . 

. 42 

69 

70 

August  . . 

. 46 

61 

76 

September. 

. 53 

70 

78 

Oktober 

. 69 

72 

81 

November  . 

. 73 

80 

94 

Dezember  . 

. 78 

89 

109 

Die  Mittel  der  den  Beobachtungszeiten  entsprechenden  Tempe- 
raturen finden  sich  hierbei  nicht  angegeben,  doch  erkennt  man  so- 
gleich, dafs  das  Funkeln  in  den  kalten  Monaten  sehr  viel  intensiver 
ist,  als  in  den  warmen. 

Der  Einfiufs  des  Druckes  der  Luft  ist  namentlich  beim  Auftreten 
von  Depressionen  auffällig;  sind  diese  tief  und  ist  das  Sturmcentrum 
nahe,  so  kann  die  Intensität  ausnahmsweise  grofse  Werthe  erreichen. 
Der  gröfste  von  Montigny  beobachtete  Werth  ist  244;  derselbe  wurde 
am  8.  Dezember  1886  zwischen  5 und  8 Uhr  Abends  bei  Oelegenheit 
des  damals  mit  aufserordentlicher  Heftigkeit  wüthenden  Sturmes  er- 


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l(i« 


halten.  Bomerkonswerlh  ist  hierbei,  dafs  schon  am  Abend  des  7.  De- 
zember das  Sointillomeler  das  Nahen  des  Sturmes  verrieth,  indem  die 
Intensität  des  Funkeins  den  ausnalimsweise  hohen  Werth  154  er- 
reichte, — während  das  Barometer  erst  mehrere  Stunden  später  merk- 
lich zu  fallen  begann.  Das  genannte  Beispiel  ist  nun  nicht  der 
einzige  Fall,  wo  ein  Steigen  der  Intensität  mit  einem  Sturme  zusammen- 
fiel. Eine  Durchsicht  der  von  1870 — 87  gesammelten  Beobachtungen 
ergab,  dafs  diese  in  283  Fällen,  wo  die  Intensität  den  Werth  120  über- 
stiegen hatte,  mit  einer  mehr  oder  minder  tiefen  Depression  zusauimen- 
gefallen  waren,  ohne  dafs  gleichzeitig  eine  ebenfalls  das  Funkeln 
verstärkende  magnetische  Storung  stattgofundon  hatte.  Diese  Beob- 
achtungen sind  von  Montigny  nach  der  Intensität  des  Funkelus 
geordnet  und  dann  in  7 Gruppen  getheilt  worden.  Für  jede  Gruppe 
wurde  der  mittlere  Luftdruck  im  Sturmcentrum  um  8 Uhr  Morg^ens 
des  Beobachtungstages  und  des  folgenden  Tages,  ebenso  die  mittlere 
Entfernung  des  Sturmcentrums  von  Brüssel  für  dieselben  Zeiten  und 
endlich  die  relative  Häufigkeit  des  Vorkommens  der  punktirten  (oder 
perlschnurformigen)  Stenispur  abgeleitet.  Letztere  Zahl  giebt  das  Ver- 
hältnifs  der  Abende,  wo  diese  punktirte  Stemspur  beobachtet  wurde, 
zu  der  Ge.saratzahl  der  inner  Gruppe  angehörigen  Abende.  Auf  diese 
Art  ist  das  folgende  Täfelchen  entstanden: 


1 

1 

1 

Oreoxen  der  \ 
lutonKitUten  1 
de»  FunkelDsl 

Retatlre 

Mittlerer  Uarometor- 
etand 

Mittlere  Entfornung 
de«  SturmcoDtrume 

der 

Stürme 

Mittlere 

InlenoiUt 

Hftußgkfit 

der 

punktirteu 
1 dtemapur  i 

am  Mor(r<*n 
dea  Beob- 
achtung«' 
tAgea 
mm 

am  Morifen 
de« 

folModen  ] 
Tage« 
mm  1 

am  Morgen 
des  B»b- 
Bohtuogs- 

l.»M  1 <t«“  T«*«» 
! km  km 

18 

244—180 

197 

i 0.94 

734 

1 735 

1 890 

1027 

18 

180—170 

176 

0.70 

739 

1 741 

1125  , 

1150 

26 

170—160 

ins 

0.66 

743 

744 

970  ^ 

1 125 

3.5 

160—150 

154 

0.64 

744 

746 

IKH)  j 

1225 

3<.l 

1 150-140 

146 

0.50 

742 

. 743 

1200 

1075 

58 

140—130'  135 

0.41 

745 

746 

1074 

1080 

8il 

130—120 

126 

j 0.43  1 

745 

744 

; 1018 

' 1175 

Aus  diesen  Zahlen  dürfte  immerhin  hervorgehon,  dafs  die  De- 
pressionen die  Intensität  des  Funkeins  vermehren;  sie  erlauben  aber 
keineswegs  den  Schlufs,  welchen  Montigny  aus  ihnen  gezogen  hat, 
dafs  nämlich  die  Intensität  dos  Funkeins  regelmäfsig  mit  der  Tiefe  der 
Depression  abnehme;  als  Tiefe  der  Depression  bezeichnet  Montigny 
dabei  den  Unterschied  dos  im  Sturmcentrum  herrschenden  Luftdruckes 


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von  7tj0  mm.  Indem  Montig'ny  weiterhin  die  so  definirto  Tiefe  der 
Depression  als  Mafs  der  Bedeutung  des  Sturmes  auflafst,  stellt  er  dann 
auf  Grund  des  vorigen  Täfelchens  die  beiden  Sätze  auf;  I)  Unter 
dem  Kinflufs  der  Stürme  ist  die  Intensität  des  Funkelns  um  so 
gröfser,  je  heftiger  sie  sind.  2)  In  demselben  Mafse  wächst  die  re- 
lative Häufigkeit  des  Vorkommens  der  punktirton  (oder  perlschnur- 
fürmigen)  Sternspur.  — Man  wird  wohl  der  Ansicht  beipfliohten,  dafs 
für  die  Beantwortung  der  berührten  Fragen  die  von  Montigny  ge- 
wählte Behandlungsweise  seiner  Beobachtungen  nicht  sehr  zweck- 
entsprechend ist  Für  die  Untersuchung  der  Abhängigkeit  der  In- 
tensität des  Funkeins  von  der  Heftigkeit  des  Sturmes  beispielsweise 
ist  es  natnrgemäfs,  letztere  auch  als  Eintheilungsgrund  zu  wählen  und 
dann  die  Beobachtungen  in  passender  Weise  in  Gruppen  zu  vereinigen. 
Ordnet  man  von  vornherein  nach  der  Intensität  des  Funkeins  und 
schliefst  dabei  alle  solche  Werthe  aus,  welche  unterhalb  eines  be- 
stimmten Werthes  (hier  120)  liegen,  so  ist  es  unmöglich,  zu  einem 
richtigen  Bilde  zu  gelangen.  Es  sei  hier  bemerkt  dafs  schon  bei  der 
ersten  Gruppe  von  Stürmen  der  im  Sturmcentrum  stattgefundene  Luft- 
druck zwischen  704  mm  und  760  mm  variirt  Ferner  ist  bekannt,  dafs 
der  Unterschied  des  im  Sturmcentrum  herrschenden  Luftdruckes  von 
760  mm  noch  nicht  das  Mafs  der  Stärke  des  Sturmes  bildet  — Die 
Erscheinung,  dafs  zur  Zeit  der  Stürme  das  F unkeln  intensiver  ist 
läfst  sich  mit  Hülfe  des  früher  über  das  Zustandekommen  des  Funkelns 
Gesagten  leicht  erklären.  Herrscht  an  einer  Stelle  ein  niedriger  Luft- 
druck, so  sucht  die  umgebende  Luft  von  allen  Richtungen  her  auf 
diese  Stelle  hinzustürzen,  um  die  Druckdifferenz  auszugleichen,  und 
zwar  mit  um  so  gröfserer  Heftigkeit  je  gröfser  die  Druckdifferenz  ist; 
wir  haben  dann  naturgemäfs  eine  mit  der  Stärke  der  Aufregung  der 
Atmosphäre  wachsende  Zahl  von  sich  schnell  austauschenden  Luft- 
schichten verschiedener  Dichtigkeit  und  Temperatur  und  somit  eine 
grofsere  Zahl  von  dem  Auftreten  des  Funkelns  günstigen  Bedingungen. 
Aufserdera  sind  auch  die  Depressionen  vielfach  von  Niederschlägen  und 
elektrischen  Erscheinungen  begleitet  und  wir  werden  gleich  sehen, 
dafs  diese  ebenfalls  das  Funkeln  sehr  verstärken. 

Nach  den  Beobachtungen  Montignys  wächst  die  Intensität  des 
Funkelns,  wenn  der  Regen  horannaht  und  ist  namentlich  stark  in- 
mitten einer  regnerischen  Zeit.  Den  Einilufs  des  Regens  auf  die  In- 
tensität des  Funkelns  erkennt  man  deutlich  aus  der  oben  angeführten 
Tafel,  welche  die  in  den  einzelnen  Monaten  bei  trockener  und  feuchter 
Witterung  stattfindenden  mittleren  Intensitäten  giebt.  Die  Einwirkung 


168 


von  trockener  und  feuchter  Witterung  auf  das  Funkeln  der  Sterne 
äufsert  sich  nun  noch  in  einer  anderen  bemerkenswerthen  Weise  und 
zwar  hinsichtlicli  der  farbigen  Bogen,  welche  in  der  Sternspur  auf- 
treten.  Beim  Ilerannahen  des  Regens  übertreflfen  nämlich  die  blauen 
Bogen  an  Anzahl  und  Intensität  die  andersgefUrbten  und  zwar  ist  dieses 
Ueberwiegen  der  blauen  Farbe  um  so  stärker,  je  mehr  die  Atmosphäre 
mit  Wasserdampf  gesättigt  ist  und  je  mehr  Regen  nachfolgt.  Mon- 
tigny  unterscheidet  bei  der  Schätzung  des  Uebersohusses  der 
blauen  Farbe  in  der  Sternspur  vier  Stufen:  sehr  schwach,  schwach, 
ziemlich  stark,  stark.  Das  folgende  aus  456  Beobachtungsabenden 
abgeleitete  Täfelchen  zeigt  nun  deutlich  die  vorhin  angerührte  Be- 
deutung des  w’achsenden  Vorherrschene  des  Blau.  — In  der  Columne: 
Regenhöhe  ist  <lie  Höhe  des  an  den  zwei  dem  Beobachtungsabende 
folgenden  Tagen  gesammelten  Regens  angegeben. 


Kclaiive  | 


('eberschttfR 
(iM  BIau 

loteDgität  <1^A 
Kunkclna 

mm 

Feuchtigkeit  j 
der  Lufl  um  9 
Uhr  Abends 
des  Beobacb- 
tunfratAgea 

Procontsatz 
der  Sterne  mit 
Ueberschuf» 
des  BIau 

Znbl  der 
|Reob*r-btungen 

Sehr  schwach 

103 

5,5 

79 

30 ->,0 

' 237 

Schwach  . 

117 

7.1 

83 

38 

109 

Zieml.  stark 

126 

8.ti 

82 

47 

43 

Stark . . . . 

129 

11.4 

86 

58 

67 

Hierbei  ist  ein  .■\bend,  an  dem  ein  Uebersohufs  des  Blau  beob- 
achtet wurde,  nur  daun  zugezogen  worden,  wenn  gleichzeitig  am  Tage  der 
Beobachtung  oder  an  einem  der  zwei  folgenden  Tage  in  Brüssel  Regen 
fiel.  114  .\bende,  an  denen  zwar  das  Verwiegen  der  blauen  Farbe 
bemerkt  worden  war  (sehr  schwach  an  83,  schwach  an  23,  ziemlich 
stark  an  3 und  stark  an  ö .\benden),  die  aber  für  Brüssel  nicht  mit 
Regen  zusammenfielen,  sind  ausgeschlossen  worden.  Montigny  be- 
merkt, dafs  wenn  es  ausnahmsweise  (die  Ausnahmen  sind  aber  nach 
vorstehendem  nicht  selten!)  nicht  in  Brüssel  geregnet  habe,  trotzdem 
dafs  ein  Uobcrschufs  des  Blau  beobachtet  wurde,  beinahe  immer  an 
einer  der  Stationen  Macsuyk,  Furnes  oder  Arlon  Regen  gefallen  wäre. 
Maeseyk  liegt  ost-nord-üstlich  von  Brüssel  in  einer  Entfernung  von 
105  km,  Furnes  west-nord-westlich  in  einer  Entfernung  von  122  km, 
Arlon  südöstlich  in  einer  Entfernung  von  167  km.  — Mufs  nach  obiger 
Tafel  die  Bedeutung  des  Vorwiogens  des  Blau  in  der  Sternspur  für 
die  Wetterprognose  zugeslanden  werden,  so  ist  es  doch  einleuchtend, 
dafs  die  Vorstellung  über  dieselbe  eine  irrige  wird,  wenn,  wie  es  von 


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UHt 

Montigny  gt'sohehen  ist,  ilie  114  orwähnten  Beobachtungen  ausge- 
schlossen wenien. 

Um  das  Vorherrschen  der  blauen  Farbe  beim  llerannahen  des 
Regens  und  beim  Eintritt  desselben  zu  erklären,  stützt  sich  Montigny 
auf  die  schönen  Untersuchungen  von  Prof.  Spring  über  die  Farbe 
des  Wassers  im  flüssigen  und  festen  Zustande.  Reines  Wasser  in 
Röhren  von  4 m Länge  gegossen,  sagt  Spring,  hat  eine  so  reine 
blaue  Farbe,  dafs  nur  das  schönste  Himmelsblau  mit  ihr  verglichen 
werden  kann;  die  blaue  Farbe  bleibt  auch  noch,  wenn  das  Wasser 
gefriert.  Ob  auch  der  Wasserdampf  in  hinreichend  dicken  Schichten 
blau  ist,  mufs  noch  durch  Versuche  bestimmt  werden,  doch  leitet  uns 
die  Analogie  dahin  es  anzunehmen.  Zur  Stütze  dieser  Ansicht  führt 
Montigny  unter  anderem  an,  dafs  im  Sommer  nach  einem  warmen 
Gewitterregen,  wenn  also  die  unteren  Luftschichten  stark  mit  Wasser- 
dampf gesättigt  sein  müssen,  weit  entfernte  Berge  eine  bläuliche  Farbe 
annehmen. 

Während  das  Vorherrschen  des  Blau  in  der  Stemspur  ein  Kenn- 
zeichen für  das  Eintreten  der  feuchten  Witterung  angiebt,  entspricht 
das  Vorwiegen  des  Violett,  hauptsächlich  aber  das  des  Grün  der 
trockenen  Witterung.  Sehr  lehrreich  ist  in  dieser  Beziehung  das 
folgende  aus  den  Beobachtungen  1881 — 1884  (meteorologisch)  abge- 
leitete Täfelchen: 


.fahr 

Relative  Häufigkeit 
(auf  1000  beobachtete  Farben) 

Regonhohe 

des  Grün. 

des  Violett. 

mm 

1881 

10 

0.4 

889 

1882 

9 

0.7 

786 

1883 

17 

2.0 

731 

1884 

69 

4.0 

620 

Dieselben  Beobachtungen  ergaben,  nach  den  Monaten  geordnet, 
für  die  relative  Häufigkeit  des  Vorkommens  der  grünen  Farbe  unter 
lOOO  beobachteten  Farben: 

.lanuar  . . 3 April  ...  23  Juli  ....  32  October.  . 23 

Februar  . 10  Mai  ....  27  August  . . 29  November  23 

März  ...  14  Juni ....  30  September  20  December  2 

Wie  man  hieraus  ersieht,  tritt  gerade  in  den  heifsen  und  trockenen 
Monaten  Juni,  Juli  und  August  die  grüne  Farbe  am  häufigsten  auf.  — 
Es  wäre  von  Interesse  die  Zahl  der  den  einzelnen  Monaten  ent- 
sprechenden trockenen  Tage,  die  Rt'genmengen  u.  s.  w.  zu  kennen; 
darüber  ist  aber  leider  nichts  angegeben  worden. 


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170 


Es  ist  hier  der  Ort  daran  zu  erinnern,  dafs  die  Beschaffenheit 
des  Spectnims  eines  Sternes  nicht  nur  auf  die  Intensität  des  Kunkelns, 
sondern  auch  auf  die  Farben  einwirken  mufs,  welche  in  der  Stem- 
spur  auftreten.  Die  Sterne  der  dritten  Klasse,  in  deren  Spectrum 
Blau  und  Violett  nur  schwach  auftreten  und  die  uns  orangefarbig  oder 
roth  erscheinen,  werden  auch  bei  feuchter  Witterung  nur  einen  ge- 
ringen Uebcrschufs  des  Blau  geben  können,  während  in  der  Spur 
solcher  Sterne,  in  deren  Spectrum  die  blauen  und  violetten  Strahlen 
besonders  lebhaft  sind,  das  Blau  allezeit  einen  vorwiegenden  Eindruck 
ausUben  mufs.  Nach  den  Beobachtungen  Montignys  ist  zur  Zeit 
feuchter  Witterung  das  Verwiegen  des  Blau  bei  gelben  und  nament- 
lich bei  weifsen  Sternen  weit  deutlicher  ausgeprägt  als  bei  orange- 
farbigen und  rothen;  in  der  Spur  bläulicher  Sterne  ferner,  nimmt  dann 
die  Zahl  der  blauen  Bogen  noch  mehr  zu  und  ihre  Intensität  wächst.  Das 
Verwiegen  einer  Farbe  in  der  Sternspur  hängt  aber  auch  nicht  selten  von 
der  Richtung  ab,  in  der  der  Stern  beobachtet  ist.  So  hat  Montigny 
häuflg  beobachtet,  dafs,  wenn  eine  Depression  von  Westen  herkaiii, 
gerade  nach  dieser  Richtung  hin  der  Ueberschufs  des'Blau  weit  stärker 
sich  ergab,  als  nach  einer  anderen,  und  ferner,  dafs,  wenn  die  Witte- 
rung in  Brüssel  schön,  aber  in  Frankreich  regnerisch  war,  das  Vor- 
herrschen der  blauen  Farbe  sich  gerade  hauptsächlich  nach  Süden 
hin  zeigte.  — Die  vorigen  Bemerkungen  erklären  die  Erscheinung 
dafs,  falls  eine  Anzahl  von  Sternen  in  verschiedenen  Himmelsgegenden 
beobachtet  worden  ist,  manchmal  ein  Theil  dieser  Sterne  einen  Ueber- 
schufs  des  Blau  gibt,  ein  anderer  nicht.  Man  erkennt  aber  aus  der  dritt- 
letzten Tafel,  dafs  der  Proceutsatz  der  Sterne,  welche  einen  Ueberschufs 
les  Blau  geben,  um  so  gröfser  ist,  je  gröfser  die  in  der  Luft  enthaltene 
•Menge  WasseiMampf  und  je  reichlicher  die  nachfolgende  Regenmenge 
ist.  — Nachdem  übrigens  der  Kinflufs  des  Spectnims  bez.  der  Farbe 
des  Sternes  auf  die  Intensität  des  Funkeins  und  die  Farben,  welche 
in  der  Stemspur  auftreten,  erkannt  worden  ist,  dürfte  es  sich  em- 
pfehlen bei  der  Diskussion  der  Beobachtungen  auch  hierauf  Rücksicht 
zu  nehmen;  es  läfst  sich  nicht  leugnen,  dafs,  wenn  Herr  Montigny 
dies  gelhan  hätttt,  Zahlen  von  gröfserer  Bedeutung  und  Beweiskraft 
entstanden  sein  würden;  voraussichtlich  wäre  man  dann  auch  zu  ver- 
schiedenen interessanten  Nebenresultaten  gekommen. 

Die  Bedeutung  der  blauen  und  grünen  Farbe  für  die  Wetter- 
prognose, welche  Montigny  im  Laufe  seiner  Beobachtungen  kennen 
gelernt  hatte,  vcranlafste  ihn  dazu  im  Juni  1883  der  Kgl.  belgischen 
.\kademie  eine  Note  vorzuleseu,  worin  er  mit  Rücksicht  auf  das  seit 


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171 


Beginn  des  genannten  Jahres  immer  seltener  werdende  Vorherrschen 
des  Blau  und  das  stärker  auflretende  Grün  die  Abnahme  des  Regens 
gegenüber  den  vorhergehenden  regnerischen  Jahren  1881  und  1882 
in  Aussicht  stellte.  Noch  stärker  traten  die  genannten  Erscheinungen 
im  Anfang  des  Jahres  1884  auf,  und  somit  hielt  sich  Montigny  be- 
rechtigt, bereits  im  April  die  Prognose  zu  stellen,  dafs  das  Jahr  1884 
sich  durch  grofse  Trockenheit  auszeichnen  würde.  Beide  Prophezei- 
hungen haben  sich,  wie  bekannt,  durchaus  bestätigt. 

(Schlufs  folgt.) 


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Die  Anfänge  der  meteorologischen  Beobachtungen 
und  Instrumente. 

Von  Dr.  6.  Hellmsui, 

Mitglleil  doi«  kgl.  metoomlogiftchen  Instituts  in  Berlin. 

(Schlufs.) 

Cj^n  diesem  Stadium  der  Entwickelung  verlassen  wir  die  üesoliichlc 
^ des  Hygrrometers  und  wenden  uns  zu  den  Anfängen  des  Thermo- 
meters,  des  drittältesten  der  meteorologischen  Instrumente.  Da 
wegen  der  aufserordentlichen  Wichtigkeit  desselben,  sow’ohl  für  alle  phy- 
sikalisch-chemischen und  biologisch-modicinischen  Wissenschaften,  wie 
für  die  Bedürfnisse  des  Alltagslebens,  auch  seine  Entstchungs-  und 
Entwickelungsgeschichte  bekannter,  als  bei  anderen  Werkzeugen  des 
Meteorologen  ist,  dürfen  wir  uns  hier  etwas  kürzer  fassen. 

Die  im  Auslande  bisher  noch  zu  wenig  bekannten  Untersuchungen 
von  Wohlwill  in  Hamburg  und  von  Burckhardt  in  Basel  haben  die 
vielumstrittene  Frage  nach  dom  Erfinder  des  Thermometers  wohl  end- 
gültig zu  Gunsten  Galileo  Galileis  entschieden.  Schon  im  letzten 
Jahrzehnt  des  16.  Jahrhunderts  demonstrirte  derselbe  zu  Padua  einen 
Apparat,  welcher  den  Namen  eines,  freilich  noch  sehr  unvollkommenen 
Thermoskopes  verdient.  Ein  kleines  Glasgefäfs  mit  einer  etwa  zwei 
Spannen  langen,  engen  Rohre  wird  nach  unten  in  ein  grofses  Gefäfs 
mit  Wasser  getaucht,  nachdem  man  die  Luft  in  ihm  durch  Erwärmen 
verdünnt  hat.  In  Folge  der  durch  die  Abkülilung  bewirkten  Zu- 
sammenziehung  der  Luft  steigt  Wasser  in  die  Röhre,  dessen  Fallen 
oder  Steigen  die  Ab-  oder  Zunahme  der  Temperatur  der  Luft  im  Gc- 
fäfse  zu  erkennen  giebt.  Die  erste  Beschreibung  dieses  grund- 
legenden thermometrischen  Versuches  ist  nur  in  einem  Briefe  über- 
liefert worden,  welchen  der  noch  später  zu  nennende  Freund 
Galileis,  der  Pater  Bonedotto  Uastolli,  im  Jahre  1803  an  den 
Kardinal  f'esarini  schrieb;  und  aus  dem  Briefwechsel  Galileis  mit 


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173 


einem  anderen  seiner  Freunde,  dem  Venetianer  Sag-redo,  wissen  wir, 
dafs  dieser  jenes  Thermometer  im  Jahre  1613  zu  verschiedenen  Be- 
obachtungen gebrauchte. 

Freilich  kann  das  Galileische  Instrument  kaum  ein  Thermo- 
meter genannt  werden;  denn  der  Stand  des  Wassers  in  der  Röhre 
war  zugleich  von  der  Temperatur  und  vom  Luftdrucke  abhängig, 
aber  im  Laufe  der  folgenden  Jahrzehnte  entwickelte  sich  aus  dem- 
selben doch  ein  brauchbares  Mefsinstrument,  wenn  auch  — wa.s 
manchen  vielleicht  Wunder  nehmen  mag  — die  Theorie  und  die 


GatUeo  GaUlei.  (Nach  Leoni,  1G24.) 


Konstruktion  des  Thermometers  selbst  bis  heute  nicht  als  abgeschlossen 
betrachtet  werden  kann.  Leider  hat  sich  noch  nicht  mit  Sicherheit 
feststellen  lassen,  welche  Stadien  der  Entwicklung  das  Thermoskop 
von  jener  einfachsten  Gestalt  bis  zum  sogenannten  Florentiner  Ther- 
mometer durchgemacht  hat,  ob  Galilei  an  diesen  Verbesserungen 
selbst  betheiligt  war  oder  ob  dieses  Verdienst  anderen  zugeschrieben 
worden  mufs.  Wenn  bei  der  nunmehr  erfolgenden  Neuausgabe  der 
Werke  Galileis,  welche  Professor  Favaro  zu  Padua  im  Auf- 
träge der  italienischen  Regierung  besorgt,  alle  Archive  nach  Manu- 


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174 


Skripten  und  Briefen  des  grofsen  Meisters  abermals  gründlich  durch- 
stöbert werden,  dürfte  man  vielleicht  auch  verloren  geglaubte  Ur- 
kunden wieder  auffinden,  welche  manchen  dunklen  Punkt  in  der 
Geschichte  des  Thermometers  aufzuliellen  geeignet  sind. 

Gegenwärtig  nimmt  man  an,  dafs  zuerst  der  französische  Arzt 
Jean  Rey  ums  Jahr  1631  den  wichtigen  Schritt  gethan  hat,  das 
Galiloische  Thermoskop  umzukehren,  und  anstatt  der  Ausdehnung  der 
Luft  die  einer  Flüssigkeit  zu  beobachten,  während  wieder  dem  Grofs- 
herzog  Ferdinand  II  von  Toskana  das  Verdienst  gebührt,  diese  Ther- 
mometerröhre,  welche  bei  Rey  noch  offen  war,  unter  Ausschlufs  der 
Luft  oben  zu  schliefsen  und  als  Flüssigkeit  nicht  Wasser,  welches 
beim  Gefrieren  die  Röhre  sprengt,  sondern  Weingeist  zu  wälilen. 
Dieser  ungeheuere  Fortschritt  mufs  bereits  vor  1641  gemacht  worden 
sein,  da  in  diesem  Jahr  der  Grofsherzog  sich  solcher  Thermometer 
zu  mancherlei  Beobachtungen  schon  bediente.  Die  folgenden  Jahre 
brachten  einige  weitere  Verbesserungen,  die  wesentlich  den  gemein- 
schaftlichen Arbeiten  der  Mitglieder  der  „Accademia  del  Cimento“  zu 
verdanken  sind. 

Diese  „Akademie  des  Versuches“  war  durch  Leopold,  den 
Bruder  des  regierenden  Grofsherzogs  Ferdinand  II,  mit  einer  kleinen 
Zahl  Florentiner  Gelehrten,  zumeist  Schülern  des  1642  verstorbenen 
Galilei,  im  Jahre  1657  gegründet  worden,  um  unter  der  Devise 
„Provando  e Riprovando“  die  Naturerscheinungen  auf  experimentellem 
Wege  zu  ergründen.  Es  darf  dies  als  die  erste  wirkliche  Natur- 
forscher-Akademie angesehen  werden,  welche  trotz  nur  zehnjälirigen 
Bestehens,  aber  g(-tr(>u  ihrem  Wahlspruche,  nicht  blos  unmittelbar  die 
ersten  grundlegenden  Arbeiten  auf  dem  Gebiete  der  Physik,  ins- 
besondere der  Pn(«umatik,  geliefert,  sondern  auch  dadurch  mittelbar 
nutzbringend  gewirkt  hat,  dafs  die  experimentelle  Methode  der 
Forschung  durch  sie  zur  Geltung  kam,  und  dafs  in  England  und 
Frankreich  ähnliche  Akademien  gegründet  wurden,  welche  mit  in- 
zwischen veränderter  Organisation  noch  heute  fortbesteheu  fLondon 
1659,  Paris  1666). 

Die  Mitglieder  der  Accatieraia  del  Cimento  führten  ihre  experi- 
mentellen Arbeiten  gemeinschaftlich  aus  und  legten  den  wichtigsten 
Theil  der  dabei  erhaltenen  Resultate  in  einer  Art  von  Tagebuch 
schriftlich  nieder,  auf  dessen  Grundlage  der  Sekretär  der  Akademie 
— er  nannte  sich  „II  Saggiato  Segretario“  — , Lorenzo  Magalotti, 
im  Jahre  1666  die  berühmten  „Saggi  di  naturali  esperienze  l'atte  nell' 


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Accademia  del  Cimento“  herausgab,  welche  acht  Auflagen  erlebt  haben 
und  ins  Lateinische  und  Englische  übersetzt  wurden. 

ln  diesen  „Saggi“  findet  sich  die  Beschreibung  von  vier  ver- 
schiedenen Thermometern,  welche  die  Akademiker  gebraucht  haben. 
Die  in  50  (Irade  getheilten,  welche  später  unter  dem  Namen  „kleines 
Klorentiner  Thermometer“  grofse  Verbreitung  fanden,  dienten  schon 
damals  speziell  zu  meteorologischen  Beobachtungen  und  sollen  uns 
ilaher  hier  ausschliefslich  beschäftigen. 

Wie  die  nebenstehende  Fig.  4 zeigt,  waren  es  sogenannte 
Stabthennometer,  d.  h.  solche,  bei  denen  die  Theilung  auf  dem 
die  Kapillarrühre  umschliefsenden  Ulasstabe  selbst  angebracht 
ist.  Die  Scale  bestand  aber  nicht  aus  Strichen,  welche  mit  dem 
Diamanten  oder  mit  Flufssäure  eingeschnitten  wurden,  sondem 
aus  Glasknöpfchen  von  der  Oröfse  eines  Stecknadelknopfes; 
jedes  zehnte  Knöpfchen  war  weifses  Emailglas.  Als  thermo- 
metrische  Flüssigkeit  diente  anfangs  gefärbter  Alkohol,  wie 
noch  heute  bei  vielen  der  gewöhnlichen  Minimalthermometer, 
später  aber  ungefärbter,  nachdem  man  die  Erfahrung  gemacht 
hatte,  dafs  der  Farbstoff  im  Laufe  der  Zeit  sich  niederschlägt. 

Der  wundeste  Punkt  dieses  und  der  übrigen  Florentiner 
Instrumente  war  die  Festlegung  der  Scale,  da  die  .\kademiker  ^ 
nur  einen  Fixpunkt,  den  Eispunkt,  kannten.  Sie  hatten  nämlich  Kleines 
wiederholt  die  Beobachtung  gemacht,  dafs  das  „kleine“  Thermo- 
meter  bei  der  Berührung  mit  Schnee  oder  Eis  auf  13  Vs®  fiel,  Thermo- 
und  in  freier  Luft  gewöhnlich  14*>  zeigte,  wenn  im  Winter  das 
Wasser  am  Boden  gefror.  Ein  oberer  Fixpunkt  war  ihnen  aber  un- 
bekannt; denn  die  gleichfalls  duroh  Beobachtungen  festgestellte  That- 
sache,  dafs  das  Thermometer  im  Sommer  zu  Florenz  bis  auf  34®  im 
Schatten  und  43®  in  der  Sonne  stieg,  konnte  doch  nur  einen  ziemlich 
unsicheren  Anhaltspunkt  für  die  Theilung  der  Scale  abgeben.  Es 
scheint  aber  die  (ieschicklichkeit  des  Glasbläsers  Giuseppe  Moriani, 
welcher  bis  dahin  I^ampenmacher  des  Grofsherzogs  gewesen  war,  über 
diesen  Mangel  in  der  Skalenbestimmung  hinweggeholfen  zu  haben;  denn 
die  damals  gefertigten  Thermometer  waren  immerhin  vergleichbare  Instru- 
mente. Don  Beweis  dafür  lieferte  Libri  im  Jahre  1829.  Es  hatte  näm- 
lich der  Direktor  des  Galilei-Museums  in  Florenz,  Vincenzio  Antinori, 
nachdem  jene  alten  Florentiner  Thermometer  ganz  verloren  gegangen  zu 
sein  schienen,  eine  grüfsere  .\nzahl  derselben  in  einem  Magazin  unter 
alten  Sachen  zufällig  wieder  aufgofunden  und  dieselben  dem  bekannten 
Physiker  Libri  zur  Vergleichung  mit  dem  Cenlesimalthermometer 

und  Krd«.  IT.  4.  ]*> 


f 


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176 


üborgebeu.  Dieser  fand  den  Eispunkt  in  der  Tbat  bei  13>/]°  und 
ermittelte  ferner,  dals  das  50.  Olasknöpfcheu  des  kleinen  Florentiner 
Thermometers  dem  55.®  C entspricht.  Auf  Grund  dieser  Angaben 
konnte  ich  von  dem  Glasbläser  dos  hiesigen  Mechanikus  R Fuefs  ein 
kleines  Florentiner  Thermometer,  von  denen  nur  noch  in  Florenz 
.mehrere  und  in  London  ein  einziges  Exemplar  vorhanden  sind, 
möglichst  getreu  nachmachen  lassen. 

Da  mit  dem  Thermometer  in  dieser  Form  die  ersten  meteoro- 
logischen Beobachtungen  ausgeführt  worden  sind,  düi-fen  wir  seine 
Geschichte  an  dieser  Stelle  verlassen  und  zu  derjenigen  des  näebst- 
ältcsten  meteorologischen  Instrumentes  übergpehen.  Eis  ist  dies  der 
Regenmesser. 

Bisher  verlegte  mau  dessen  Elrliudung  auf  viel  spätere  Zeit  und 
nahm  als  erste  Rogeumessuugeu  diejenigen  an,  welche  etwa  ums 
Jahr  1670  zu  Dijon  auf  Veranlassung  Mariottes  gemacht  wurden. 
Ich  liabe  indessen  gefunden,  dafs  die  erste  Regenmessung  bereits 
viel  früher,  nämlich  im  Sommer  1639,  von  Benedetto  Castelli, 
dem  bereits  oben  genannten  Freunde  Galileis,  ausgeführt  worden  ist, 

Castelli,  welcher  mit  Recht  als  der  Begründer  der  Hydro- 
dynamik angesehen  wird,  erzählt  den  Hergang  in  einem  von  Rom, 
dun  18.  Juni  1639,  datirten  Briefe  an  Galilei  folgendermafsen: 

Bei  einem  vorübergehoudeu  Aufenthalte  Ln  Perugia  hört  er  von 
dem  tiefen  Wasserstande  des  Trasimenischen  Sees;  er  geht  hin  und 
überzeugt  sich,  dafs  das  Wasser  unterhalb  der  Ausllufsöffnung  steht, 
welche  man  im  15.  Jahrhundert  dem  abflufslosen  See  gegeben  hatte. 
Nach  Perugia  zurückgekehrt,  erlebt  er  einen  mäfsig  starken  und 
ziemlich  gleichmäfsigeu  Regen,  welcher  etwa  8 Stunden  andauort. 
Da  kommt  ihm  der  Gedanke,  zu  untersuchen,  wieviel  durch  diesen 
Regen  der  Spiegel  des  Sees  gestiegen  sein  könne,  wobei  er  als  wahr- 
scheinlich voraussetzt,  dafs  der  Rogen  auch  auf  den  See  sich  erstrecke 
und  daselbst  ebenso  stark  wie  in  Perugia  sei.  Zu  dem  Ende  nimmt 
er  ein  oylindrisches  Glasgefäfs,  eine  Spanne  buch  und  eine  halbe 
breit,  setzt  es  im  Hofe  aus  und  läfst  den  Regen  eine  Stunde  lang 
hineinfallen,  dann  nimmt  er  das  Gefäfs  herein  und  mifst  mit  dem 
Maafsstabe  die  Höhe  des  Regenwassors,  welche  er  im  genannten 
Briefe  nicht  in  Zahlen,  sondern  figürlich  durch  eine  Linie  von  der 
Länge  angiebt  .... 

Dieser  interessante  Brief  Castellis  scheint  bis  jetzt  den  Fach- 
leuten unbekannt  geblieben  zu  sein,  obwohl  sein  Inhalt  bereits  1660 
in  der  dritten  Auflage  von  seinem  bekannten  W'erke:  „Deila  Misuru 


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dell’  -Aoque  correnti“  p.  49  11'.  mit^etbeill  wüitleu  ißt.  Jedenfalls  ist  er 
auf  die  Kntwicklungsgeschichte  des  Kegeumessers  ohne  Jeden  Einflufs 
geblieben. 

Wer  dieses  Instrument  zuerst  zu  fortlaufenden  Beobachtungen 
benutzt  hat,  mufs  vorerst  unentschieden  bleiben;  es  hat  den  Anschein, 
als  ob  dies  in  Frankreich  und  England  zu  gleicher  Zeit  geschehen 
sei.  Mariotte  spricht  in  seinem  „Traite  du  mouvoment  des  eaux“, 
welcher  zwischen  den  Jahren  1081  und  ltiÖ4  geschrieben  sein  mufs, 
von  einer  vor  7 oder  8 Jahren  zu  Dgou  gemachten  Beobachtungs- 
reihe, Hooke  legte  aber  schon  im  Jahre  1670  der  Royal  Society  den 
Plan  zu  einem  selbstregistrirenden  Regenmesser  vor,  wiilirend  Richard 
Townley  im  Jahre  1678  zu  Townley  m Laucashire  eine  durch 
15  Jahre  fortgesetzte  Reihe  von  Regenmessuugen  begann.  Bei  allen 
diesen  Beobachtungen  wurde  das  in  eitlem  quadratischen  oder  cyhn- 
drischen  Auffanggefässe  gesammelte  Regeuwasser  dem  Gewichte  nach 
bestimmt,  während  die  oben  beschriebene  ei-ste  Regenmessung  durch 
Castelli  gleich  die  Regenhöhe  ergab. 

Xuumehr  bleibt  uns  noch  übrig,  die  Anfänge  des  zuletzt  er- 
fundenen meteorologischen  Instrumentes,  des  Barometere,  zu  beleuchten 
Dieses  hat  stets  als  das  wichtigste  Werkzeug  des  Meteorologen  ge- 
golten, und  es  darf  in  der  That  nicht  geleugnet  werden,  dafs  erst  nach 
seinem  Auftreten  die  Beobachtungen  eine  gewisse  Vollständigkeit  und 
Abgeschlossenheit  verrathen. 

Dafs  Evangolista  Torrioelli  — der  letzte  Schüler  Galileis, 
wie  er  sich  mit  Vorliebe  nannte  — das  Barometer  im  Jahre  1643, 
ein  Jahr  nach  dem  Tode  des  grofsen  Meistei’s,  erfunden  hat,  dürfte 
kaum  noch  von  irgend  jemandem  bestritten  werden,  soviele  Ansprüche 
darauf  auch  früher  von  anderer  Seite  erhoben  woiMeu  sind.  Freilich 
hat  es  den  Anschein,  als  ob  Torricelli  mehr  durch  glücklichen 
Zufall,  als  durch  die  -Vbsicht,  ein  Instrument  zur  Bestimmung  des  Luft- 
druckes zu  konstruiren,  auf  die  Idee  des  barometrischen  Experimentes 
gekommen  ist,  w’elches  er  seinem  Freunde,  dem  Mathematiker  Viviani. 
zuerst  mittheilte.  Er  hat  aber  jedenfalls  zuerst  den  guten  Gedanken 
gehabt,  in  dem  damals  geführten  Streit  über  die  Existenz  des  luftleeren 
Raumes  (Vacuum)  und  über  die  ,Resistenza  del  vacuo“  des  Wassers, 
welches  in  senkrechten  Röhren  bis  zu  etwa  32  Fufs  ansteigt,  das 
speziQsch  viel  schwerere  Quecksilber  zu  nehmen  und  so  den  luft- 
leeren Raum  schon  in  einer  kaum  3 Fufs  langen  Röhre  zu  erhalten. 
Viviani  führte  das  Experiment  zuerst  wirklich  aus:  er  verschallle  sich 
eine  etwa  2 Ellen  lange  Glasröhre,  au  deren  eines  Ende  eine  Glaskugel 

12* 


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17rt 


geblasen  wiinle,  während  das  andere  offen  blieb,  daraul'  füllte  er  diu 
ganze  Röhre  saramt  der  Kugel  mit  Quecksilber,  schlofs  dieselbe  an 
dem  offenen  Ende  mit  dem  Finger  ab  und  stellte  sie,  mit  dem 
geschlossenen  Ende  nach  unten,  in  ein  gröfseres  Gefäfs  mit  Queck- 
silber. Als  er  nunmehr  den  Fing^‘r  fortnahm,  sali  er  das  Quecksilber 
in  der  Röhre  sinken,  bis  es  etwa  V|^  Elle  Uber  dem  Niveau  des 
Quecksilbers  im  Gefäfse  stand,  und  einen  luftleeren  Raum  im  oberen 
Theil  der  Röhre  und  der  angeschmolzenen  Kugel  zurücklassen. 
Viviani  versäumte  nicht  nach  dem  Gelingen  dieses  ersten  Versuches 


Evangelista  Torricelli.  (Nacli  Toinba.  | 


zu  Torricelli  zu  eilen,  welcher  es  sofort  aussprach,  dafs  das  Gewicht 
der  Luft  dom  Quecksilber  in  der  Röhre  das  Gleicligewicht  halte,  und 
der  auf  die  Frage  Vivianis,  was  geschähe,  wenn  das  Experiment  in 
einem  ganz  abgeschlossenen  Zimmer,  zu  dem  die  Luft  keinen  Zutritt 
hat,  wiederholt  würde,  sogleich  die  richtige  Antwort  gab,  dafs  alles 
beim  nämlichen  bliebe,  da  die  Luft  im  Zimmer  denselben  Druck  aus- 
ühen  würde. 

Torricelli,  welcher  den  Versuch  nunmehr  mit  allerlei  Ab- 
änderungen und  Zuthaten  mehrfach  wiederholte,  wurde  auch  gar  bald 
gewahr,  dafs  das  Gewicht  der  Luft,  ausgedriiekt  durch  die  Höhe  der 


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1711 


QuecksilbursUule,  fortwährpnden  kleinen  Aemlerunjfen  unterliegt ; ja, 
in  einem  an  den  Pater  Ricci  in  Rom  gerichteten  Rriefe  vom  Jahre  1644 
spricht  er  schon  davon  „dafs  sein  Instrument  dazu  dienen  könne,  zu 
erkennen,  wann  die  Luft  leichter  oder  schwerer  sei,  dafs  diese  an 
der  Oberfltäche  der  Krde  am  schwersten  sei  und  umso  leichter  werde, 
je  mehr  man  sich  auf  die  höchsten  Spitzen  der  Berge  erhebt.“  In 
diesen  wenigen  Worten  liegen  die  wichtigsten  Grundsätze  für  den 
Gebrauch  des  Barometers  bereits  deutlich  ausgesprochen  vor:  die  Be- 
stimmung der  Luftdruck-Aenderungen  und  die  barometrische  Höhen- 
messiing. 

Dagegen  scheint  Torrioelli  an  der  weiteren  | 

Ausbildung  des  Instrumentes  keinen  Antheil  genom- 
men zu  haben;  er  war  mit  maüiomatischen  Unter- 
suchungen über  die  Gycloide  zu  sehr  beschäftigt  und 
starb  auch  schon  im  .lahre  1647. 

I 

Das  von  den  Mitgliedern  der  Accademia  del  Ci-  1 

meuto  gebrauchte  Ban)meter  hatU-  die  in  Kig.  5 ab-  i 

gebildete  Form  und  besafs  nur  eine  willkürliche  Skale.  J 

Erst  Borelli  scheint  einen  wirklichen  Maafsstab  für  1 

die  Höhe  der  Quecksilbersäule  gebraucht  zu  haben.  | 


Somit  waren  um  die  Mitte  des  17.  Jahrhunderts 
die  wichtigsten  meteorologischen  Instnimente  erfunden. 

Italien  ist  es,  welches  den  Ruhm  für  sich  in 
Anspruch  nehmen  darf,  diese  Werkzeuge  hervorge- 
bracht zu  haben.  Unbestritten  darf  es  als  das  Vater- 
land der  instrumontollen  Mideorologie  gelten,  deren 
Wiege  in  Florenz  stand. 

Der  Grofsherzog  Ferdinand  II.  war  es  wieder- 
um, welcher  den  neu  erfundenen  Instrumenten  eine 
ausgebreitete  Anwendung  zu  meteorologischen  Beob- 
achtungen geben  wollte  und  das  erste  Stationsnotz 
gründete.  Durch  seinen  Hofgeistlichen,  den  Jesuiten- 
pater Luigi  Antinori,  liefs  er  Instrumente  an  Or- 
densbrüder vertheilen,  welche  nach  einer  gemein- 
samen Instruktion  beobachteten  und  auf  den  gleich- 
falls von  Florenz  aus  gelieferten  Tabellen  („formulae“)  ihre  Auf- 
zeichnungen regelmäfsig  einsandten.  Vom  Jahre  1654  ab  wurden 
solche  Beobachtungen  in  Florenz,  in  Vallombrosa  und  Cutigliano  auf 
dem  Apennin  bei  Pistoja,  in  Bologna,  Parma,  Mailand,  ja  sogar  auch 


Fig.  5. 

Barometer  der 
Accademia  del 
Clmento. 


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IPO 


aiirscrhalli  Italiens,  in  Innsbruck,  Osnabrück  und  Warschau,  ang'cstellt 
So  ■wurde  schon  im  Anfang:  aller  Beobachtungen  der  Beweis  geliefert, 
dafs  die  Meteorologie  eine  wahrhaft  internationale  Wissenschaft  ist 
und  nur  durch  einheitliches  Zusammenwirken  vieler  auf  dem  ganzen 
Errlball  zerstreuter  Jünger  wirklich  gefordert  werden  kann. 

Die  in  Florenz  selbst  geführten  Tagebücher  sind  noch  erhalten 
>ind  in  dankenswerther  Weise  durch  den  bereits  oben  genannten 
Direktor  des  Museo  Oalileiano,  V.  Antinori,  im  „Archivio  meteoro- 
logfico  centrale  italiano.  1.  Firenze  1868.  gr.  8”'‘  ausführlich  ver- 
öffentlicht worden.  Sie  beginnen  mit  dem  16.  Dezember  1654  und 
enden  im  März  1670.  Anfänglich  sind  es  nur  Aufzeichnungen  über 
den  Stand  zweier  kleiner  Florentiner  Thermometer  im  Norden  und  im 
Süden  eines  Gebäudes  und  der  allgemeinen  Witterung  unter  der  Auf- 
schrift „tempus“.  Die  Beobachtungen  wurden  vier  bis  sechs  Mal  am 
Tage  zu  unbestimmten  Terminen  gemacht,  erst  vom  vierten  Jahrgange 
ab  bleiben  die  Stunden  wenigstens  während  eines  Monats  dieselben, 
und  vom  Jahre  1658  ab  treten  fünf  Termine  auf. 

Die  eben  genannte  Publikation  giebt  auch  die  Bruchstücke 
einiger  anderer  Beobachtungsreihen  wieder,  welche  wahrscheinlich 
vom  Orofsherzog  Ferdinand  in  Pisa  und  von  seinem  Bruder 
Leopold  in  Florenz  begonnen  wurden.  Sie  umfassen  aiifser  den 
Angaben  „Calore“  und  „Tempo“  auch  solche  über  das  „Vacuo“  oder 
„Argento  vivo“  (d.  h.  Bjrometer),  den  „Vento“  und  die  „Aria“,  in 
welcher  Rubrik  sich  Feuchtigkeitsbestimmungen  befinden.  Nicht  un- 
erwähnt mag  bleiben,  dafs  die  Bezeichnung  der  Windrichtung  auch 
schon  durch  entsprechende  WTndpfeilo  erfolgte,  fast  genau  in  der- 
selben Weise,  deren  sich  das  moderne  „Nedorlandsch  Meteorologisch 
Jaarboek“  seit  Jahren  bedient.  Ich  lasse  eine  Probe  des  zu  Florenz 
geführten  Wetterjmirnals  hier  folgen; 


Diario  delle  mutazioni  del  Tempo.  Noverabre  1657. 


Giorui 

Oro 

Calore 

Or. 

V a r u 0 

0,. 

V ento 

A ria 

Tempo 

Lanedi  2(> 

5 

22V, 

tocca  U 

Scirocco 

Molic 

Piovoso 

Martedl 

15 

22', 

piglia  H 

Scirocco 

Molle 

Piovoso 

22 

22', 

tocca  15 

Scirocco 

Molle 

PiovoBO 

:t 

22>; 

Tiifrlia  16 

Scirocco 

Molle 

l'iovoso 

27 

8 

2'2V. 

tocca  17  iScirocco 

Umida 

Nuvoloso  epczxato 
senza  pioggia 

M<*rrolodi 

i-'i 

22 

pif^Ha  18 

Scirocco 

ITmida 

Chiaro  con  qualchc 
nuToIo  Bpezzato 

28 

21V. 

22 

tocca  19  j Scirocco 

Uinida 

Come  sopra 

22 

tocca  20 

Grccalc 

Umida 

Pi  1*1  chiaro 

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im 

Da  die  Skalen  sämtlicher  damals  gebrauchten  Instrumente- 
willkürhche  waren,  können  jene  ersten  Beobachtungen  heute  natürlich 
nur  geringen  absoluten  Werth  beanspruchen;  doch  hat  Libri,  nach- 
dem er  die  Skale  des  kleinen  Florentiner  Thermometers  in  der  oben 
erwähnten  Weise  festgelegt  liatte,  gerade  aus  dem  Vergleich  der 
Kesultate  der  ältesten  Thermometerablesungen  mit  denen  der  neueren 
Beobachtuugsreihe  die  Thatsache  ableiten  wollen,  dafs  die  mittlere 
Temperatur  von  Florenz  in  den  letzten  zwei  Jahrhunderten  sich  nicht 
geändert  hat.  In  ähnlicher  Weise  konnte  Paul  de  la  Cour  aus  den 
eingangs  genannten  Witterungsaufzeichnungen  Tycho  Brahes  den 
Schlufs  ziehen,  dafs  vor  drei  Jahrhunderten  in  Kopenhagen  und  Um- 
gebung*) das  Klima  von  dem  heutigen  nicht  merkheh  verschieden 
gewesen  sein  könne.  Jene  ältesten  Beobachtungen  haben  also  doch 
mehr  als  hlofsen  historischen  Werth. 

*)  Brahes  Sternwarte  lag  auf  der  kleinen  Insel  Hven  im  Sunde,  also 
nur  n*',  Meile  nordnordöstlicli  von  Kopenhagen. 


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Die  Sächsische  Schweiz  und  der  Elbdurchbruch 
zwischen  Tetschen  und  Pirna. 

Von  [)r.  Rirhard  Reck  in  Leipzig,  mit  Bildern  von  Olof  Winkler  in  Dresden. 

beiden  Bilder,  an  welche  die  folgenden  Zeilen  anknUpfen 
sollen,  werden  manchem  unserer  geehrten  Leser  angenehme 
Erinnerungen  an  schöne  Reisetage,  an  fröhliche,  in  herrlicher 
Natur  verlebte  Ferienzeit  hervorzaubern;  denn  Tausende  von  Touristen, 
namentlich  aus  Norddeutschland,  durchstreifen  alljährlich  das  liebliche 
Bergland  der  Sächsischen  Schweiz,  dem  diese  beiden  Landschaften 
entnommen  sind.  Wie  keine  andere  Gegend  fordert  gerade  dieses 
vielbesuchte  Ausflugsgebiet  den  Wanderer  zu  einem  tieferen  Erfassen 
der  Landschaftsformen  heraus,  denn  auf  Schritt  und  Tritt  sieht  er  hier 
noch  heute  dieselben  Kräfte  bei  der  Arbeit,  die  im  Laufe  von  Aeonen 
diese.s  herrliche  Flufsthal  mit  seinen  engen  Seitenschluchten,  diese 
steil  abfallenden  Tafelberge,  diese  hoch  ragenden  Felsenpfeiler  ge- 
schaffen haben  und  immer  von  neuem  umformen.  Nirgends  hat  man 
einen  besseren  Einblick  in  die  ausnagende  und  abtragende  Thätigkeit 
des  W'assers,  in  den  Vorgang  der  Erosion  und  Denudation,  als  gerade 
hier.  Es  liegt  dies  an  der  Einfachheit,  welche  den  Aufbau  dieses 
Gebirges  auszeicbnet.  Sie  gestattet  uns,  leicht  zu  überblicken,  welcher 
Art  und  wie  grofs  die  gethane  Zerstörungsarbeit  jenes  nimmer  rastenden 
Elementes  ist. 

Das  Gebirgsgebäude  der  Sächsischen  Schweiz  besteht  im  wesent- 
lichen aus  übereinander  geschichteten  Tafeln  von  Quadersandstein,  der, 
wie  die  darin  begrabenen  Reste  von  Muscheln  und  Schnecken,  von 
Seeigeln  und  Seesternen  bezeugen,  zur  Kreidezeit  in  einem  der  KUste 
nahen  Meerestheile  entstand.  Dafs  das  Festland  vom  Schauplatze 


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Erosionsfonnen  des  Quadersandsteines  im  Uttewalder  Grund 
bei  Wehlen. 


183 


seiner  Uilduiig:  nicht  weit  entlegen  war,  sagen  uns  auch  zuweilen  der 
ira  Sandstein  eingeschlossene  Abdruck  eines  Ooniferenzweigleins  oder 
der  zu  Kohle  umgewandelle  Rest  eines  Stückes  Treibholz,  welche  die 
Flüsse  jener  Zeit  zugleich  mit  den  ungeheuren  Sandmassen  dem  Meere 
zugefiihrt  haben.  Immer  neue  Schichten  von  Sand  lagerten  sich  auf 
die  bereits  am  Grunde  der  See  ruhenden  ab,  der  beigemengte  feine 
thonige  oder  kalkige  Schlamm  verkittete  die  einzelnen  Körner,  und 
der  eigene  Druck  der  immer  schwerer  werdenden  Massen  verstärkte 
die  Festigkeit  dieses  Bindemittels.  Der  Absatz  dieser  Sandschichten 
kann  kein  gleichmnfsig  schneller  gewesen  sein;  oft  müssen  Zwischen- 
zeiten eingetreten  sein,  in  welchen  nur  wenig  oder  kein  neues  Material 
herbeigeführt  wurde.  Alsdann  setzten  sich  jedesmal  die  zuletzt  nieder- 
gefallenen Sandmassen  fester  in  sich  zusammen,  was  zur  Entstehung 
von  einzelnen  unter  einander  durch  horizontale  Schichtfugen  abge- 
theilten  Bänken  führte.  Nur  selten  schieben  sich  zwischen  diesen 
Sandsteinbänken  der  Sächsischen  Schweiz  in  ganz  bestimmten,  dem 
Geologen  wohlbekannten  Niveaus  anders  beschaffene  Gesteintafeln, 
sandige  Kalksteine  oder  Mergel  ein,  welche  nicht  wohl  im  seichten 
Küstenmeere  abgesetzt  sein  können,  sondern  zur  Zeit  ihrer  Ablagerung 
ein  periodisches  Steigen  des  Meeresspiegels  voraussetzen.  Auch  sieht 
man  zuweilen,  wie  solche  in  einer  tieferen  See  entstandene  Bildungen 
auf  Kosten  der  sie  einschliefsenden  Sandsteinbänke  nach  einer  be- 
stimmten Richtung  hin  anschwellen.  Ja  eine  Sandsteinscbicht  kann 
ganz  verschwinden  und  auf  weite  Entfernungen  hin  völlig  durch 
Kalksteinbänke  ersetzt  werden.  Diese  Merkmale  dienen  uns  zur  Be- 
stimmung der  gegenseitigen  I.age  von  Küste  und  offener  See.  In  der 
eigentlichen  Sächsischen  Schweiz  kommen  jene  Zwischenschichten 
wenig  zur  Geltung,  hier  herrschen  fast  allein  die  Sandsteine,  deren 
Schichten  stellenweise  hier  bis  zu  300  m Höhe  aufeinander  gethürmt 
sind,  ein  Beweis  dafür,  dafs  dieser  Landstrich  zur  Kreidezeit  sehr 
lange  Flachsee  war.  Denn  welche  aufserordentlich  grofsen  Zeiträume 
sind  erforderlich  zur  Anhäufung  solcher  Riesenmassen,  selbst  wenn 
wir  annohmen,  dafs  ausgedehnte  Flufssystemo  dieselben  herbeiführten, 
und  dafs  günsUge  Meeresströmungen  den  Sand  auf  einen  verhältnifs- 
mäfsig  nur  kleinen  Raum  vertheilten! 

Die  Schichten  dieser  Sandsteine  besitzen  nicht  überall  mehr  die 
horizontale  Lagerung,  wie  zur  Zeit  ihrer  Entstehung.  Vielmehr  ist 
den  Sandsteintafeln  zwischen  dem  Erzgebirgskamm  und  dem  Elblauf 
eine  sanfte  Neigung  nach  N.  oder  NO.  eigen,  während  jenseits  des 
Stromes  völlig  horizontale  Lagerung  oder  eine  ebenso  schwache  Nei- 


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gung  nach  der  enigegongpsetzten  Richtung  herrscht.  Die  Elbe  hat 
also  die  Tiefenlinie  einer  wenn  auch  nur  sehr  flachen  Mulde  für  ihren 
Lauf  gewählt. 

Sowohl  nach  Xordost  zu,  als  auch  nach  Süden  hin  hat  da.«  Elb- 
sandsteingehirgo  gewaltsame  Unterbrechungen  erlitten.  Nach  der  Lau- 
sitzer Granitlandschaft  hin  winl  es  durch  eine  mächtige  Bruchlinie 
abgeschnitten,  die  von  Pillnitz  über  Dittersbach  und  Hohnstein  bis 
über  Hinterhermsdorf  hinaus  verläuft.  Längs  dieser  im  allgemeinen 
von  Nordwest  nach  Südost  verlaufenden  Linie  ist  das  I^ausitzer  Oranit- 
gebirge  gegen  den  Quadersandstein  gehoben,  ja  zum  Theil  sogar  über 
diesen  ein  Stuck  hinweggeschoben  worden.  Zugleich  wurden  hierbei 
Partien  der  Juraformation  mit  ernporgeprefst,  deren  Vorhandensein 
ohne  diese  Umwälzungen  dem  Geologen  gänzlich  verborgen  geblieben 
wäre.  Auch  die  Südgrenze  der  Sächsischen  Schweiz  wird  durch  ein 
System  von  nahe  aneinander  liegenden  parallelen  Bruchlinien  gebildet, 
welche  zusammengefafst  als  grofse  Erzgebirgische  Hauptverwerfung 
bekannt  sind.  Diese  nordöstlich  streichende  Dislokation,  welche  sich 
im  Nordosten  ihres  Verlaufes  zum  Theil  auch  als  blofse  jähe  Umbiegumr 
der  Schichten,  als  Flexur,  erweist,  schneidet  auch  die  Qnadersandstein- 
tafeln  ab,  welche  der  sanften  nordwestlichen  Abdachung  des  Erz- 
gebirges auflagem.  Erstaunt  bemerkt  der  stromaufwärts  fahrende 
Reisende,  wenn  er  die  Schäferwand  bei  Tetschen  passirt,  wie  die  Sand- 
steinschichten, die  er  von  Pirna  her  immer  nahezu  horizontal  an  den 
steilen  Thalwänden  hinlaufen  sah,  plötzlich  unter  20#  nach  Süden  ge- 
neigt sind,  um  bald  gänzlich  unter  den  Ba.sallkegeln  und  TulTlagem 
des  böhmischen  Mittelgebirges  zu  verschwinden. 

Wir  können  recht  wohl  begreifen,  dafs  die  Natur  mit  solchen 
Mitteln  nicht  nur  vorhandene  Schluchten  und  Thäler  erweitern  und 
vertiefen,  sondern  auch  ganz  neue  auf  noch  undurchfurchten  Hoch- 
flächen anlegen  kann.  Die  Klüfte,  als  bequeme  Angriffspunkte  für 
das  zu  einem  Bach  sich  entwickelnde  Rinnsal,  bestimmen  denn  auch 
die  Richtung  der  letzteren  in  ganz  auffälliger  Weise,  besonders  da, 
wo  völlig  horizontale  Sohichtenstellung  herrscht. 

Immer  aber  werden  wir  bei  solcher  Thalbildung  zunächst  die 
stillschweigende  Voraussetzung  machen,  dafs  ein  Bach  — oder  Flufs- 
system  sich  bereits  vorhandene  Höhenunterschiede  zu  Nutze  machen 
konnte.  Wie  aber  sollen  wir  verstehen,  dafs  die  Elbe,  welche  doch 
aus  einer  tieferen  Gegend,  ans  der  nordböhmisohen  Einsenkung  her- 
komnit,  die  als  viel  höheres  Plateau  ihrem  Laufe  sich  entgegenstellende 
Sächsische  Schweiz  durchbrochen  hat?  ..Nordböhmen  ein  See“  war 


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Du  Elbtbal  und  die  Ebenbelten  oberhalb  Pirna,  vom  Burglehn  aue  geeeben. 


«las  alle  Schlag  wort,  mit  welchem  man  sich  lauge  über  diese  Schwierigkeit 
hinweg  zu  helfen  versuchte.  „Der  Abflufs  dieses  hochgespannten  Sees 
sägte  sich  immer  tiefer  sein  Belt  ein  und  zapfte  ihn  endlich  ab.*"  Die 
neuere  Forschung  hat  indessen  gezeigt,  dafs  die  Sache  so  einfach 
denn  doch  nicht  liegt.  Zunächst  suchen  wir  in  Böhmen  vergfeblich 
nach  zusammenhängenden  Ablagerungen,  die  ein  solcher  Süfswassersee 
unbedingt  in  grofser  Ausdehnung  hätte  zurücklassen  müssen.  Noch 
viel  weniger  genügt  uns  heute  eine  andere  Erklärung  älterer  Forscher, 
nach  welcher  die  Elbe  eine  bereits  vorhandene  tief  eingerissene  Spalte 
zum  Durchschlüpfen  benutzt  und  erweitert  habe.  Haben  wir  doch 
deutliche  Beweise  dafür,  <lafs  die  Elbe  früher  wirklich  in  einem  viel 
höheren  Niveau  geflossen  ist,  und  dafs  wirklich  der  Pafs,  welchen  sie 
jetzt  benutzt,  von  ihr  selbst  erst  eingesägt  wurde. 

Um  diese  Beweise  selbst  zu  schauen,  verlassen  wir  oberhalb  von 
Pirna  beim  Dorfe  Posta  das  Ufer  des  heutigen  Stromes  und  klimmen 
tlie  steile  Thalwand  emi>or.  Oben  am  Bande  derselben  angelangl,  er- 
blicken wir  die  Landschaft,  welche  das  Bild  auf  Seite  185  darstellt.  Zur 
Rechten  und  zur  Linken  des  engen  Flufstliales  erstrecken  sich  weit  aus- 
gedehnte Hochflächen,  Ebenheiten,  wie  sie  dort  im  Volksmunde  heifsen, 
die,  besetzt  mit  zahlreichen  Dorfschaften,  sich  durchweg  als  blühendes 
Ackerland  erweisen.  Diese  Hochebenen  werden  von  einer  Anzahl  wie 
ruinenartig  aussehender  steiler  Felsenkegel  überragt,  unter  denen 
sich  besonders  die  kleine  Bergfeste  Königstein  durch  ihre  weifsen,  bei 
Sonnenschein  weitliin  erglänzenden  Zinnen  bemerklich  macht.  Der 
gfewaltige  411  m hohe  Lilienstein  wird  von  unserem  Standpunkte  aus 
durch  die  näheren,  aber  weit  niedrigeren  Bürensteine  halb  verdeckt, 
während  Pabststein  und  Pfaffenstein  frei  aufragen.  Diese  hohen  Felsen- 
berge, die  sogenannten  Steine  der  Sächsischen  Schweiz,  stellen  sich 
elbaufwärts  auf  den  Plateaus  zu  beiden  Thalseiten  immer  zahlreicher 
ein,  schaaren  sich  zu  ganzen  Gruppen  oder  treten  zu  mächtigeren 
Massiven  zusammen.  Allen  ist  der  tafelförmig  abgestutzte  Gipfel,  ein 
fast  oder  gänzlich  senkrechtes  oberes  Gehänge  und  ein  steil  abge- 
bösohter  Sockel  eigen.  Sie  geben  uns  einen  Begriff,  welche  ungeheuren 
Sandsteinmassen  die  Erosion  hier  zerstört  und  hinweggefUhrt  hat. 
Wir  brauchen  uns  nur  die  Zwischenräume  zwischen  diesen  Tafelbergen 
wieder  ausgefüllt  zu  denken,  wie  es  ehedem  war.  Zwischen  diesen 
Felsenriesen  hindurch  auf  den  Plateaus  hoch  über  dem  heutigen  Thal- 
grund Hofs  einstmals  die  Elbe  der  Urzeit  als  majestätischer  Strom 
dahin.  Wahrscheinlich  hat  derselbe  sein  Bett  oft  verlegt,  wie  die 
grofse  Breite  seiner  Ablagerung  andeutet.  Ohne  diese  Stromablage- 


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1«7 


rungon  wären  die  Sandsteinhoehflächen  ärmliches  Heideland.  So  aber 
ist  der  Sandstein  hier  oben  bedeckt  mit  einer  zum  Theil  mehrere 
Meter  mächtigen  Decke  von  Flufsschottern  und  Banden,  welche  wiederum 
von  einer  fruchtbaren  Lehmschicht  überkleidet  sind.  Untersucht  man 
die  Geschiebe  dieser  Schotter,  so  findet  man,  dafs  sie  nicht  zu  unter- 
scheiden sind  von  demjenigen  Flufsgeröll,  welche.s  heute  noch  der 
Strom  mit  sich  fortwälzt,  und  welches  beim  Ausbaggern  heraufgeholt 
wird.  Namentlich  zeichnen  sich  diese  Schichten  durch  einen  grofsen 
Reichtlium  an  böhmischen  Basalten  und  Phonolithen  aus.  Die  Elbe 
also  hat  dieselben  wirklich  oben  auf  den  Hochflächen  ausge- 
breitet und  auch  die  fruchtbaren  Lehme  daselbst  abgesetzt.  Diese 
alten  der  Diluvialzeit  angehörigon  Klbschotter  liegen  dort,  wo  sie  das 
1.006  unserer  Bilder  im  Vordergründe  auf  den  horizontalen  Sandstein- 
schichten ruhend  darstellt,  nur  50  ra  über  dem  heutigen  nahen  Elb- 
spiegel.  Solche  Reste  alter  Stromläufe  steigen  aber  noch  weit  höher 
hinauf.  Hinter  diesen  ersten  Ebenheiten  dicht  oberhalb  Pirna  folgen 
stromaufwärts  andere  in  höherem  Niveau  mit  denselben  Schottern  und 
lA-hmen.  Die  höchsten  Punkte,  welche  sie  erreichen,  liegen  sogar  bis 
150  m über  dem  heutigen  Flufsspiegel. 

Aufser  in  den  eben  aufgeführten,  die  Sächsische  Schweiz  be- 
grenzenden Hauptbruchzonen  äufsert  sich  das  Kräftespiel  der  laiu- 
sitzer  und  der  Erzgebirgischen  Gebirgsbildung  aucb  in  den  zahlreichen 
senkrechten  und  untereinander  fast  rechtwinkelig  sich  kreuzenden 
Klüften,  welche  den  Sandstein  durchsetzen  und  ihn  in  V'erbindung- 
mit  <len  bereits  erwähnten  Schichtenfugen  in  die  unregolmäfsigen 
Würfel  zerlegen,  die  ilen  Namen  Quadergebirge  veranlafst  haben. 
Vertikale  Verschiebungen  sind  mit  diesen  Klüften  nicht  verknüpft. 
Dafs  sie  wirklich  in  einem  gewissen  Zusammenhang  mit  den  inner- 
halb der  Erdkruste  pressenden  und  seitlich  schiebenden  Kräften  stehen 
auf  welche  man  jene  Bruchzonen  zurückführt,  beweist  ihre  grofso 
Regelmäfsigkeit  auf  weite  Strecken  hin.  Hierbei  kehren  besondere 
häufig  die  Richtungen  WNW.  und  NNO.  wieder.  Wie  Hettner  ver- 
muthet.  war  die  Sandsteinplatte  der  Sächsischen  Schweiz  einer  ge- 
wissen Torsion  ausgesetzt,  weil  die  lauisitzer  und  die  Erzgobirgische 
Gebirgsrichtung  hier  einander  entgegenarbeiteten.  Ans  dieser  Torsion 
erklären  sich  diesf^  regelmäfsigcn  Systeme  von  senkrechten  Sprüngen 
in  der  spröden  Sandsteintafel. 

ln  dem  geschilderten  Aufbau  unseres  Berglandes  sind  zwar 
schon  alle  seine  Oberfläohenformen  im  Voraus  angelegt  gewesen, 
ihre  eigentliche  Herausbildung  jedoch  mufste  erst  das  Wasser  über- 


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188 

nelimen.  ohne  dessen  Thätig-keit  dies  Gebirge  ein  eintöniges  und 
wüstes  Hochplateau  hätte  bleiben  müssen.  Erst  nach  ihrer  Üieil- 
weisen  Zerstörung  wurde  die  I.andschaft  das,  was  sie  heute  ist;  die 
Reize  dieses  mächtigen  Gebäudes  thaten  sich  erst  auf,  als  es  eine 
Ruine  geworden  war.  Belauschen  wir  das  Wasser  zunächst  bei 
seiner  Arbeit  im  kleinen,  ehe  wir  an  das  Hauptproblem  treten,  den 
Durchbruch  des  gewaltigen  Stromes,  dem  alle  die  Rinnsale,  Bäche 
und  Flüfschen  zneilen,  nachdem  sie  dies  Werk  ein  jedes  in  seiner 
Weise  vollbracht  haben. 

Der  Quadersandslein  ist  ein  wenig  widorslandsrähiges  Gebilde 
wie  wir  das  leider  da  zur  Genüge  sehen  können,  wo  Menschenhand 
dies  Gestein  in  Ermangelung  von  besserem  Material  zu  Bauzwecken 
verwandt  hat.  Leicht  zwar  vermag  der  Meifsel  des  Künstlers  ihm 
die  gewünschten  Formen  zu  geben,  aber  eben  so  leicht  zerstört  das 
auffallende  Kegenwa,sser  die  feineren  Skulpturen  schon  wieder  nach 
wenig  Jahrhunderten.  Es  wäscht  d,is  kalkig-thonigo  Bindemittel 
heraus,  dringt  zwischen  die  jetzt  nur  locker  sich  berührenden  Quarz- 
körnchen ein  und  läfsl  sie  beim  Gefrieren  zur  Winterszeit  auseinander 
bröckeln.  Ein  Blick  auf  die  Ornamentik  so  vieler  älterer  Baudenk- 
mäler in  Dresden  zeigt  uns  den  verderblichen  Erfolg  dieses  Vorganges. 
Dasselbe  geschieht  draufsen  auf  felsiger  Bergeshöhe  in  noch  viel  ver- 
stärkterem Mafse.  Selbst  der  Sturm  hilft  hier  mit  den  Fels  zer- 
krümeln, indem  er  Sand  gegen  seine  Oberfläche  peitscht.  Dann 
kommen  Tausende  winziger  Pflänzchen,  Algen,  Flochten  und  Moose, 
und  setzen  sich  auf  den  rauhen  Gesteinswiiudcn  fest.  Ein  jedes  ein- 
zelne ihrer  haarfeinen  Würzelchen  lockert,  wenn  es  einmal  einge- 
drungen ist,  ein  Sandkörncheu  nach  dem  anderen.  Besonders  kräftig 
setzt  die  Verwitterung  an  den  senkrechten  Klüften  und  an  den  hori- 
zontalen Fugen  ein.  So  runden  sich  schnell  die  Ecken  und  Kanten 
der  Quader.  Eine  Schicht  ist  weicher  und  wird  besonders  schnell 
zernagt.  Ein  Ueberhang  entsteht  an  der  Felswand.  Die  flache 
Höhlung  unter  demselben  erreicht  eine  quer  durchsetzende  senkrechte 
Kluft,  durch  welche  Sickerwasser  austreten  und  von  innen  her  mit 
zerstören  helfen.  Eine  letzte  Kraflleistung  geschieht,  indem  dies  die 
Kluft  durchrieselnde  Wasser  beim  Gefrieren  sich  ausdehnt,  und  beim 
nächsten  Thauwetler  löst  ein  Felsblook  sich  ab,  um  polternd  zu  Thale 
zu  rollen,  l’nter  diesen  stetigen  Angriffen  schreitet  eine  Felswand 
immer  weiter  zurück.  Ein  unten  vorbeifliessender  Bach  nimmt  ge- 
schäftig den  feinen  Band  mit  hinweg,  der  sich  immer  von  neuem  an 
ihrem  Fufse  anhäuft,  und  rollt,  nach  grofsen  Regengüssen  zu  einem 


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reifsenden  Strome  geworden,  dann  selbst  den  gröberen  Schutt  und 
grofae  Blöcke  mit  sich  thalab.  Zugleich  sägt  sich  das  rasch  fliefsende 
Wasser  dieses  Baches  immer  tiefer  in  sein  Bett  ein,  erhält  so  das 
hohe  Gefälle  der  seitlichen  kleinen  Zuflüsse  und  zieht  immer  neue 
Gesteinsmassen  in  den  Bereich  ihrer  Zerstörung.  Das  Titelbild  dieses 
Heftes,  welches  eine  Scenerio  aus  dem  Utlewalder  Grunde  darstellt, 
bringt  vortrefflich  alle  die  Formen  zur  Anschauung,  unter  denen  sich 
die  geschilderten  Vorgänge  vollziehen.  Es  fehlen  auch  nicht  die 
schlanken  Säulen,  in  welche  sich  eine  Felswand  dort  aufzulösen 
pflegt,  wo  das  Wasser  senkrechte  Klüfte  nach  verschiedenen  Rich- 
tungen hui  erweitern  kann.  Oft  sieht  man  eine  Thalwand  von  ganzen 
Gruppen  solcher  natürlicher  Säulen  umsäumt. 

Um  diese  Verhältnisse  zu  erklären,  genügt  uns  auch  die  geist- 
reiche Hypothese  Löwls  nicht,  die  für  andere  Durchbruchsthäler 
gewifs  am  Platze  sein  mag.  Er  nahm  an,  dafs  die  Sächsische  Schweiz 
ursprünglich  ihr  eigenes  Flufssystem  besafs,  dessen  Hauptstrom,  die 
alte  Kamnitz-Elbe,  nach  Nordwest  zu  das  Bergland  entwässerte.  Zu 
gleicher  Zeit  rann  ein  kleineres  Flüfschen  nach  der  entgegengesetzten 
Richtung  bei  Tetschen  den  Steilabfall  hinab  und  schnitt  sein  Bett 
immer  tiefer  in  den  weichen  Sandstein  ein,  so  tief,  dafs  endlich  die 
trennende  Sandsteinschwelle  zwischen  ihm  und  jenem  grofsen  Flufs- 
system der  alten  Kamnitz-Elbe  durchsägt  wurde.  Aisdaun  seien  auf 
diesem  immer  weiter  vertieften  Verbindungskanal  die  Zuflüsse  der 
nordböhmiseben  Einsenkung  der  Elbe  zugeführt  und  ihr  tributär  ge- 
macht worden. 

Diese  Hypothese  würde  die  ausgedehnten  viele  Kilometer  breiten 
Ablagerungen  von  alten  Elbschottern  mit  massenhaftem  böhmischen 
Material  nicht  erklären  können,  welche  die  Ebenheiten  der  Sächsischen 
Schweiz  bedecken.  Denn  die  Schotter  der  alten  Kamnitz-Elbe  können 
nicht  aus  solchem,  aus  dem  Innersten  Böhmens  zum  Theil  ganz 
sicher  herleitbaren  Materiale  bestanden  haben.  Das  sind  wirkliche 
Elbschotter,  wie  sie  der  Fiufs  noch  heute  herbei  bringt. 

Vielmehr  sprechen  die  Verhältnisse  für  die  zuerst  von  Tietze 
ausgeführte  Ansicht,  nach  welcher  das  Gebiet  der  Sächsischen  Schweiz 
erst  später  sich  gehoben  habe,  als  jene  jetzt  hochgelegenen  Schotter  be- 
reits gebildet  waren.  Das  Einsohneiden  des  seit  uralter  Zeit  schon  dem 
Kauf  durch  unser  Bergland  folgenden  Eibsystems  hat  mit  dieser 
Hebung  gleichen  Schritt  gehalten.  Das  eigentliche  Elbthal  im  engeren 
Sinne  ist  sehr  jungen  Alters.  Noch  zur  Zeit,  als  das  nordische 
Binnlandeis  seinen  Rand  bis  südlich  von  Pirna  vorschob,  flofs  die 


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utü  _ 

Klbe  auf  den  liochplatoaiis  oberhalb  dieser  Stadt.  Wir  finden  dort 
die  vom  Eise  herbeigoliihrten  nordischen  Feuersteine  innig  vermischt 
mit  böhmischen  Basalten  und  Fhonolithen,  und  in  den  Lehmen  sind 
wiederholt  Reste  diluvialer  Säugethiere,  wie  des  Mammuth  und  woll- 
haarigen  Rhinozeros  aufgeileckt  worden,  als  man  beim  Steinbruchs- 
betrieb am  Thalrand  diese  den  Abraum  bildenden  Dihivialschichten 
entfernte. 

So  arbeiten  sich  auch  in  der  Sächsischen  Schweiz,  wie  überall 
auf  den  Gebirgen  der  Erde,  zwei  feindliche  Mächte  entgegen:  die  ge- 
heimnifsvollen  Gewalten  der  Unterwelt,  welche  die  Erdkniste  in  Falten 
legen  oder  mächtige  Abschnitte  derselben  gegeneinander  verschieben, 
heben  oder  senken,  und  das  offen  vor  unseren  Augen  wirkende 
Wasser.  Ihr  seit  Jahrtausenden  fortgeführter  und  noch  lange  nicht 
ausgefochtoner  Wettstreit  hat  uns  eine  der  herrlichsten  Landschaften 
geschaffen. 


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Die  Beruhigung  der  Wellen  durch  Oel. 

Es  ist  eine  auffallende  Erscheinung,  dafs  die  beruhigende  Wirkung, 
welche  das  Oel  auf  die  Bewegung  der  Wellen  ausübt,  obwohl  schon 
im  Älterthume  bekannt,  dennoch  erst  seit  wenigen  Jahren  in  der  Schiff- 
fahrt eine  praktische  Verwendung  gefunden  hat.  Das  Mifstrauen,  um 
nicht  zu  sagen  der  Spott,  mit  welchem  selbst  heutzutage  noch  diese 
Eigenschaft  des  Oels  mitunter  behandelt  wird,  läfst  sich  wohl  nur 
dadurch  erklären,  dafs  es  dem  menschlichen  Verstände  zunächst  un- 
möglich erscheint,  mit  so  geringen  Mitteln  so  gewaltigen  Naturkräfien, 
wie  die  Meereswogen  sie  darstellen,  erfolgreich  entgegenzutreten.  Und 
doch  ist  es  eine  durch  viele  Erfahrungen  sicher  verbürgte  Thatsache, 
deren  Eenntnifs  und  richtige  Benutzung  bereits  seit  den  wenigen 
Jahren  ihrer  Anwendung  in  zahlreichen  Fällen  Schiffe  und  Seeleute 
aus  der  gröfsten  Gefahr  errettet  hat. 

Bereits  Aristoteles,  Plutarch  und  Plinius  kannten  diese 
Eigenschaft  des  Oels,  Franklin  und  nach  ihm  besonders  die  Gebrüder 
Weber  haben  die  einscblagenden  Fragen  wissenschaftlich  behandelt, 
aber  erst  in  diesem  Jalirzohnt  ist  man  in  weiteren  Kreisen  der  Sache 
näher  getreten,  und  ist  ihr  auch  von  Seiten  der  Behörden  Aufmerk- 
samkeit gewidmet  worden.  Zumal  die  britische  Admiralität  und  das 
Hydrographische  Amt  zu  Washington  haben  sich  bemüht,  unter  den 
Seeleuten  für  die  Verbreitung  dos  Verfahrens  zu  wirken,  und  Letzteres 
hat  zu  Berichten  über  die  Erfolge  desselben  aufgefordert,  die  es  dann 
veröffentlicht.  Eine  ausführliche  Zusammenstellung  aller  näheren  De- 
tails enthält  eine  vom  Nautischen  Verein  zu  Hamburg  preisgekrönte 
Schrift  von  Rottok,  der  wir  das  Folgende  entnehmen. 

Die  Versuche,  welche  Franklin  und  die  Gebrüder  Weber  an- 
stellten, führten  zu  Ergebnissen,  welche  die  Letzteren  in  folgende  Sätze 
zusammenfafsten : 

ninmel  und  Erd*.  U.  4.  13 


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192 


1.  Das  Oel,  wenn  es  auch  nur  in  geringer  Menge  mit  Wasser 
in  Berührung  kommt,  zeigt  die  Erscheinung,  sich  mit  einer  bewunderns- 
werthen  Gewalt  und  Geschwindigkeit  über  eine  grofse  Strecke  des- 
selben in  Gestalt  eines  durchsichtigen,  höchst  dünnen  Oelhäutchens 
auszubreiten. 

2.  Innerhalb  dieser  Strecke  verschwinden  die  kleinsten  Wellen, 
die  die  Oberfläche  des  Wassers  und  der  greiseren  Wellen  kraus  und 
uneben  machen,  und  die  Oberfläche  des  Wassers  wird  daher  spiegelnd. 

3.  Die  grölseren  Wellen  setzen  zwar  ihren  Lauf  durch  diese 
Strecke  hindurch  fort,  werden  dabei  aber  selbst  niedriger,  und  zwar 
in  dom  Grade  mehr,  als  die  geölte  Strecke,  durch  die  sie  ziehen, 
grölser  ist 

Um  diese  Erscheinungen  zu  erklären,  muls  man  berücksichtigen, 
wie  die  Wellen  entstehen.  Der  Wind,  welcher  über  das  Wasser  fahrt 
stört  die  ruhige  Niveaufläche  und  erzeugt  durch  seine  Stöfse  die 
oscillirende  Wellenbewegung,  welche  fortschreitend  sich  weiter  aus- 
breitet. Durch  die  andauernd  wiederholten  Stöfse  steigert  sich  die 
Höhe  der  Wellen  allmählich,  bis  diese  schliefslich  jene  enormen  Di- 
mensionen erreichen,  die  während  der  Stürme  auf  hoher  See  an- 
getroffen  werden. 

Indem  nun  der  Wind  über  die  Wellenberge  hinfortgloitet,  erzeugt 
er  durch  Reibung  kleine  L^nebenheiten  auf  denselben,  in  welchen  der 
Wind  wiederum  neue  Angriffspunkte  findet,  um  die  anfangs  vollständig 
regelmäfsige  Wellenbewegung  zu  zerstören  und  die  einzelnen  Wellen 
zu  zerreifsen.  Je  länger  dies  andauert,  um  so  zerrissener  wird  natur- 
gemäfs  die  Oberfläche,  um  so  leichter  kann  der  Wind  einsetzen,  und 
um  so  wilder  tobt  die  See.  Am  stärksten  tritt  diese  Erscheinung  natür- 
lich auf  der  dem  Winde  zugekohrten  Seite  des  Wellenberges  zu  Tage. 
„Zu  Schaum  gepeitscht  werden  hier  die  einzelnen  Theilchen  der  Ober- 
fläche auf  die  Spitze  des  Wellenberges  emporgetrieben,  hier  jenen 
sprühenden  Gischt,  den  Wellenkamm,  bildend  und  unter  der  Wucht  des 
Windes  weitergetrieben  an  der  geschützten  Leeseite  des  Wellenberges 
zusammen-  imd  mit  grofser  Gewalt  steil  in  das  Thal  hinabstürzend. 
Diese  brechenden  und  schäumenden  Wellenkämme  sind  es,  welche  dem 
Schifl’e  so  verderbenbringend  sind,  indem  sie  erbarmungslos  über  das- 
selbe herfallon  und  alles  zertrümmern,  was  ihnen  in  den  Weg  kommt“ 
Läfst  der  Wind  endlich  nach,  so  verschwinden  zuerst  die  eigentlichen 
Brech.seen  mit  ihren  weifsen,  schäumenden  Köpfen,  und  es  bleibt  nur 
noch  die,  wenn  auch  mitunter  sehr  hohe,  so  doch  ganz  regelmäfsig 
verlaufende,  ruhige  Schwankung  der  Meeresoberfläche,  die  sogenannte 


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193 


Dünunf^,  welche  für  die  Schiffe  vollständig  ungefährlich  ist,  und  höch- 
stens auf  den  der  Seefahrt  ungewohnten  Reisenden  wegen  des  starken 
Auf-  und  Niederschaukelns  des  Fahrzeuges  unliebsame  Wirkungen 
ausübt. 

Breitet  sich  nun  eine  Oelschicht  auf  den  Wellen  aus,  so  findet 
der  Wind  eine  glatte  Fläche,  über  die  er  ohne  Reibung  hingleitet,  und 
welche  vermöge  der  gröfseren  Zähigkeit  und  Cohäsion  des  Oels  dem 
so  gefährlichen  Zerreifsen  der  Wellen  erheblichen  Widerstand  entgegen- 
setzt. Die  Wellenbewegung  selbst  wird  natürlich  durch  das  Oel  nicht 
beseitigt,  wohl  aber  wird  das  Eindringen  des  Windes  in  die  Wellen 
und  damit  das  Ueberschlagen  derselben  verhindert,  und  die  Brechseen 
auf  diese  Weise  in  eine  starke  Dünung  verwandelt.  Je  zäher  das  Oel 
ist,  um  so  schwerer  wird  die  Schicht  zerreifsen,  um  so  gröfser  also 
auch  die  beruhigende  Wirkung  sein,  die  sie  ausübt  Andrerseits  darf 
aber  auch  die  Zähigkeit  nicht  zu  grofs  sein,  da  das  Oel  genügend  flufsig 
sein  mufs,  um  sich  mit  hinreichender  Geschwindigkeit  ausbreiten  zu 
können.  Einen  Einflufs  auf  die  Wahl  des  Oels  wird  demnach  auch  die 
Temperatur  ausüben,  bei  welcher  es  verwendet  werden  solL  Kokos- 
nufsöl  z.B.  kann  in  heifsen  Gegenden  sehr  gute  Dienste  leisten,  während 
es  in  der  Kälte  dick  wird  und  nicht  zu  gebrauchen  ist.  Am  günstigsten 
lauten  alle  Berichte  über  Fischöl  jeder  Art.  Gereinigtes  Petroleum 
erzielte  gar  keinen  Erfolg,  während  es  in  rohem,  dickerem  Zustande 
mit  Vortheil  verwendet  worden  ist  Fast  alle  animalischen  und  vegeta- 
bilischen Oele  erwiesen  sich  als  geeignet,  mineralische  dagegen  als 
weniger  wirksam. 

Von  grofser  Bedeutung  für  die  praktische  Verwendbarkeit  des 
Oels  ist  die  Eigenschaft  desselben,  sich  schnell  und  in  sehr  dünner 
Schicht  auszubreiten.  Hierdurch  wird  es  ermöglicht,  durch  verhältnifs- 
mäfsig  aufserordentlich  geringe  Quantitäten  grofse  Wirkungen  zu  er- 
zielen. Die  Menge  des  Oelvcrbrauchs  ist  natürlich  je  nach  den  Um- 
ständen eine  sehr  verschiedene;  sie  schwankt  nach  den  Berichten 
zwischen  Vz  **nd  9 Liter  pro  Stunde.  Wesentlich  beeinflurst  wird  sie 
auch  durch  die  Art  und  Weise,  wie  der  Ausflufs  des  Oels  geregelt  wird. 
Häufig  werden  hierzu  die  Klosetröhren  benutzt,  indem  man  dieselben, 
um  ein  zu  schnelles  Auslaufen  zu  verhindern,  mit  Werg  oder  Twist 
anfüllt,  durch  welches  das  Oel  langsam  hindurchsickert.  Besser  ist  es, 
Segeltuchsäcke  über  Bord  zu  hängen,  welche  in  derselben  Weise  ge- 
füllt und  je  nach  der  Dichte  des  Stoffes  mit  mehr  oder  weniger  Löchern 
versehen  sind.  Noch  günstiger  sind  Säcke  von  loserem  Gewebe,  bei 
denen  das  Oel  aus  allen  Poren  austreten  kann.  Diese  Säcke  müssen 

Itf 


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194 


möglichst  so  angebracht  werden,  dafs  sie  nicht  im  Wasser  nachschleppen, 
sondern  etwas  über  der  Oberfläche  hängen,  damit  jeder  austretende 
Tropfen  sofort  vom  Winde  und  von  den  Wellen  erfafst  und  zerstäubt 
werden  kann,  und  so  möglichst  fein  vertheilt  wird.  Der  Ort  der  An- 
bringung für  die  Säcke  richtet  sich  natürlich  nach  der  jedesmaligen 
Lage  des  Schiffes,  ob  es  mit  dem  Winde  oder  gegen  denselben  fährt, 
ob  es  vor  Anker  liegt  u.  s.  w. 

Die  bisherige  Betrachtung  gilt  nur  für  den  Fall,  dafs  tiefes 
Wasser  vorhanden  ist,  in  welchem  sich  die  vom  Winde  in  der  oben 
beschriebenen  Weise  erzeugten  Wellen  frei  entwickeln  können.  Anders 
liegt  der  Fall,  wenn  nicht  Wind,  sondern  Brandung  die  Veranlassung 
zum  Brechen  der  Wellen  bildet  W'o  Klippen  oder  ähnliche  Hindernisse 
sich  den  Wogen  in  den  Weg  stellen,  ist  es  ohne  weiteres  einleuchtend, 
dafs  das  Oel  keine  Wirkung  ausüben  kann.  Etwas  günstiger  ist  es,  wenn 
Untiefen  oder  flacher  Strand  die  Ursachen  der  Brandung  sind.  Zwar 
kann  auch  hier  das  durch  Auflaufen  der  Wellen  auf  dem  seichten 
Grunde  hervorgerufeno  Ueberschlagen  der  Wellen  durch  Oel  nicht 
verhindert  werden,  aber  es  wird  immerhin  die  Brandung  etwas  ge- 
mildert werden,  indem  die  Höhe  der  Wellen  durch  das  Oel  bereits 
vor  dem  Erreichen  der  Untiefe  verringert  und  auch  ihre  Oberfläche 
gegen  das  Zerreifsen  widerstandsfähiger  gemacht  wird.  Einige  Berichte 
melden  auch  von  günstigen  Erfolgen,  die  unter  solchen  Umständen 
erzielt  worden  sind;  eine  so  überraschende  Wirkung  aber,  wie  auf 
hoher  See  in  tiefem  Wasser  darf  hier  nie  erwartet  werden. 

Es  sei  zum  Schluss  gestattet  aus  der  grofsen  Zahl  der  vom  hy- 
drographischen Amt  zu  Washington  veröffentlichten  Berichte  über  die 
Verwendung  des  Oels  einige  hier  wiederzugeben,  da  dieselben.  Erlebtes 
schildernd,  die  Wirkung  des  Oels  überzeugender  darthun  werden,  als 
die  vorhergehenden  allgemeinen  Betrachtungen. 

1.  „Kapt  Murrel  vom  englischen  Dampfer  „Surrey“  berichtet 
dafs  er  auf  der  Reise  von  Baltimore  nach  London  im  März  1886 
schwere  Stürme  aus  WNW  halte,  von  hoher  durcheinander  laufender 
See  begleitet,  welche  die  Decke  unter  W'asser  setzten  und  grosses 
Unheil  anriohteten.  Er  füllte  die  Klosets  mit  Werg  und  Twist  und 
gofs  Maschinenöl  hinein,  bis  der  Twist  vollständig  damit  gesättigt  war 
und  das  Oel  allmählich  heruntertropfen  liefs.  Die  Wirkung  war 
wunderbar,  keine  See  kam  mehr  an  Bord.  Sowie  in  der  Nacht  das 
Oel  verbraucht  war,  kam  fast  augenblicklich  eine  schwere  See  auf 
Deck,  welche  den  Mann  vom  Steuer  rifs  und  anderen  Schaden  an- 
riohtete.  Die  Klosets  wurden  hierauf  nochmals  mit  Oel  gefüllt  worauf 


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196 


alles  glatt  ging;  das  Schiff  lief  18  Stunden  lang,  ohne  Wasser  iiber- 
zunehmen.“ 

2.  „An  Bord  des  Schiffes  „Slivemore“  brach  auf  der  Reise  von 
Shields  nach  Bombay  800  Seemeilen  von  den  Seychellen  Feuer  aus,  so- 
dafs  dasselbe  verlassen  werden  musste.  Die  Leute  begaben  sich  in 
die  Boote,  um  nach  den  Seychellen  zu  flüchten.  Am  dritten  Tage 
nach  Verlassen  des  Schiffes  erhob  sich  eine  Cyklone,  und  Niemand 
hielt  OS  einen  Augenblick  für  möglich,  dafs  die  Boote  derselben  Stand 
halten  würden.  Der  Kapitän  war  vor  dem  Verlassen  des  Schiffes  so 
vorsichtig  gewesen,  die  Boote  mit  Oel  versehen  zu  lassen,  um  es  in 
Fällen,  wie  der  vorliegende,  zu  gebrauchen.  Jedes  Boot  warf  einen 
aus  zusammengelaschten  Spieren  und  Riemen  bestehenden  Treibanker 
aus  und  gebrauchte  in  folgender  Weise  Oel.  Ein  langer  Strumpf  wurde 
mit  in  Paraffin  getränktem  Werg  gefüllt  und  über  den  Bug  des  Bootes 
gehängt.  Vorher  war  das  Boot  verschiedene  Male  fast  ganz  voll  Wasser 
geschlagen,  sodafs  die  Insassen  für  ihr  Leben  fürchten  mussten,  nach 
dem  Gebrauch  des  Oels  kam  dergleichen  nicht  mehr  vor.  Rings  um 
das  Boot  bildete  sich  eine  vollständig  glatte  Oeldecke,  und  das  Boot 
ritt  leicht  und  in  völliger  Sicherheit  auf  der  Dünung,  welche  an  Stelle 
der  früheren  Brechseen  trat  Die  Wirkung  war  derartig,  dafs  wenig 
oder  gar  kein  Wasser  mehr  überkam,  und  die  Bootsinsassen  sich  so- 
gar hinlegen  und  schlafen  konnten,  und  alles  dies  trotzdem  das  Boot 
sehr  tief  beladen  war.  Ohne  die  Vorsicht  des  Kapitains  würde  die 
ganze  Besatzung  und  die  Passagiere  ohne  Zweifel  ums  Leben  ge- 
kommen sein.“  P.  K. 


♦ 


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196 


Allgemeine  reberslcht  der  beachtenswertben  Uimmelserscheinnngen  im 

Jahre  1890. 

Die  folgende  ZusammensteUiing  soll  wie  die  vorjährige  (Januarheft  8. 248) 
hauptsächlich  den  Zweck  verfolgen,  den  Freunden  der  Astronomie  namentlich 
bezüglich  jener  Hiinmelserscheinungon  einen  Hinw'eis  zu  liefern,  deren  Bo* 
obachtung  und  Verfolgung  durch  Interessenten  möglich  ist  und  Nutzen  für 
die  Wissenschaft  haben  kann. 

1.  Die  PI  aneten. 

Merkur  ist  Anfang  des  Jahres  noch  am  Abendhimmel,  desgleichen  im 
Mai,  August  und  September,  und  gegen  Jahresschlufs  am  Abondhorizonte  auf- 
zusuchen, im  Juli,  Oktober  und  November  ist  er  am  Morgenhimmol  beobacht- 
bar. Das  Maximum  seines  Glanzes  tritt  ein  in  der  Mitte  der  Monate  Januar, 
April,  Juli  und  Oktober,  die  Minima  der  Helligkeit  fallen  31.  Januar,  31.  Mai 
und  Ende  September. 

Venus  ist  Anfang  des  Jahres  noch  ganz  kurze  Zeit  am  Morgenhimmol 
zu  sehen  und  geht  schon  um  3 Uhr  Nachmittag  unter.  Im  Frühjahr  steht  der 
Planet  der  Beobachtung  günstig  am  Abendhimmel  und  verbleibt  Abondstern 
bis  Oktober.  Anfang  Dezember  ist  Venus  zu  nahe  der  Sonne.  Die  Helligkeit 
bleibt  im  ersten  Vierteljahre  die  gleiche  und  nimmt  erst  in  den  Sommermonaten 
zu;  nach  dem  Helligkeitsmaximum  am  27.  Oktober  nimmt  der  Glanz  rasch 
ab  und  erreicht  Ende  des  Jahres  wieder  ein  Maximum;  um  diese  Zeit  wird 
Venus  wieder  am  Morgenbinunel  schön  sichtbar  sein.  Die  Gröfse  der  Sichol- 
gostalt  des  Planeten  (den  Durchmesser  der  ganz  erlcuchtoton  Scheibe  = 1 g<v 
Botzt)  ist: 

1.  Januar  0.98  1.  Juli  0.81 

1.  Februar  1.00  1.  August  0.72 

1.  März  1.00  l.  September  0.59 

1.  April  0.98  1.  Oktober  0.44 

1.  Mai  0.95  1.  November  0.23 

I,  Juni  0.89  1.  Dezember  0.00 

Mars  kommt  am  27.  Mai  in  Opposition,  doch  wird  diese  nicht  zu  den 
besonders  günstigen  gehören,  da  der  Planet  den  gröfsten  Theil  des  Jahres  über 
eine  südliche  Stellung  bat  Bequem  beobachtbar  wird  Mars  erst  im  April,  wo 
er  vor  Mitternacht  aufgeht  und  zwischen  den  Füfsen  des  «Ophiuchus"  steht 
Im  Mai  und  .Tunt  bleibt  er  (im  „Skorpion“)  den  gröfsten  Theil  der  Nacht  am 
Himmel;  zur  Zeit  der  Opposition  ist  er  leicht  in  der  Nähe  des  hollen  Sternes 
»Antares“  (D/,  Grad  westlich  und  3 Grad  nördlich  desselben)  aulzullnden.  ln 
den  Horbstmonaten  ist  Mars  noch  bis  9 Uhr  Abends  im  „Schützen**  zu  sehen. 

Jupiter  steht  im  Jahre  1890  zumeist  im  Sternbild  des  „Steinbock“,  ist 
erst  im  Frühjahr  in  den  Morgenstunden  aufflndlich  und  geht  von  Mai  an  vor 
Mitternacht  aut  Um  die  Zeit  seiner  Opposition  (30.  Juli)  steht  er  von  8 Uhr 
Abends  bis  4 Uhr  Morgens  am  Himmel.  In  den  Herbstmonaten  geht  er  in  den 
ersten  Nachmittagsstunden  auf  und  bleibt  noch  bis  etwa  9 Uhr  Abends  sicht- 
bar. Aufser  an  die  Verfolgung  des  „rothen**  und  des  „woifsen“  Jupiterflecks 
möchten  wir  die  Besizer  starker  Fernröbro  noch  an  Aufmerksamkeit  bezüglich 
des  Auftretens  schwarzer  Fleckengruppen  (wie  solche  18$4  von  Weineck, 
de  Ball  und  Engelhardt  gesehen  worden  sind)  erinnern. 

Saturn  geht  mit  Jahresanfang  um  halb  10  Uhr  Abends  auf  und  ist  bis 
in  den  April  hinein  am  Nachthimmol  im  „grofsen  Löwen“  auffindlich.  ln  den 
Sommermonaten  geht  er  allmählich  früher  unter,  im  Mai  um  2 Uhr  Morgens,  im 
August  schon  gegen  8 Uhr  Abends.  Im  Herbste  ist  er  nur  in  den  ersten 


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1*J7 

Mor^astunden  beobachtbar,  im  Dezember  nach  Mitternacht;  sein  Untergang- 
erfolgt  dann  im  Tageslichte. 

Die  Oeftnung  des  Ringsystems  des  Saturn  nimmt  im  laufonden  Jahre 
abermals  um  Beträchtlichos  ab  und  wir  sehen  am  Jahresende  nur  wenig  mehr 
Ton  der  südlichen  Fläche  des  Ringes. 

Uranus  hält  sich  das  ganze  Jahr  im  Sternbild  der  «Jungfrau**  auf  und 
zwar  immer  nordöstlich  dos  sehr  hellen  Sterns  «Spica**.  Kr  ist  um  bequemsten 
▼011  März  bis  Juni  beobachtbar,  in  welchen  Monaten  er  die  ganze  Nacht  um 
Himmel  bleibt;  spüU^r  geht  er  zeitiger  unter  und  ist  im  November  und  De- 
zember in  den  ersten  Morgenstunden  aufzusuchen. 

Neptun  steht  im  „Stier“,  nordwestlich  des  glänzenden  Sternes  „Alde- 
baran*. 

*2.  Der  Mond. 

Wir  heben  wiederum  hervor,  dafs  der  Mond  dos  geeignetste  Objekt  für 
asti-onomische  Amateure  ist  und  es  sehr  erwünscht  wäre,  wenn  der  to]»o- 
graphischen  Krforschung  der  Mondoberfläche  sich  möglichst  viele  Kräfle  der 
Liebhaberkreise  zuwonden  wollten.  Neben  den  in  der  vorjährigen  Ilimmela- 
übersicht  erwähnten,  des  Detaiistudiuras  werthen  Mondgegenden  ist  diesmal 
namentlich  «Plinius**  zu  nennen,  wegen  der  oigenthümlichen  auf  Veränderungen 
deutenden  Wahmohniungen,  welche  an  diesem  Gebilde  von  Prof.  Thury  im 
September  1Ö8Ü  gemacht  worden  sind. 

3.  Finsternisse. 

a.  Ringförmige  Sonnonfinsternifs  am  17.  Juni.  Dieselbe  wird 
von  ganz  besonderer  Auffälligkeit  im  südlichen  Algerien,  Tripolis,  an  der  Süd- 
spilze von  Griechenland  und  auf  Kreta,  im  südlichen  Theile  Kleiuasiens  sein, 
ferner  in  Kurdistan,  Nordpersien  und  Südchina.  In  Berlin  wird  die  Mitte  der 
Finsteruifs  um  etwa  Vs  H Uhr  Vormittags  im  Betrage  von  5.  1 Zoll  sichtbar  sein. 

b.  Partielle  Mondfinsternifs  am  26.  November.  Diese  Finsternifs 
ist  in  Süd-  un<l  Ostasien,  Australien  und  auf  dem  grofsen  Ocoan  sichtbar.  Die 
Gröfse  der  Verfinsterung  ist  sehr  gering,  sie  beträgt  kaum  Vio  ZoW. 

c.  Ringförmig-totale  Sonnenfinsternifs  am  12.  Dezember.  Die- 
sellK*  ist  hauptsächlich  im  südlichen  Eismeere,  auf  den  Aucklandsinseln  und 
Neuseeland,  partiell  in  Süd-Neuholland  sichtbar. 

4.  Kometen. 

Von  den  periodisch  wiodorkohrondon  Kometen  wird  für  den  Anfang  des 
Jahres  1830  der  Brorsensche  erwartet  Derselbe  sollte  auf  seiner  5.46  Jahre 
umfassenden  Bahn  zuletzt  im  September  1884  die  Sonnennähe  passiren,  ist 
aber  damals  nicht  aufgefunden  worden.  In  der  Mitte  des  Jahres  1830  dürfte 
der  O’Arrestsche  Komet  (6.63  Jahre  Umlaufszeit),  der  seit  1877  nicht  wieder 
gesehen  worden  ist  wieder  zur  Erde  zurückkehren.  Sehr  fraglich  ist,  ob  zwei  in 
den  Jahren  1881  und  1884  entdeckte  periodische  Kometen  von  8.8  und  5.5 
.Jahren  Umlaufszeit  im  Jahre  1830  wieder  gesehen  werden  können;  namentlich 
der  zweite  dieser  Kometen  wird  der  Sonne  sehr  nahe  stehen.  — Im  Dezember- 
heftc  des  I.  Jahrganges  der  vorliegenden  Zeitschrift  (S.  185)  haben  wir  den  Lauf 
des  am  2.  September  1888  von  ßarnard  entdeckten  Kometen  angegeben  und  auf 
die  lange  Dauer  der  Sichtbarkeit  dieses  Gestirnes  aufmerksam  gemacht.  Die  Be- 
obachtungen der  letzten  Monate  lassen  nun  hoffen,  dafs  der  Komet  weit  länger 
als  man  vorausgesetzt  hat  und  zwar  auch  noch  im  nächsten  Jahre  1890  u.  z. 
vom  Frühjahre  ab  zwar  schwach,  aber  grofsen  Fernrohren  vielleicht  noch  zu- 
gänglich, sichtbar  bleiben  wird.  Ein  seltenes  und  bomorkensworthes  Vor- 
kommnifs  bei  den  kurzen  Sichtbarkeitsperioden,  mit  denen  die  Haarsterne  sich 
uns  zu  zeigen  pflegen! 


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198 


5.  Veränderliche  Sterne. 

Auf  dioscoif  der  Mitwirkung  von  Freunden  der  Sternkunde  leicht  zu- 
gänglichen Gebiete,  heben  wir  eine  Anzahl  als  veränderlich  erkannter  Sterne 
hervor,  deren  dauernde  Beobachtung  aus  mehrfachen  Gründen  gegenwärtig 
besonders  wichtig  erscheint: 

a.  von  den  Sternen  vom  Algoltypus  die  folgenden  neueren: 


Rectascens. 

Doclin.') 

R 

Canis  maj. 

7I> 

14m 

29. 

— 16» 

IPI 

(Sawyor 

1887) 

U 

Ophiuchi 

17 

10 

57 

+ 1 

20.2 

( . 

18S1) 

Y 

Cygni 

20 

47 

40 

+ .34 

14.6 

(Chandler  1887) 

von  den  Sternen  kurzer  Periode 

Max. 

Min. 

Y 

Sagittarii 

18t 

14n 

.54* 

— 18» 

55'1 

6“ 

6.7» 

U 

• 

18 

23 

24 

- 19 

13.2 

7 

8.9 

S 

Sagittae 

19 

51 

1 

+ IK 

20.4 

5.6 

6.7 

X 

Cygni 

20 

38 

43 

T 

11 JS 

6.7 

7.8 

T 

Vulpeculao 

20 

46 

48 

+ 27 

50.2 

5.6 

6.7 

von 

den  mangelhaft  bekannten: 

T 

Ceti 

0‘ 

16" 

12« 

— 20» 

40-3 

U 

Cassiopojae 

0 

40 

12 

+ 

39.3 

T 

Persei 

2 

11 

29 

+ 58 

27.1 

W 

Tauri 

4 

21 

42 

+ 15 

51.4 

U 

Hydrae 

10 

32 

8 

- 12 

48.7 

R 

Canum  ven. 

13 

44 

13 

4-  40 

5.4 

V 

Sagittsrii 

18 

24 

57 

— 18 

20.3 

X 

Ophiuchi 

18 

33 

5 

+ 8 

44.3 

S 

Vulpeculae 

19 

43 

53 

+ 27 

0.9 

z 

Cygni 

19 

.38 

20 

+ 49 

41.1 

w 

21 

31 

51 

T-  44 

5.3.2 

(Betreff  der  beobachteuswerthesten  Doppelsterne  und  Nebelflecke  ver- 
weisen wir  auf  die  vorjährige  .Allgemeine  Uebersicht  der  Himmelserschei- 
nungen.*’) 

f 


Encbeinnngen  am  Sterneahiinmel  im  Monat  Jannar-Febraar. 
(Sämtliche  Zeitan^ben  ^Iten  für  Berliner  Zeit) 

1.  Der  Mond. 


Aufyang  Untergang 


20. 

Jan. 

Erdnähe 

7» 

51“  Mg. 

3k 

32» 

Nm. 

21. 

• 

Neumond 

8 

41 

4 

.35 

27. 

Erstes  Viertel 

11 

0 

28.  1 

3 

Mg 

2. 

Fob. 

Erdferne 

2 

4 

Ntfn. 

6 

25 

.3. 

• 

Vollmond 

5 

12 

8 

12 

• 

12. 

• 

Letztes  Viertel 

0 

27 

Mg. 

10 

21 

«» 

Maxima  der  Libration:  26.  Januar,  11.  Februar. 


')  Dies,  und  die  folgenden  Stempoeitionen  gelten  fUr  lMO/1. 


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199 


a.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

12.  Jan. 

20‘55m 

—18“  17' 

91> 

5h  49m  Kb. 

186  58- 

— 23“10'| 

7** 

36  17-1». 

16. 

21  9 

—16  19 

8 52  . 

6 0 „ 

19  20 

—22  441 

7 43  , 

3 27  . 

20. 

n 

21  14 

-14  44 

8 31  . 

5 59  . 

19  42 

—22  e' 

7 45  . 

3 37  . 

24. 

21  8 

—13  .58 

8 5 . 

5 41  , 

20  .3 

-21  18 

7 46  , 

3 48  , 

28. 

20  Ü2 

—14  11 

7 .36  . 

5 10  . 

24 

-20  19 

7 45  . 

3 59  . 

1.  Febr. 

20  32 

—15  7 

7 10  , 

4 37  . 

20  45 

—19  11 

7 42  . 

4 12  . 

5. 

20  17 

-16  16 

6 46  , 

3 58  , 

21  5 

—17  53 

7 38  . 

4 26  . 

9. 

20  10 

—17  18 

6 27  . 

3 27  . 

21  25 

—16  28 

7 33  . 

4 41  . 

13. 

20  12 

—18  1 

6 16  , 

3 6 , 

21  45 

-14  56 

7 29  , 

4 56  , 

20. 

Januar  Sonnennähe. 

6. 

i'obniar  Soniionfe 

rne. 

M 

a r 8 

Jupiter 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Recta8.| 

Declin. , 

Aufg. 

Unterg. 

14. 

Jan. 

14h  ■22“> 

— 12”40' 

ll>52'»«f. 

11  46°>Ta. 

19631-' 

—22*  1' 

36  55-S«. 

20. 

14  35 

—13  42 

1 47 

11  29  . 

19  37 

—21  491 

7 42  . 

3 40  . 

26. 

14  47 

— 14  41; 

1 41  . ! 

11  11  . 

19  43 

—21  35 1 

7 23  . 

3 23  . 

1. 

Febr. 

15  0 

— 15  36 

1 36  . 

10  54  , 

19  49 

-21  211 

7 4 „ 

3 7 , 

7. 

- 1 

15  12 

-16  271 

1 29  . 

10  37  . 

19  54 

—21  6, 

6 44  , 

2 50  . 

13. 

15  23 

—17  14 

1 „ 

10  22  , 

20  0 

-20  51 

6 24  , 

2 :14  . 

S a t u r n 

Uranus 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Üodin. 

Aufg. 

Unterg. 

12.  Jan. 

IO*»  23® 

+11“52 

71>48">U. 

106  6<nVa 

1.3639- 

— 9*42'i 

16  4-1; 

11628“  >■. 

20. 

10  21 

+12  3 

7 18  , 

9 34  , 

13  40 

— 9 44 

0 32  . 

10  .56  . 

28. 

10  19 

+12  16 

6 43  . 

9 1 . 

13  40 

— 9 45|j0  1 . 

10  25  , 

5. 

Febr. 

10  17 

+12  29 

16  8. 

8 30  . 

13  40 

— 9 44i 

11  26  ü. 

1 9 54  . 

13. 

rt 

10  14 

+12  44 

. 5 33  , 

7 57  , 

13  40 

— 9 431,10  54  . 

1 9 22  . 

Elongatioooo  dee  i^aturntrabaDten  Titan;  15.  Jan.  ösU.,  23.  weatl, 
4.  Febr.  Öatl.,  8.  westl.  Elong. 


Neptun 

Rectas.  j Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

11.  Jan. 

26,  , 

10.  Febr.  ; 

46  1»  l + 18“56'| 

4 0 : + 18  54 

3 .59  I + 18  54  1 

06  46”  S«. 
11  47  Tb. 
10  48  , 

46  32-  Ij. 
3 31  , 

2 32  , 

3.  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

(Die  Verfinsterungen  sind  wegen  der  sonnennahen  Stellung  des  Jupiter  nicht 

beobachtbar.) 


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200 


4«  Stembedeckungea  durch  den  Mond. 
(Für  Berlin  sichtbar.) 


17.  Januar 
24.  . 

8.  Februar 


Gröfse 

• Ophiuchi  5.0“ 
•SOPiscium  4.8 

• V Virginis  4.4 


Eintritt 
7“  36“  Mg. 
7 40  Ab. 
0 14  Mg. 


Austritt 
44-  Mg. 
8 40  Ab. 
1 29  Mg. 


5.  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 


Maximum  Helligkeit  im  1890 


am 

Max. 

Min. 

Rectas. 

Deel  in. 

U Ceti 

18.  Januar 

7“ 

— 

2h  28“ 

27« 

— 

13“ 

3V9 

S Gemin. 

25.  , 

8.5 

12m 

7 36 

26 

+ 

23 

42.7 

U Cancri 

23.  , 

8—10 

12 

8 29 

29 

+ 

19 

16.5 

R Leonis 

30.  . 

5.5 

10 

9 41 

38 

+ 

11 

56.5 

R Vuipec. 

27.  , 

8 

12.5 

20  59 

29 

+ 

23 

22.9 

b)  Minima  der  Sterne 

vom  Algol-Typus: 

U Cophei  . . 

17.,  22.,  27.  Jan.,  L, 

G.,  11. 

Febr.  Abends. 

Algol  . . 

18.  Mg.,  23.  Ab.,  29. 

Ab.,  4.  Febr,  Mg, 

, 9.  Mg. 

ü Coronae  . , 

19.  Jan.  Mg.,  26.  Nt. 

, 1.  Febr.  Ab.,  8.  . 

Ab.,  15 

Ab. 

SCancri  . , 18.  Jan.  Ab.,  28.  Mg.,  6.  Febr.  Nm.,  16.  Mg. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 
TMonoc.  . . 9.  Febr. 

W Virginis  . 20.  Jau.,  7.  Febr. 

U Monoc.  . . 29.  Jan. 


6.  Meteoriten. 

Die  Zeit  vom  15.  Januar  bis  15.  Februar  ist  durch  keine  besonders  bemer* 
kenswerthe  Meteoritenströme  ausgezeichnet. 

7.  Nachrichten  über  Kometea 

Der  am  17.  November  von  Swift  im  südlichen  Theil  des  Pegasus  ent- 
deckte lichtschwache  Komet  hat  im  Dezember  mit  zunehmender  Helligkeit 
dieses  Sternbild  und  das  der  Andromeda  durchlaufen.  Um  Neujahr  stand  der 
Komet  mit  bereits  wieder  abnehmender  Lichtstärke  schon  in  den  „Fischen.“ 
iiVm  12.  Dezember  ist  von  Borelly  in  Marseille  ein  schwacher  Komet 
im  nordöstlichen  ThoUo  dos  „Hercules“  aufgefunden  worden.  Das  Gestirn 
bewegte  sich  mit  beträchtlicher  täglicher  Geschwindigkeit  südwärts. 


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A§tronomiscbes  aus  Babylon.  Von  J.  N.  Strassmair  und  J.  Eppin^.  — 

Freibui^  L Breisgau,  1880.  Herder.  Preis  4 M. 

Unter  diesem  bescheidenen,  anspruchslosen  Titel  tritt  ein  Werkchen  zu 
Tage,  welches  unsere  bald  übertriebenen,  bald  untersrhätzendoii  VorsteUungen 
über  die  astronomischen  Kenntnisse  der  Chaldäer  ganz  wesentlich  erweitert: 
das  Buch  birgt  in  sich,  wie  hier  gleich  hcrvorgchoben  worden  soll,  so  viele 
Arbeit  und  so  viel  Geduld,  dafs  jene  I^sor,  welche  das  heute  noch  so  unsichere 
Fundament  der  Keilschriflübersetzung  nicht  einigermafsen  kennen  und  auch 
dir  Rechnungsarbeit  nicht  zu  übersehen  vermögen,  die  zur  Erklärung  und 
Aufhellung  der  astronomischen  Verhältnisse  einer  uns  so  entlegenen  Zeit  be- 
dingt wird,  den  richtigen  Werth  des  Buches  kaum  werden  beurtlieilen  können. 

Die  Jesuitenpatres  Bpping  und  Strafsmair,  beide  gleich  tüchtige 
Assyrologen,  haben  die  überaus  verdienstliche  Arbeit  unternommen,  drei  der 
kleinen  Thontäfelchen,  die  aus  der  Selmicidonzoit  und  dem  Orte  nach  aus 
Abu  Habba  (wahrscheinlich  der  alten  chaldäiscbon  Sternwarte  zu  Sippara) 
stammen,  zu  entziffern  und  die  sämtlichoii  auf  diesen  Täfelchen  vorkommenden 
zahlreichen  astronomischen  Angaben  durch  eine  zugleich  rechnerische  wie 
sprachliche  Untersuchung  au&ukläreu.  Die  Verfasser  beschäftigen  sieh  in  ihrem, 
den  Gang  der  Untersuchung  vor  dem  Leser  in  sehr  anschaulicher  populärer  Weise 
darlegenden  Buclie  zuerst  mit  der  Bedeutung  der  Zahlen,  die  sich  in  den  au 
die  Bewegung  des  Mondes  Bezug  habenden  Angaben  vorfindon.  Das  Resultat 
ist,  dafs  die  Babylonier  förmliche  Mond-E[>homeriden,  welche  die  Kiiitritts- 
zoiton  der  Neu-  und  Vollmonde  enthalten,  durch  Rechnung  horzustcllen 
wursten  und  sich  dabei  eines  eigenthümlichen  Verfahrens  durch  Differenz- 
roihen  bedienten.  Untor  der  Voraussetzung,  dafs  die  erste  der  Thontafeln  dem 
Jahre  189  der  solcucidischon  Acra  angehöre  und  unter  einigen  'zulässigen 
Annahmen  über  die  Art  der  Zeitrechnung,  werden  nun  Anhaltspunkte  zur 
Feststellung  der  Datining  gesucht.  Letztere  finden  die  Verfasser  in  den  Mond- 
finsternissen, welche  in  den  Tafeln  an  mehreren  Stellen  bei  gewissen  Monats- 
tagoD  angemerkt  sind.  Diese  Finsternisse  werden  für  das  Jahr  123  t.  Chr. 
(=  189  der  selouc.  Aera)  berechnet  und  völlig  übereinstimmend  mit  den  Tafol- 
angaben  gefunden.  Zur  Vorsicht  wird  eine  Abweichung  des  Jahres  189  vom 
Jahre  123  der  christlichen  Zeitrechnung,  und  zwar  um  7 Jahre  angenommen, 
die  dann  sich  ergebenden  Finsternisse  bestimmt  und  naebgewioson,  dafs  kein 
anderes  Jahr  die  Mondfinsternisse  in  der  von  den  Tafeln  geforderten  Weise 
enthält  als  das  Jahr  123;  daraus  ist  erschlossen,  dafs  das  erste  Jahr  der 
seleuc.  Aera  dom  Jahre  311  v.  Chr.  entspricht  und  ferner  wird  hierdurch  die 
ganze  Datining  der  Ephemeriden  klar.  In  derselben  Weise  werden  die  beiden 
andern  den  Jahren  188  und  201  der  seleuc.  Aera  angeböronden  Tafeln  be- 


202 


handelt.  Die  weiteren  Untersuchungen  lehren,  dafs  mit  den  Zahlenangaben 
neben  den  Neu-  und  Vollmonden  gemeint  ist,  wie  lange  vor  Sonnenuntergang 
oder  nach  Sonnenuntergang  der  Mond  (als  Sichel,  zum  ersten  resp.  letzten  Mal 
erscheinen  würde;  es  wird  gezeigt,  dafs  die  in  den  Ephomeriden  mitlaufenden 
Zeiten  für  die  Mond-Auf-  und  Untergänge  eine  ganz  annehmbare  Genauigkeit 
besessen  haben;  schliefslich  wird  der  interessante  Nachweis  geliefert,  dafs  sich 
bei  den  Finsternissen  sogar  der  Versuch  vorlindot,  dieselben  bezüglich  ihrer 
Zeit  und  ihrer  Gröfse  näher  zu  präzisiren.  Dann  wenden  sich  die  Verfasser 
der  Erklärung  jenes  Textes  zu,  der  rechts  von  den  Mondangaben  auf  don 
Tafeln  steht  In  diesem  sehr  schwierigen  Theile  der  Arbeit  gobon  die  Häufig« 
keil  in  dem  Auftreten  ein  und  derselben  Namen,  die  Art  ihrer  Anordnung 
und  die  vorkommenden  Ausdrücke  „Dilbat“  und  „Gut-lu“,  (unter  denen  man 
bisher  Venus  und  Jupiter  verstanden  hat)  die  Gowifsheit  dafs  man  es  hier 
mit  Planetonkonstellatiouen  u.dgl.zu  thun  habe.  Um  aber  alle  don  Alten  wichtig 
gewesenen  Planotonstellungen  mit  Sicherheit  darin  wieder  zu  erkennen,  wie 
beispielsweise  die  beüakischen  Auf-undUutergängo,^)die  Siriuserscheinungen,*) 
die  Umkehrpunkto  der  Planeten  u.  s.  w.,  mufsto  der  Planetenhiminel  für  die 
Jahre  110,  111,  122  und  lÄl  v.  Chr.  gewUsermafsen  durch  Kechnung  wieder 
rekoiistruirt  worden.  Den  Verfassern  scheint  durch  Mühe  und  Fleifs,  indem 
sie  Schritt  für  Schritt  an  der  Hand  der  Rechnung  vorwärts  gingen,  die  Auf- 
klärung so  ziemlich  aller  Tufelangabcn  gelungen  zu  sein.  Völlige  Gewifsheit 
ob  alle  identifizirungen  hiermit  ein  für  alle  mal  klar  gestellt  sind,  wird  wohl 
mit  der  Zeit  erst  die  Entzifferung  weiterer  babylonischer  Thontafcln  ergeben. 
Aus  dem  reichen  Funde  der  Verfasser  seien  hier  blos  einige  dor  wi<'htigston 
liervorgchobon.  Es  bedeuten 

l)il-bat  = Venus  Gar  = Wagen 

Qut'tu  =3  Merkur  Lugal  = Regulus 

An  = Mars  Absin  = Jungfrau  (?) 

To-ut  sas  Jupiter  Kirrud  = Antares 

Genna  =s  Saturn  Dur  = Fischo 

Is-da  = Aldebaran  Kak-bau  = Sirius  (sii  hor).*) 

Um  schliefslich  ein  Beispiel  zu  geben,  wie  die  Chaldäer  die  Planeven- 
stellungen  auf  ihren  Tafeln  anordneten,  folgt  hier  noch  ein  Stückchen  Text 
mit  darunter  stehender  Uebersotzung  aus  der  ersten  Tafel,  sich  beziehend  auf 
den  Monat  «Ulülu  II**  des  Jahres  189  der  selcuc.  Aera : 

Ulülu  II. 

•mushu  7:  ina  namäru  yin  sik  (>Anu  elish)  mash-mashu  arkü;  3 ammat; 
mushu  10:  ina  namäru  Di/bai  sik  skur  mahrü  absin  (Jshtar  elish  shOru  mahrü 
shirO)  Va  ummat;  ina  namäru  \Gtti-iu  sik  skur  mahnt  absin  («elish  shüru  mahrü 
shirü)  1 ammat  8 u; 

10:  shuqalulu  shatti; 

uiushu  20:  ina  namäru  Diibaie  saska  absin  (»Ishtar  shaplish  nibittu  sha  shirü) 
1 Vi  ammat ; 

23:  muUalu  1 lal  e~a  (.-shubat  nakri); 

23:  Gut‘tu  ina  elätu  ina  nüru  erib; 

26:  Te-ut  ina  ma.sh-inashu  omid.“ 

’)  Je  {fori&ger  die  Entferauo^  (Btoo^atioo)  dos  Plaooton  vun  der  Sonno  wird,  «iesto 
sehwierii^r  Ist  dor  Plaoel  zu  sehen.  Rr  ist  im  heliakiscbon  Untergaotre,  wenn  er  in  den 
Soonenslratilon  yerschwindel,  im  heiiakischen  Aufgange,  wenn  er  am  Morgenhimmel  zum 
eraten  Mal  aus  den  Sunaonstrahlon  henrortritt. 

*)  Auf  die  hellakisoben  Aufg&oge  des  Sirius  grUndola  alcb  bekanntUeb  die  Solbiaporiode. 
')  Der  Kakab  mtsri  der  Asayrt^r  ist  lange  Zeit  ein  Streitobjekt  unserer  Assyi'Ologen 
gewoeen. 


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203 


{17.  Septomber  123  v.  Chr.) 

.Des  Nachts  am  7.  erscheint  am  Moiyenhimmel  Mars,  darüber  von 
Zwillingen  der  öslliche  (*ß),  Kntfemung  3 Ellen. 

Des  Nachts  am  10.  erscheint  am  Morgeuhimmel  Venus,  darüber  sur  der 
westliche  in  shirü  (»^Jungfrau)  Vs  Ellen;  gleichfalls  erscheint  am  Morgenhimniel 
Merkiir,  darüber  snr  der  westliche  in  shirü,  1 Klio,  8 Zehner. 

Am  10.  ist  Tag-  und  Nachtgleiche. 

Des  Nachts  am  20.  erscheint  am  Morgonhimmel  Venus,  darunter  sa  von 
shirü  (a  Jungfrau)  1 V« 

Am  23.  (geht  auf)  Saturn  gleich  nach  Sonnenuntergang. 

Am  23.  ist  Merkur  des  Morgens  in  nüru  (sWago)  im  heliakischon  Unter» 
gange. 

Am  26.  ist  Jupiter  am  Ende  der  Zwillinge  im  Kehrpunkt** 

F.  K.  Oinzel. 


t 

William  FerreL  A populär  treatlse  on  the  'wlnds,  comprislDg  the  general 
motions  of  tbe  atmosphere,  monsoons,  eyclones,  tornadoea,  water» 
spouta,  bailstorms  etc.  New  York,  John  Wüey  & Sons  1889.  VTII  und 
f>05  pag.  8®. 

Der  Verfasser,  dessen  Verdienste  um  die  Entwicklung  der  modernen 
Meteorologie  in  deutschen  Fachkreisen  zuerst  die  gebührende  Würdigung  ge- 
funden haben,  bietet  in  dem  vorliegenden  Werke  seinen  Landsleuteu  die  reife 
Frucht  einer  mehr  als  dreissigjährigon  intensiven  Beschäftigung  und  Lehr- 
thätigkeit  auf  dem  Gebiete  der  Meteorologie.  Obwohl  er  sich  in  dom  obigen 
Titel  auf  die  Behandlung  der  Luftströmungen  und  der  mit  ihnen  zusammen- 
hängenden Erscheinungen  beschränkt,  kann  man  sein  neuestes  Werk  doch  als 
ein  populäres  Lehrbuch  der  Meteorologie  bezoichnen,  in  welchem  hauptsächlich 
die  theoretische  Meteorologie  behandelt  wird,  die  Klimatologie  aber  nur  in  soweit 
Berücksichtigung  findet,  als  sie  zur  Erläuterung  der  zur  Sprache  kommenden 
Erscheinungen  Material  liefert;  von  der  Beschreibung  und  Theorie  der  meteo- 
rologischen Instrumente  hat  der  Verfasser  ganz  abgesehen.  Dies  konnte  er 
mit  vollem  Recht,  denn  namentlich  über  die  letzteren,  sowie  über  die  Klima- 
tologie sich  zu  belehren,  halte  cs  bisher  weit  weniger  Schwierigkeit,  als  gerade 
über  den  complicirten  Mechanismus  der  Bewegungen  der  Atmo.sphäre.  Hier- 
über auch  dem  mit  den  Lehren  und  Methoden  der  theoretischen  Physik  nicht 
vertrauten  Laien  volle  Aufklärung  zu  verschaffen  ist  Forrel  wohl  der  ge- 
eignetste Lehrer,  da  seine  Studien  ausschliefsLlch  der  Untersuchung  der  atmo- 
sphärischen Cirkulation  gewidmet  waren. 

Seine  erste  meteorologische  Arbeit  wurde  veranlafst  durch  das  Bestreben, 
eine  wissenschaftlich  brauchbare  Erklärung  für  die  Luftdruckvcrtheilung  auf 
der  Erdoberfläche  zu  geben,  welche  in  der  einst  berühmten  und  bewunderten 
»Physischen  Geographie  des  Meeres-  von  Maury  zwar  eine  Darstellung  aber 
noch  keine  Erklärung  finden  konnte,  und  erschien  in  einem  wenig  verbreiteten 
medicinischen  Journal  im  Jahre  18f)6.  S<üno  späteren  Abhandlungen  beziehen 
eich  alle  auf  die  Mechanik  der  atmosphärischen  Bewegungen,  sind  indes.sen 
rein  theoretischer  Natur,  so  dafa  sie  nur  von  einem  ausgebildeten  Mathematiker 
gelesen  worden  können.  Später  gab  die  Lehrthätigkoit  als  Professor  der  Moteo- 
rologie  am  Signal  Office  in  Washington  ihm  Veranlassung,  diesen  Gegenstand 
in  mit  einfacheren  Mitteln  zu  erreichender  W’^eise  abzuhandcln,  was  in  den 


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204 


«Recent  advances  in  Meteorolog^r***!)  j^chehen  ist  Indessen  ist  auch  in  diesen 
noch  höhere  Mathematik  genug  zur  Anwendung  gekommen,  wenngleich  der 
mathematische  Apparat  derselben  gegen  den  der  vorhergehenden  Werke  be- 
trächtlich vereinfacht  erscheint.  Um  nun  allen  denen,  welche  sich  für  die 
Deutung  der  Vorgänge  in  der  Atmosphäre  interossiren,  aber  mit  der  Hand- 
habung mathematischer  Methoden  nicht  vertraut  sind,  eine  zuverlässige  Anleitung 
hierzu  zu  gewähren,  und  in  der  Erwägung,  dafs  deijenige,  welcher  einen 
Gegenstand  am  vollkommensten  beherrscht,  am  besten  in  der  Lage  ist,  sich 
auch  allgemein  verständlich  darüber  auszulasson,  ontschlofs  sichFerrel  nach 
der  Niederlegong  seiner  Professur  zur  Abfassung  seines  vorliegenden  Werkes. 
Es  ist  dies  keine  blofse  Erweiterung,  sondern  eine  völlige  Umarbeitung  seiner 
erwähnten  „Neuen  Fortschritte  der  Meteorologie“,  da  er  unter  Verzichtleistung 
auf  mathematische  Hilfsmittel,  abgesehen  von  gelegentlichen  Angaben  einer 
Formel,  den  Gegenstand  in  einer  ganz  anderen  Darstellung  zu  bringen  hatte, 
wobei  manche  neuen  Gesichtspunkte  sich  ergaben.  Diese  mehr  beschreibende 
Methode  macht  natürlich  die  reichlichere  Heranziehung  von  Beispielen  nöthig, 
welch©  in  dem  Lehrgänge  eine  angenehme  Abwechselung  bieten. 

Zuerst  w'crden  die  physikalischen  und  chemischen  Eigimschaften  der 
Atmosphäre  besprochen,  sodann  die  Bewegung  eines  Köri>cra  auf  der  rotirendon 
Erde,  w-elche  genau  verstanden  sein  mufs,  bevor  man  an  die  Erklärung  der 
allgemeinen  atmosphärischen  Cirkulation  geben  kann.  Im  Anschlufs  hieran 
werden  die  durch  letztere  erzeugten  klimatischen  Eigenthümlichkeilen  der 
hohen  und  niederen  Breiten,  der  Ost-  und  Westseiten  der  Continente,  Einflüsse  von 
Gebirgen  auf  ihre  Umgebung  betrachtet,  ferner  die  Passate  sowie  die  der  täglichen 
Periode  der  Temperatur  folgenden  Land-  und  Seewinde,  Berg-  und  Thalwinde. 
Ein  grofserTheil  ist  der  Betrachtung  der  Cyklonen  gewidmet,  sowie  den  durch 
dieselben  erzeugten  lokalen  Strömungserscheinungen,  wie  dem  Föhn,  der  Bora, 
den  Northers,  Pamperos  u.  s.  w. 

Für  die  weiter  folgende  Theorie  der  Tornados,  Tromben,  der  Hagel- 
stürme und  Wolkenbrüche  liefert  das  Klima  von  Noi-damerika  ihm  weitaus  das 
reichlichste  Belegmaterial,  sodafs  wir  in  dem  Cap.  VII  viele  äusserst  interessante 
Schilderungen  von  den  ungeheuren  zerstörenden  Wirkungen  dieser  bei  uns 
so  seltenen  Cyklonen  kleinster  Dimensionen  finden.  Den  Schlufs  bildet  eine 
Darlegung  unsrer  Kenntnifs  von  der  Entstehung  und  Ausbreitung  der  Gewitter. 
Es  ist  hierbei  interessant  zu  l>einerken,  dafs  Ferrel  die  Erklärung  aller  Er- 
scheinungen gänzlich  ohne  Zuhilfenahme  der  ElektricUät  auf  rein  mechanischem 
Wege  möglich  zu  machen  sucht,  sodafs  sich  das  Woi*t  Elektricität  nur  wenige 
Male  findet,  während  es  in  den  „Kecent  advances“  überhaupt  nicht  vorkomiut, 
woraus  wir  wohl  rückwärts  schliefsen  dürfen,  dafs  der  Verfasser  die  Theorie 
der  atmosphärischen  Elektricität  nicht  für  ausreichend  geklärt  hält,  um  eine 
noch  so  problematische  Erscheinung  als  Basis  für  die  Erklärung  andrer  zu 
benutzen. 

Wiewohl  der  Verfasser  nicht  beabsichtigt  hot,  direkte  Anweisungen  für 
die  Anwendung  der  Theorie  auf  die  praktische  Meteorologie  zu  geben,  ist  doch 
eine  solche  Fülle  von  Belehrung  auch  über  diesen  Zweig  der  Wissenschaft 
in  die  Fmtwicklung  der  Theorie  verw'cbt,  dafs  der  aufmerksame  Loser  völlig 
genügend  mit  Hilfsmitteln  ausgerüstet  ist,  um  durch  eignes  Unheil  in  der 
Wetterprognose  das  Richtige  zu  treffen. 

Einige  Tabellen,  ein  Litcraturverzoichnifs  sowie  ein  sehr  ausführlicher 
Index  vorvollsländigon  das  auch  durch  besonders  sauberen  und  klaren  Druck 
angenehm  zu  lesende  Werk.  Dr.  Ernst  Wagner. 

')  Annaal  report  of  tbo  !M>cr«tai7  of  war  for  the  yenr  VoL  IV.  2.  WaAhin^on  18SS. 


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205 


Adam  Paulsen.  Contribntion  4 notre  connalssanc«  de  l'aarore  bor^ale.^) 

Der  Direktor  des  dänischen  xneteorolofifischen  Instituts  giebt  in  der  vor- 
li^^nden  Abhandlung  eine  Anzahl  von  Nordlichtboobachtungen,  bei  welchen 
an  den  beiden  Endpunkten  einer  Basis  Höhonmessungon  der  Lichterscheinungen 
ausgeführt  wurden,  und  die  sich  von  älteren  Messungsvorsuchon  durch  die 
kleine  Ausdehnung  der  Basis  unterscheiden.  Während  früher  Bravais  eine 
Basis  von  15.6  km  Länge  noch  für  zu  kurz  hielt,  um  genaue  Höben  der  angeblich 
stets  Hunderte  von  Kilometern  über  der  Erde  schwebenden  Lichterscheinungon  zu 
erlangen,  wurde  im  Jahre  1882  in  Qodthaab  (Westgrönland)  auf  einer  kurzen 
Basis  von  5800  m Länge  beobachtet.  Es  ergaben  eich  für  mehrere  Reiben 
von  Strahlen  0.6  bis  1.4  km  Höhe,  für  Bogen  und  Draperien  Höhen  von  2.0 
bis  67.8  km.  Mehrfach  wurde  Polarlicht  unterhalb  von  Wolken  gesehen, 
ebenso  unterhalb  von  Bergspitzen  von  bekannter  Höhe.  Aehnliche  Resultate  er* 
hielten  Garde  und  Eborlin  in  Nanortanlik  (bei  Kap  Farewcll),  welche  eine 
Basis  von  1248  m benutzten.  Es  gelang  auch  hier  wie  in  Qodthaab  durch 
Messungen  in  Intervallen  von  2 Minuten  in  gleichbleibendor  Höhe  hin  und 
her  springende  Bogen  und  Strahlen  zu  verfolgen,  wobei  sich  Oeschwindig* 
keiten  von  40—50  m in  der  Sekunde  ergaben,  so  dafs  die  leuchtenden  Gebilde 
mit  der  Geschwindigkeit  eines  Orkans  ihren  Ort  verändern. 

Paulsen  kommt  zu  dem  Schlüsse,  dafs  in  einer  bestimmten  Zone,  welche 
Südgrönland  in  etwa  4 Breitengraden  durchschneidet,  das  Feld  des  Polarlichts 
von  der  höchsten  Höhe  der  Atmosphäre  bis  zur  ErdoborÜächo  sich  erstreckt 
Dasselbe  gilt  für  Spitzbergen,  wo  1888  die  schwedische  Expedition  derartige 
Höhenbestimmungon  auf  einer  Basis  von  nur  673  m vornahm,  deren  Resultate 
zwischen  0.6  bis  29.2  km  variiren.  Es  scheint,  dafs  die  Molckularstniktur  der 
Luft  in  den  polaren  Gegenden  in  kleinen  Höhen  nur  Strahlen,  Bänder  und 
Dra)>erien  zu  Stande  kommen  läfst,  während  die  grofsen  Bogen,  welche  in 
niedrigeren  Breiten  allein  Vorkommen,  den  höheren  Schichten  angehören,  was 
Paul  seu  als  beweisend  für  die  Richtigkeit  der  E diu  nd sehen  Theorie  betrachtet 
Die  Verschiebung  der  Maximalzone  des  Polarlichtes  zur  Zeit  des  Winter* 
solstitiums  nach  Nord,  im  Aequinoctium  nach  Süd  erklärt  Paulsen  für  unwahr* 
Bcheinlicb,  da  in  südlicheren  Breiten  niemals  die  charakteristischen  Formen 
der  Maximalzone  Vorkommen,  vielmehr  werde  durch  stärkere  Entwicklung 
des  Polarlichts  in  niedrigeren  Breiten  die  Aktivität  der  eigentlichen  Nordlicht* 
Zone,  nämlich  der  den  gröfsten  Formreichthum  zeigenden,  geschwächt,  eben- 
falls im  Einklänge  mit  Edlunds  Theorie.  Die  von  1865—82  reichende  sehr 
sorgfältige  Beobachtungsreihe  von  Kleinschmidt  in  Godtbaab  zeigt,  dafs  dort 
nur  geringe  Aktivität  herrschte,  wenn  grofse  Polarlichter  in  Europa  und 
Amerika  gesehen  wurden. 

E.  W. 


*)  Bull,  de  l’Academle  Royal«  Uauoise 


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Herrn  X>  T.  Z.  Auf  Ihre  Anfra^,  ob  durch  umnittelbar  aufeinander' 
folgende  Sonnenaufnahmen  nachgewiesen  worden  sei,  dafs  Janssens  ^photo* 
sphärisches  Netz^"  Realität  besitze  und  nicht  et'wa  erst  durch  Luftströmungen 
im  Pemrobrtubus  entstehe,  ist  uns  von  Herrn  Dr.  Kempf  in  Potsdam  die  nach 
stehende  Antwort  übermittelt  worden;  ^Siehe  über  die  betreffende  Frage: 
Youog,  the  Sun  pag.  110  ff.  One  might  naturally  attribute  this  to  the  di8tur> 
bance  of  the  air  in  the  telescopo-tube,  and  to  clouds  of  rapor  rising  from  the 
damp  collodion  surface,  when  struck  by  the  flash  of  sunlight  during  its  ex- 
posure;  but  Janssen  has  found,  that  pictures  taken  in  immediate  succession 
Show  the  same  ^smudges“  on  tho  same  parts  of  the  sun,  which,  of  course, 
would  not  happen,  if  they  wero  the  result  of  accidontal  cuiTents  of  air  or  vapor 
in  the  telescopo-tube. 

Um  in  möglichst  kurzen  Intervallen  nacheinander  mehrere  Aufnahmen 
TOD  der  Sonne  machen  zu  können,  hat  sich  Janssen  eine  Revolver-Caaaette 
konstruirt.  Ferner  hat  er  in  dem  Fernrohr  ein  Fadennctz  angebracht,  welches 
mitphotographirt  wird  und  eine  genaue  Identifizirung  der  einzelnen  Stellen 
der  Granulation  ermöglicht 

Fine  ausführliche  Darstellung  dieser  Resultate,  verbunden  mit  Repro- 
duktionen der  betreffenden  Photographien  hat  Janssen  bisher  allerdings  nicht 
veröffentlicht,  sondern  sich  mit  kürzeren  Notizen  in  den  Comptes  rendus  etc. 
und  mündlichen  Vorträgen  begnügt  In  Potsdam  sind  derartige  Aufnahmen 
nicht  gemacht  worden,  weil  dazu,  wie  oben  erwähnt  besondere  Einrichtungen 
erforderlich  sind.** 


Vprlftir  TOD  HormsDD  P»elol  ln  Berlin.  — Druck  TOD  Wilbeim  Urooau's  Buchdruckerei  io  Berlin. 
Für  die  RedacÜoD  Ternotwortiieh:  Or.  M.  Wilhelm  Mojer  in  Berlin. 
Unberechtigter  Nachdruck  aus  dem  Iskalt  dieeer  Zeitecbrlft  unteraafrt. 
Uebereetsuugwrecht  Torbehalten. 


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Die  Pluthbewegung  des  Meeres  und  der  Luft 

Von  l’rof.  Dr.  R.  Börnstein  in  Berlin. 


■ |»s Nne  zweifache  Aufgabe  soll  in  den  folgenden  Zeilen  gelöst  werden; 
..-1^  Die  Darlegung  der  Flutherscheinungen  im  Wa.ssermeer  und  ini 

Luftocean.  Beide  Vorgänge  gemeinsam  zu  beschreiben  liegt  nahe 
genug,  weil  sie  ja  auf  dieselbe  Ursache,  die  Massenanziehung  nämlich, 
ziirückzurdhren  sind.  Und  darum  soll  hier  eine  gemeinsame  Be- 
handlung beider  versucht  weivlen,  wenn  sie  auch  im  schliofslichen 
Ergebnifs  unserer  Betrachhmg  sehr  verschieden  sicli  darslellen. 
Denn  die  Fluth  und  Ebbe  des  .Meeres  kennen  wir  als  eine  mächtigi' 
Bewegung  der  Wasserraassen , bedeutsam  für  den  Forscher  nicht 
minder,  als  für  den  Küstenbewohner  und  den  Seefahrer.  Da.s  Vor- 
handensein der  Lufiflulh  aber  kann  nicht  einmal  aus  einwurfsfreien 
Beobachtungen  sicher  nachgewie.sen  werden;  aus  theoretischen  Gründen 
werden  wir  sie  als  uoihwendig  bestehend  erkennen,  zugleich  aber 
auch  hinzurügen  müssen,  dafs  ihre  Oröfse  viel  zu  gering  ist,  um 
der  Beobachtung  mit  den  bisherigen  llülfsmitteln  zugänglich  gemacht 
zu  werden. 

Nachdem  so  unser  Hesultat  vorweg  genommen,  soll  nun  auf  den 
zu  besprechenden  Gegenstand  näher  eingogangen  werden.  Die  Ur- 
sache, aus  welcher  Fluth  und  Ebbe  herrühren,  ist,  wde  erwähnt,  die 
Massenanziehung,  Jene  von  Newton  vor  2D0  Jahren  entdeckte  und 
allen  Körpern  (fesbm,  llüssigen  und  gasförmigen)  gemeinsame  Eigen- 
schaA  der  gegenseitigen  Anziehung.  Das  Mafs  für  die  Anziehung 
zweier  Körjier  ist  nach  Newton  ein  Bruch,  welcher  als  Zähler  das 
uml  Kr<!p.  If.  i.  I4 


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20S 


Product  der  Massen  beider  Körper,  als  Kenner  das  Quadrat  der 
zwischen  ihren  Schwerpunkten  liegenden  Entfernung  hat.  Ist  m die 
•Masse  der  Erde  und  r ihr  Radius,  so  wird  ein  auf  der  Erdoberfläche 
befindlicher  Köqjer,  welcher  selbst  die  Masse  1 hat,  mit  der  Kraft 

nach  der  Erdmitte  hin  angozogen,  und  es  ist  diese  Kraft  gleich- 

hedoutond  mit  dem  uns  geläufigen  Begriff  der  Schwere.  Minder  ge- 
läufig, aber  durch  eine  einfache  Erwägung  zu  verstehen,  ist  die  Ver- 
änderlichkeit der  Schwerkraft;  beide  Oröfsen  nämlich,  von  welchen 
sie  abhängt,  ra  und  r,  können  verschiedene  Werthe  annehmen.  Unter 
r haben  wir  eigentlich  nicht  den  Erdradius  schlechthin  zu  verstehen, 
sondern  mit  Rücksicht  auf  die  Unebeidieiten  des  Bodens  mufs  darunter 
der  Abstand  der  betrachteten  Masse  1 vom  Mittelpunkt  (Schwerpunkt) 
der  Erde  gedacht  werden.  Und  weil  also  r auf  einem  Berge  gröfser 
ist  als  im  Thal,  muss  auch  die  Schwere  verschieden,  auf  dem  Berge 
nämlich  kleiner  als  im  Thal  sein.  Steigt  man  1000  m empor,  so  ver- 
mindert sich  die  Schwerkraft  um  etwa  200  Millionstel  ihres  Werthe.s. 
ein  Kilogramm  verliert  also  dabei  etwa  0,2  Gramm.  Unterschiede 
von  dieser  Gröfsenordnung  sind  an  jeder  einigt'rmafsen  feinen  Wage 
erkennbar.  Und  doch  kann  man  die  gebräuchliche  Form  der  Wage, 
deren  Anwendung  auf  Hebelwirkung  beruht,  durchaus  nicht  dazu  be- 
nutzen, um  Aendorungen  der  Schwerkraft  mit  geänderter  Höhe  nach- 
zuweisen, weil  ja  die  Hebelwage  uns  nur  das  Verhältnifs  der  Kräfte 
ergiebt,  mit  welchem  die  Schwere  auf  die  beiden  belasteten  Schalen 
wirkt,  nicht  aber  die  Gröfse  dieser  Kräfte,  und  weil  beide  bei  ver- 
änderter Schwerkraft  sich  gleichmäfsig  äudem,  so  dafs  also  ihr  Ver- 
hältnifs  das  nämliche  bleibt  Es  ist  eben  nicht  möglich,  die  beim 
Emporsteigon  stattfindende  Abnahme  der  Schwere  eines  Gewichtes  zu 
messen  durch  Vergleich  mit  einem  zweiten  Gewicht,  dessen  Schwere 
gleichfalls  abnimmt  Wohl  aber  kann  diese  Messung  ausgeführt 
werden,  wenn  man  die  Schwere  mit  einer  anders  gearteten  und  von 
der  Höhe  unabhängigen  Kraft  vergleicht  also  z.  B.  mit  der  Elasticität 
einer  stählernen  Spiralfeder,  wie  sie  in  der  bekannten  und  von  zahl- 
reichen Hausfrauen  täglich  benutzten  Uruokwage  (Federwage)  An- 
wendung findet  Wenn  eine  solche  Wage  in  der  Ebene  genau 
richtige  Angaben  macht  so  muss  sie  auf  einem  Berg  von  1000  m 
Höhe  nur  909,8  g anzeigen  bei  Belastung  mit  einem  Gewicht  welches 
in  der  Ebene  als  Kilogramm  ei-schien.  ln  Wirklichkeit  inifst  man 
indessen  die  Aendenmg  der  Schwerkraft  mit  dem  Pendel,  welches 
wesentlich  genaueres  Arbeiten  gestattet,  als  die  Federwage. 


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2Uit 


Oben  wurde  gfesagrt,  dnfs  von  den  beiden  OröfsoTi  m und  r,  welche 
<lie  Schwerkraft  beeinnusscn,  auch  m nicht  unveränderlich  sei.  Dies 
gilt  freilich  nur  insofern,  als  wir  unter  in  nicht  sowohl  die  an  sich 
tmveriinderliche  Masse  der  Erde  verstehen,  als  vielmehr  diejenige  ge- 
samte Masse,  durch  deren  Anziehung  die  Schwerkraft  entsteht,  und 
<lahin  gehören  die  Massen  des  Mondes,  der  Sonne  und  in  viel  ge- 
ringerem Grade  wirksam  auch  die  der  Planeten.  Die  auf  der  Erd- 
oberllaclie  von  uns  gedachte  Masse  1 wird  demnach  nicht  blos  von 
<ler  Erdmasse  nach  dem  Ertlschwerpunkt  hin  angezogen,  sondern 
gleichzeitig  auch  von  jedem  andern  Weltkörper  in  der  Richtung  auf 
dessen  Schwerpunkt  hin  und  mit  Kräften,  welche  in  jedem  einzelnen 
Falle  proportional  sind  mit  der  anziehenden  Masse,  dividirt  durch  das 
Quadrat  ihres  Abstandes.  Diese  zur  irdischen  Schwerkraft  hinzu- 
tretenden Kräfte  nehmen  jo  nach  der  Stellung  jener  Weltkörper  zur 
Erde  verschiedene  Gröfso  und  Richtung  an.  imd  somit  darf  man  sagen, 
<lafs  fiir  denselben  Ort  die  .Schwerkraft  eine  zeitlich  wechselnde 
Oröfse  ist. 

Wie  hieraus  Flulh  und  Ebbe  entstehen,  soll  nun  gezeigt  werden. 
Es  seien  E und  M (s.  Figur)  die  Mittelpunkte  der  Erde  und  des 
Mondes;  die  geradlinig!'  Verbindung  beider  Mitten  treffe  in  A und  B 
die  Erdoberfläche,  so  dafs  A der  dem  Mondo  nächste,  B der  vom 
Monde  fernste  Erdpunkt  ist.  Sämmtliche  Massentheile  der  Erde  werden 
nach  dem  Monde  hin  angezogen  mit  einer  Kraft,  die  leicht  berechnet 
werden  kann,  da  die  Masse  des  Mondes  gleich  '/ss  Erdmasse,  und 
der  mittlere  Abstand  E M gleich  GO  V3  Erdradien  bekannt  ist  Für  eine 
im  Erdcentrum  E beflndliche  Ma.sse  1 (Kilogramm)  würde  die  nach 
•\1  gerichtete  Anziehung  des  Mondes  betragen: 


m 

8H  (60‘7,)2  r-’ 


0,000003  121. 
r- 


Wäre  die  Anziehung  des  Mondes 
für  alle  übrigen  Erdpunkte  von  dersel- 
ben Oröfse,  so  würde  daraus  nur  eine 
die  Erde  als  Ganzes  betreffende  Einwir- 
kung auf  die  Erdbahn  hervorgehen. 
Es  ist  aber  der  Abstand  vom  Mondo 
in  .V  kleiner  und  in  B gröfser,  als  in  E. 
Also  wird  A stärker  und  B schwächer 
als  E vom  Monde  angezogen.  Auch  diese 
Kräfte  kann  man  berechnen,  und  zwar 
findet  sich  für  die  Anziehung  dureh  den 
Mond  und  nach  dessen  Mittelpunkt  hin: 


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in  A; 


O.OÜU  003  228 


210 


in  B; 


in 

88  lüU'A)"- 

m 

88  r - 


ni 

0,000  003  021. 


Dabni  wirken  diese  Kräfte  in  A entgrjrenpesetzt  zur  irdischen 
Schwerkraft,  in  B mit  derselben  gleichgerichtet.  Ist,  wie  obige  Zahlen 
ergeben,  die  Mondwirkung  in  A gröfser,  als  auf  der  übrigen  Krde,  so 
kann  sie  als  eine  in  A erzeugte  Verminderung  der  Schwerkraft  auf- 
gefafst  werden,  und  die  Schwere  erscheint  in  A geringer,  als  in  E.  ln 
B ist  die  .Mondwirkung,  welche  hier  mit  der  irdischen  Schwerkraft 
gleichgerichtet  ist.  kleiner,  als  auf  der  übrigen  Erde.  Sie  erecheiut 
als  eine  Zunahme  der  Schwere,  aber  von  geringerem  Betrage  als  in 
K,  und  somit  wird  die  gesamte  Schwere,  herrührend  von  Erde  und 
Mond,  in  B gleichfalls  kleiner  sein  als  in  E.  Denken  wir  uns  noch 
in  der  Zeichnung  auf  der  Linie  M .V  E B ein  Loth  in  E errichtet, 
welches  die  Erdoberfläche  in  C und  D trifft,  so  wird  die  Schwere  in 
C und  D ihren  mittlern  Werth  haben  unil  von  der  Moudwirkung 
unabhängig  sein,  weil  diese  hier  keine  in  der  Hichtung  der  irdischen 
.'Schwerkraft  (C  E resp.  D E)  liegende  Componente  hat.  ln  A und  B 
dagegen  ist  die  Schwere  kleiner,  als  auf  der  übrigen  Erde,  denn  sie 
winl  durch  die  ihr  gleich-  resp.  entgegengesetzt  gerichtete  Mond- 
wirkung in  A stärker  vermindert  und  in  B weniger  vermehrt,  als 
sonst  auf  der  Erde.  Der  Betrag  dieser  t'nterschiede  ergiebt  sich 
leicht,  sobald  man  aus  den  vorstehenden  Zahlen  den  Unterschied  der 
Mondwirkung  in  A und  B gegen  diejenige  in  E berechnet.  Danach 
ist  die  Mondwirkung 


in  .V  um; 

m 

r- 

0,01)0  Ot«)  107 

|Trösser, 

in  B um: 

m 

r- 

0,000  000  100 

kleiner 

als  in  E,  oder  als  in  C und  D,  für  welche  Punkte  der  gleiche  Werth 
gilt,  wie  fürE.  Um  den  gleichen  Betrag  verringert  sich  in  A und  B 
die  .Schwere. 


Bedenkt  man,  dafs  *'*  den  Werth  der  inlischen  Schwerkraft  <lar- 

stellt,  sowie,  dafs  für  die  Orte  C und  D der  Mond  im  Horizont  steht, 
<1.  h.  auf-  oder  untergeht,  für  A und  B aber  seine  obere  resp.  untere 
('ulmination  hat,  so  kann  das  Ergebnifs  der  bisherigen  Betrachtung 
kurz  dahin  zusammengefafst  werden:  So  lange  der  Mond  sich  vom 
Horizont  entfernt,  nimmt  die  Schwere  ab,  um  nach  er- 


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211 


reichter  Culmination  wieder  zu  wachsen.  Culminirt  der 
Mond  im  Zenith  oder  N’adir,  so  ist  die  Schwere  um  etwa 
ein  Zchnmillionstel  ihres  Werthes  kleiner,  als  bei  auf- oder 
unterg-ehendem  Monde. 

Die  Wirkung  ist  natürlich  entsprechend  geringer  für  diejenigen 
Orte,  in  welchen  der  Mond  bei  seiner  höchsten  Stellung  über  dem 
Horizont  (obere  Culmination)  das  Zenith  nicht  erreicht,  resp.  beim 
Hinabsinken  unter  den  Horizont  (untere  Culmination)  nicht  bis  zum 
Xatlir  gelangt. 

Winl,  wie  für  den  Mond,  jetzt  für  die  Sonne  die  gleiche  Berech- 
nung angestellt,  deren  Masse  gleich  324  479  Erdmassen,  und  deren 
Abstand  von  der  Erdmitte  durchschnittlich  gleich  24fK)0  Erdradien 
ist,  so  beträgt  mit  Beibehaltung  der  frühem  Bezeichnung  die  Sonnen- 
wirkung 


in  E,  C und  D: 
in  A: 


324  479  m 
(24  000)-’  r'^ 
324  479  m 
(23  999)-^  r -’ 


0.000  5G3  33 1 ti 

r- 

0,000  563  378  0 
r- 


324  479  m 
(24  001}-’  r '-’ 


Die  Sonnenwirkung  ist  also 


"!,  0, (WO  563  284  8. 


in  A um:  0,0(W  (MW  047  0 grösser. 


in  B um:  —1,  0,000  000  040  8 kleiner 

als  in  E,  C und  D,  und  um  den  entsprechenden  Betrag,  nämlich  fast  ein 
Zwanzigmilhonstel  ihres  Werthes,  ist  die  Schwere  bei  Culmination 
der  Sonne  kleiner,  als  bei  auf-  oder  untergehender  Sonne.  Mithin 
beträgt  die  Aenderung  der  Schwere  durch  die  Sonne  nur  beinahe  die 
Hälfte  der  vom  Munde  erzeugten  Aenderung. 

Dies  scheint  überraschend,  denn  man  ist  wohl  unwillkürlich  ge- 
neigt, von  der  mächtigen  Sonnenmasse  eine  gröfsere  Wirkung  zu  er- 
warten als  vom  Monde;  und  die  auf  die  Erde  geübte  Anziehung  ist 
auch  wirklich  fast  20tlmal  gröfser  bei  der  Sonne.  Aber  nicht  die 
gesamte  iVnziehuug  kam  für  unsere  eben  vollendete  Rechnung  in  Be- 
tracht sondern  die  Verschiedenheit  ihrer  Ürüfse  an  verschiedenen 
Eritpunkten.  Der  grüfste  Abstand  eines  Erdpunktes  vom  Ertlcentrum. 
also  der  Erdradius,  ist  sehr  klein  im  Verhältnifs  zu  unserer  Ent- 
fernung von  tler  Sonne,  und  darum  kann  die  Sonnenwirkung  nirgend 
auf  der  Enloberfläche  wesentlich  gröfser  oder  kleiner  sein,  als  im 
Erdeentrum.  Dagegen  ist  der  Eidradius  von  erheblichem  Betrage, 


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wenn  er  als  Aenderung  des  Abstandes  zwischen  Erde  und  Mond  er- 
scheint, und  hiermit  in  Uebereinstimmung  fanden  wir  die  vom  Monde 
bewirkten  Aenderungen  der  Schwere  gröfser,  als  die  entsprechende 
Sonnenwirkung. 

Wenn  nun  die  Erde  aus  einem  festen  Kern  bestände,  umgeben 
von  einer  beweglichen  Hülle,  und  wenn  diese  Hülle,  gebildet  durch 
Wasser  und  Luft,  ganz  regelmüfsig  in  concentrischen,  kugelförmigen 
Schichten  den  Kern  umgäbe,  so  müfste  jede  Aenderung  der  .Schwere 
eine  Störung  des  Gleichgewichtes  herbeiführen.  Wie  sich  dies  aus 
dem  physikalischen  Gesetz  von  den  communicirenden  Gefäfsen  er- 
giebt,  lehrt  die  folgende  Erwägung.  Füllt  man  zwei  aufrechte  und 
am  untern  Ende  mit  einander  verbundene  Röhren  mit  irgend  einer 
Flüssigkeit,  so  steht  dieselbe  in  beiden  Röhren  gleich  hoch;  giefst 
man  dagegen  in  die  Röhren  zwei  Flüssigkeiten  von  verschiedener 
Schwere,  so  steht  die  leichtere  Flüssigkeit  in  ihrer  Rühre  um  so  viel 
höher,  dafs  die  Höhen  der  beiden  Flüssigkeitssäulen  sich  zu  einander 
umgekehrt  verhalten,  wie  die  specilischen  Gewichte  der  Flüssigkeiten. 
Ebenso  verläuft  der  Versuch,  wenn  man  wieder  beide  Röhren  mit 
gleicher  Substanz  füllt  und  die  eine  Röhre  mit  ihrem  Inhalt  erwärmt. 
Die  wärraoro  Flüssigkeit  ist  dann  speoifisch  leichter  und  mufs  daher 
in  ihrer  Röhre  entsprechend  höher  stehen,  als  in  der  anderen  Röhre 
die  kältere  Flüssigkeit.  Und  endlich  würde  der  gleiche  Verlauf  auch 
dadurch  zu  stände  kommen,  dafs  bei  gleicher  Füllung  und  gleicher 
Temperatur  beider  Röhren  die  Schwere  in  ihnen  verschieden  grofs 
gemacht  würde,  denn  nun  müfste  auf  .Seiten  der  gröfsern  Schwerkraft 
eine  kürzere  Flüssigkeitssäule  genügen,  um  der  längeni  Säule,  welche 
unter  Wirkung  geringerer  Schwere  steht,  das  Gleichgewicht  zu  halten; 
Eine  kleinere  Menge  schwerer  Substanz  kommt  an  Gewicht  gleich 
einer  gröfsern  Menge  leichter  Substanz. 

Den  letzterwähnten  Versuch  können  wir  uns  auf  folgende  Art 
verwirklicht  denken.  An  einem  Orte  O sei  eine  Rölire  aufrecht  im 
Meere  angebracht,  deren  oberes  Ende  über  ilen  Wasserspiegel  hinaus- 
ragt, während  das  untere  Ende  bis  zum  Meeresboden  reicht  und  dort 
durch  ein  Querstück  mit  einer  zweiten  in  gleicher  Weise  am  Orte  W 
aufgestcllten  verticalen  Röhre  verbunden  ist.  Der  Ort  W liege  west- 
lich von  O,  und  es  sollen  beide  Orte  bei  gleicher  geographischer 
Breite  eine  um  aO“  verschiedene  geographische  lünge  haben.  M'enn 
also  in  O der  Mond  culminirt,  gidit  er  in  W gerade  auf.  Dann  ist 
nach  unserer  vorigen  Betrachtung  die  .Schwere  in  O kleüier  und  in 
\\  gröfser  als  sonst,  also  würde  da.s  M asscr,  mit  welchem  wir  nun  die 


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•213 


Uöhren  gefüllt  denken,  in  O hoher  und  in  W tiefer  stehen,  als  vor- 
iind  nachher.  Geht  der  Mond  auf  seiner  scheinbaren  täglichen  Bahn 
weiter,  so  wird  das  W'asser  in  den  Röhren  ihm  folgen,  in  O sinken 
und  in  W steigen,  bis  der  Mond  in  O untergeht  und  zugleich  in  W 
culminirl,  und  dann  das  Wasser  wieder  nach  O hin  (liefst  Bei  der 
untern  Culmination  für  O und  dem  Monduutergang  in  W ist  die  Ver- 
theilung  wieder  dieselbe,  wie  wir  sie  zuerst  sahen,  und  der  ganze 
Kreislauf  der  Erscheinungen  mufs  bei  einmaligem  scheinbarem  Um- 
lauf des  Mondes  um  die  Ei-de,  d.  h.  in  je  24  Stunden  50  Minuten 
zweimal  stattfinden,  wobei  stets  zur  Zeit  des  Mond-Auf-  und  -Unter- 
ganges das  Wasser  niedrig,  während  der  ohern  und  untern  .\(ond- 
culmination  das  Wasser  hoch  steht 

Statt  des  einen  Paares  aufrechter  Köhren  lienken  wir  uns  nun 
deren  so  viele  neben  einander  aufgestellt,  dafs  sie  das  Meer  völlig 
ausfüllen;  so  wird  also  das  ganze  Meer  an  der  beschriebenen  Bewe- 
gung theilnehmen.  Und  da  die  Rührenwiinde  gar  keine  wesentliche 
Rolle  dabei  spielen,  insofern  die  einzelnen  Wassersäulen  einander 
gegenseitig  stützen  und  aufrecht  erhalten,  so  denken  wir  uns  jetzt  die 
Köhren  ganz  fort  und  erkennen  die  Erscheinung  der  Eluth  und  Ebbe, 
die  sog.  Gezeiten,  als  nothwendige  Folge  der  Massenanziehung,  den 
Mund  bei  seinem  scheinbaren  täglichen  Umlauf  begleitend  und  dabei 
jeden  Ort  der  Erdoberiläche  je  zweimal  berührend. 

Was  vom  Monde  erwiesen  werden  konnte,  gilt  nun  ebenso  auch 
von  der  Sonne,  abweichend  nur  in  zwei  Dingen.  Erstens  ist  die 
Soimenwirkung  kleiner,  und  zwar  nicht  völlig  halb  so  grofs  als  die 
Mondwirkung,  und  zweitens  findet  die  Sonnen-Fluth  und  -Ebbe  je  zwei- 
mal in  24  Stunden  statt,  weil  dies  die  Dauer  dos  scheinbaren  täg- 
lichen Sonnenlaufes  um  die  Erde  ist 

Die  Mondfluth  ist  also  die  stärkere.  Zu  ihr  gesellt  sich  die 
Sounenfluth  mit  einem  zeitlichen  Abstande,  dessen  Betrag  wechselt 
Zweimal  in  jedem  .Monat  fallen  beide  Finthen  zusammen,  nämlich  wenn 
Sonne  und  Mond  von  der  Erde  aus  in  der  gleichen  Richtung  er- 
scheinen, d.  i.  beim  Neumond,  und  wenn  beide  auf  entgegengesetzten 
Seiten  der  Erde  stehen,  also  zur  Zeit  des  Vollmonds,  ln  diesen  beiden 
Zeitpunkten,  welche  man  die  Syzygien  nennt,  ctdrainiren  Sonne  und 
-Mond  zugleich,  beim  Neumond  fallen  ihre  gleichnamigen  (oberen  oder 
unteren)  Cniminationen  zusammen,  beim  Vollmond  die  entgegen- 
iresetzten.  Die  Flutlibewegung  zur  Zeit  der  Syzj'gien  ist  daher  als 
•Summe  von  Mond-  und  Sonnenwirkung  besonders  grofs,  man  be- 
zeichnet sie  als  Springflulh.  Ebenso  oft  findet  natürlich  iler  ent- 


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ai4 

<rfgeiigt?Bftzl4‘  Fall  statt,  nämlich  ZusammeiifuUen  der  Mondfluth  mit 
der  .Sonnenebbe  und  umgekehrt,  wobei  die  wirklich  aiiftretende  Fluth- 
bewegting  der  Differenz  von  Mond-  und  Sonnenwirkung  entspricht. 
Dies  geschieht,  wenn  Sonne  und  Mond  dem  Erdenbewohner  um  einen 
rechten  W’inkel  auseinander  zu  stehen  scheinen,  so  dafs  das  eine 
tiestirn  culminirt,  wenn  das  andere  auf-  oder  untorgeht.  Es  ist  leicht 
ereichtlich,  dafs  diese  Stellung,  welche  man  Quadratur  nennt,  zur 
Zeit  des  Halbmondes  stattlindet,  und  dafs  die  Fluthbewegung  alsdann 
eine  besonders  kleine  sein  mufs.  Demgemärs  bezeichnet  man  sie  als 
Nippfluth. 

Die  hierin  liegende  Verschiedenheit,  nach  welcher  allmonatlich 
zwei  gröfste  (Spring-)  und  zwei  kleinste  (Nipp-)  Fluthen  stattfinden, 
führt  den  Namen  der  halbmonatlichen  Ungleichheit. 

Eine  andere  Ungleichheit  hängt  mit  der  Verschiedenheit  der 
Höhen  zusammen,  in  welchen  die  obere  und  untere  Culmination  der 
Uestime  staufindet.  Wenn  z.  B.  für  den  Ort  A unserer  Figur  der 
Mond  bei  seiner  oberen  Culmination  das  Zenith  erreicht,  so  steht  er 
bei  der  unteren  Culmination  für  A des  gleichen  Tages  im  Zenith  des- 
jenigen Ortes  A,  welcher  mit  A auf  tlem  gleichen  Parallelkreis  und 
um  180®  von  A entfernt  liegt,  also  um  so  weiter  entfernt  vom  Nadir  B 
des  Ortes  A,  je  gröfser  die  geographische  Breite  von  A ist.  Und 
wenn  umgekehrt  die  untere  Mondculmination  für  A im  Nadir,  also 
über  B,  stattfindet,  bleibt  der  Mond  bei  seiner  oberen  Culmination 
über  B um  so  weiter  vom  Zenith  dos  Punktes  A entfernt.  Beides 
geht  aus  der  scheinbaren  täglichen  Mondbahn  hervor,  welche  über 
den  Orten  des  Parallelkroises  A A,  resp.  B B,  hinführt.  Nun  ist  aber 
die  Höhe  der  Fluthbewegung  am  gröfsten,  wenn  die  Culmination  im 
Zenith  resp.  Nadir  stattlindet,  und  um  so  kleiner,  je  weiter  entfernt 
von  diesen  beiden  Punkten  die  Culmination  stattlindet.  Also  können 
ilie  beiden  Flutlien  desselben  Tages  nie  gleich  hoch  sein,  ausgenom- 
men fim  Orte  des  Aequators.  Diese  Verschiedenheit  wird  als  die 
tägliche  Ungleichheit  der  (Jozeiten  bezeichnet,  und  ihr  Betrag 
wächst,  wie  leicht  einzusehen  ist,  mit  der  geographischen  Breite. 

Als  fernere  Ungleichheiten  seien  noch  diejenigen  erwähnt,  welche 
aus  der  wechselnden  Deklination  von  Sonne  und  Mond  und  der  hier- 
aus entstehenden  Acnderung  in  der  Culnünationshöhe  hervorgehen, 
sowie  die  Imterschiede  der  Oezoitenhöhe,  welche  dem  Wechsel  des 
.\bstandos  der  Eitle  von  Sonne  und  Mond  entsprechen.  In  der  oben 
ausgeführten  Berechnung  wurden  die  Mittelwerthe  dieser  Abstande 
zu  Grunde  gelegt;  eine  genauere  Berücksichtigung  der  zeitlich  wechseln- 


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215 


den  Entfernungen  raüfste  ebenfalls  zeitliche  Ungleichheit  der  Flulh- 
höhen  ergeben. 

Was  endlich  die  Höhe  der  Fluthbewegung  betriITt,  so  haben  wir 
ja  berechnet,  dafs  die  Schwere  um  ein  Zehnmilliontel  ihres  Werthe.» 
durch  die  Mondwirkung  verändert  werden  kann.  Um  den  gleichen 
Bruchtheil  mufs  sich  naturgemäfs  auch  die  Höhe  der  Wassersäule  in 
<len  vorher  betrachteten  Köhren,  mithin  auch  die  Moeresliefe  über- 
haupt ändern.  Dies  wüi-de  ein  Uurohschnittswerth  sein,  denn  zur 
Mondwirkung  tritt  zwar  die  Sonnenwirkung  hinzu,  aber  abwechselnd 
als  Vennehrung  oder  Verminderung,  so  dafs  die  dm-chschnittliche  Fluth- 
hühe  dadurch  nicht  beeinflufst  wiril.  Dieselbe  (irscheint  also  als  eine 
von  der  Meerestiefe  abhängige  Uröfse.  Wäre  die  Erde  von  einer 
gleichraäfsigen  Wasserschioht  bedeckt,  deren  Tiefe  etwa  7 Kilometer 
betrüge,  so  wäre  die  Fluthhöhe,  d.  h.  der  Unterschied  des  Wasser- 
spiegels bei  Fluth  und  bei  Ebbe,  ü,7  Millimeter  unter  der  Voraus- 
setzung, dafs  der  Mond  im  Zenith  cuhninirtc.  Wenn  zugleich  auch 
die  Sonne  im  Zenith  oder  Xadir  oulminirte,  könnte  als  höchstmöglicher 
Betrag  etwa  1 Millimeter  ausgerechnet  werden.  In  Wirklichkeit  finden 
wir  aber  ganz  andere  Verhältnisse  vor,  denn  überall  ist  die  gemessene 
Fluthhöhe  viel  gröfser;  auf  einzelnen  einsam  hegenden  Inseln  beträgt 
die  Fluthhöhe  70  cm,  (St.  Helena,  Ascension),  im  Uolf  von  St.  Malo  er- 
reicht sie  14  bis  15  m,  in  der  Fundy-Bay  über  21  m.  Und  dabei  ist 
namentlich  in  der  Nähe  der  Küsten,  wo  doch  vorzugsweise  hohe 
Finthen  auftreten,  die  Meerestiefe  viel  geringer,  als  die  von  uns  an- 
genommene Zahl  von  7 Kilometern. 

Es  ist  eben  in  Wirklichkeit  nicht,  wie  wir  vereinfachend  an- 
nahmen,  das  Meer  gleichmäfsig  über  die  Erdoberfläche  verbreitet, 
sondern  in  wechselnder  Tiefe  und  durch  Ländermassen  unterbrochen. 
Demnach  kann  die  Fluthwelle  nicht  ungehindert  nach  Westen  mit 
.Mond  oder  Sonne  forlschreiten,  sondern  sie  wird  duroh  die  Form  des 
Meeresbodens  vielfach  verändert  und  abgelenkt,  sie  brandet  ferner 
gegen  die  üstküsten  der  Coutinente  und  mufs  an  diesen  entlang  .\us- 
wege  suchen,  es  vereinigen  sich  auch  vielfach  primäre  mit  abgelonk- 
len  Fluthbewegungen,  und  so  entsteht  eine  Desamtheit  von  Fluth- 
erscheinungen,  die  nur  auf  dem  hohen  Meere  den  vorausgehenden 
Betrachtungen  einigermafsen  entspricht.  Da  man  aber  auf  hoher  See 
keine  genauen  Fluthmessungen  anstellen  kann,  sondern  dazu  eines 
auf  dem  Lande  liegenden  Vergleichspunktes  bedarf,  so  sind  alle  unsere 
Messungen  der  Fluthhöhe  auf  die  Nähe  der  Conbnente  oder  Instdn 
beschränkt.  Und  auch  die  kleinste  Insel  setzt  eine  flache  Stelle  im 


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:i!Ö 


Meer  voraus,  denn  sie  ist  ja  der  über  den  Wasserspiegel  emporragende 
(iipfel  eines  auf  dem  Meeresboden  stehenden  Berges.  Somit  ist  die 
(Jestalt  des  Meeresbodens  unregelmüfsig  und  die  (Jezeitenhöhe  eine 
andere  in  der  Nähe  von  Inseln,  als  auf  hohem  Meere  bei  erheblicher 
und  gleichmiifsiger  Tiefe.  Wo  aber  die  westwärts  schreitende  Flutli- 
welle  von  einer  Küste  an  der  Fortbewegung  gehindert  wird,  da  steigt 
das  Wasser,  welches  ja  etwa  (5  Stunden  lang  von  Osten  herbeiströnU, 
höher  und  sinkt  bei  der  entgegengesetzten  Bewegung  der  Ebbe  nach- 
her auch  tiefer,  als  bei  freier  Bewegung  im  offenen  Meere.  Ebenso 
wird  bei  nur  theilweiser  Hinderung  des  Fortaohreitens  durch  flache 
Meereslheile  die  Flutlihöhe  g^üfser  ausfallcn  müssen,  als  in  gloich- 
mäfsiger  Tiefe.  Die  Oesamtheit  der  wirklichen  üezeiten  mit  ihren 
ursprünglichen,  abgelenkten  und  reflectirten  Strömungen,  die  alle  je 
nach  dem  Ort  ihres  Zustandekommens  und  der  Dauer  ihres  Verlaufs  ver- 
schieden sind,  theoretisch  herzuleiten,  erscheint  nicht  ausführbar.  Man 
bat  aber  auf  Grund  der  Erfahrung  genaue  Angaben  über  die  Hohe 
und  Einirittszeit  der  Fluthwelle  an  allen  irgendwie  wichtigen  Küsten- 
punkten zusammengestellt  und  bezeichnet  darin  als  Flutlihöhe  den 
mittlern  Unterschied  der  Wasserstände  bei  Fluth  und  bei  Ebbe,  sowie 
als  Hafenzeit  diejenige  Dauer,  um  welche  die  höchste  Fluth  gegen 
die  Mondculmination  verspätet  ist.  Wie  sehr  die  Hafenzeit  von  der 
Küstenform  abhängt,  bedarf  nach  dem  Vorhergehenden  wohl  keiner 
Erläuterung. 

Dagegen  ist  es  vielleicht  von  Interesse  zu  sehen,  wie  das  Fehlen 
einer  erheblichen  Gezeitenbewegung  in  der  Ostsee  aus  den  vor- 
stehenden Erwägungen  folgt.  Wäre  die  Ostsee  kein  Binnenmeer, 
sondern  ein  Theil  des  Oceans,  so  würde  wegen  ihrer  Kleinheit  die 
ganze  Fläche  beinahe  gleichzeitig  von  der  nämlichen  Gezeitenphase 
erreicht  iverden.  Der  gröfste  in  Betracht  kommende  Zeitunterschied 
(etwa  Petersburg-Kopenhagen)  beträgt  weniger  als  1*/)  Stunde,  also 
können  bedeutende  Unterschiede  in  der  Schwerkraft  und  in  der  Höhe 
des  Wasserstaudes  zu  keiner  Zeit  auftreten,  vielmehr  würde  die  ganze 
Ostsee  auch  bei  offener  Verbindung  mit  dem  Ocean  immer  nahezu 
den  gleichen  Wasseretand  in  allen  ihren  Thoilon  haben  und  könnte 
fast  nur  als  Ganzes  auf-  und  niederschwanken.  Diese  Möglichkeit  ist 
aber  wiederum  ausgeschlossen  durch  die  umgebenden  läindermassen, 
welche  jeden  Zu-  und  Abfluss  beinahe  vollkommen  hindern,  denn  nur 
gegen  Westen  hin  ist  ja  eine  überdies  noch  recht  unbedeutende  Ver- 
bindung mit  dem  Ooeaii  vorhanden.  Und  daraus  geht  hervor,  dafs 
die  Ostsee  nur  sehr  geringe  Fluthbewegung  haben  kann.  In  Ueber- 


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217 


finstimrming  hierinit  ergiebt  die  Erfahrung,  dafs  die  Jlöhe  des  Kluth- 
«echsels,  als  Mittelwerth  aus  vielen  einzelnen  Pegelmessungen  be- 
rechnet, in  Wismar  9 Centimeter  beträgt,  in  Travemünde  8,  auf  Rügen 
3—4,  in  Swinemündo  3,  in  Memel  nur  1 Centimeter,  also  mit  wachsen- 
der Entfernung  von  der  Nordsee  (nach  Osten  hin)  immer  kleiner  wird.') 


')  Hagen,  Abliamll.  it.  Kgl.  Ak.  <1.  Wis».  zu  lli'rliii,  tS.'iT.  .Mathem.  .\bli. 
23— 3!l. 


(Sclilufs  folgt.) 


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Die  Untersuchungen  Montignys  über  das  Funkeln 
der  Sterne. 

Von  Dr.  L.  de  Ball,  Astronom  an  der  Sternwarte  zu  Lüttich. 
tSclihir>.) 

r ftus  den  Beohaclitiing'en  abgeleitete  Thatsaohe,  dafs  das  Funkeln 

■ i cre  durch  atmosphiirische  ^’erhiiltnisse  beeinflufst  wird,  hat  nichts 
Auffiilliges  an  sich;  büchst  merkwürdig  aber  ist  die  Erscheinung, 
dafs  auch  bei  dem  Auftreten  magnetischer  Störungen  ein  auffallendes 
Wachsen  der  Intensität  des  Funkeins  eintritt.  Schon  einige  Beobachter 
im  hohen  Norden  fanden  aus  Beobachtungen  mit  blofsera  Auge,  dafs 
zur  Zeit  eines  Nordlichtes  die  Sterne  viel  lebhafter  funkeln  als  sonst- 
Dies  wurde  von  Prof.  Montigny  mit  Hülfe  des  Scintillomolers  ge- 
legentlich der  Nordlichter  vom  5.  April  1870,  I.  Jtini  1878,  3.  Januar 
ISSl  und  2.  Oktober  1882  vollatil  bestätigt.  Es  ergaben  sich  die 
folgenden  Werthe  für  die  Intensität  des  Funkeins  am  Abende  de.-^ 
Nordlichtes  und  an  dem  diesem  folgenden  oder  vorhergehenden  Abende 
ohne  Nordlicht ; 


InUii-^iiüt 

Ftink^lns. 

1870, 

April  5. 

Nonlliclit 

90 

V,  6. 

69 

1878, 

.luni  1. 

Nordlicht 

72 

Mai  31. 

58 

1881, 

Januar  31. 

Nordlicht 

HO 

Februar  1. 

5.5 

18.S2, 

Üctober  2. 

Nordlicht 

131 

3. 

71 

Es  bedarf  aber  nicht  des  Nordlichts,  um  die  Intensität  des  Fun- 
keins wachsen  zu  lassen,  sondern  jede  aiiflretende  magnetische  Störung 
genügt,  um  diese  Wirkung  hervorzubringen.  Auf  diese  Erscheinung 
wurde  Montigny  zuei-st  im  Juli  1881  aufmerksam,  wo  er  am  2.  d.  MO. 
inmitten  einer  trockenen  Periode  einen  hohen  Werth  für  die  In- 
tensität (95)  beobachtete,  während  diese  sich  am  1.  nur  zu  29  und  am  4. 
idem  nächstfolgenden  Beobachtungstage)  zu  26  ergeben  hatte.  Der 
Zustand  der  Atmosphäre  liefs  dieses  Anwachsen  der  Intensität  nicht 


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erklären,  doch  das  metcorologischo  Bulletin  vom  4.  Juli  enthielt  die 
Notiz,  dafs  jferade  zur  Zeit  der  Beobachtunjren  Montignys,  am  2.  Juli 
eine  starke  magnetische  Störung  stattgofimdeii  hatte.  Wenige  Tage 
ilarauf,  am  12.  Juli  fand  wiederum  ein  sidohos  sonderbares  Zusaminen- 
ireffen  statt.  Am  11.  Juli  war  die  Intensität  .‘17,  am  12.  Juli  120  unil 
am  13.  Juli  30;  dabei  war  die  Witterung  trocken,  die  laift  ruhig,  aber 
abermals  hatte  nach  den  späteren  .Mittheilungen  ilcr  Brüsseler  Stern- 
warte — zur  Zeit  der  Montignysohen  — Beobachtungen  vom  12.  Juli  — 
die  Magnetnadel  eine  starke  Abweichung  von  ihrer  normalen  I.Age  er- 
fahren. Die  Nach  forsc  hu  Ilgen,  ob  vielleicht  zu  den  genannten  Zetten  in 
nördlichen  Gegenden  ein  Nordlicht  beobachtet  worden  wäre,  gaben  nega- 
tive Resultate,  und  dies  veranla.sste  nun  Montigiiy  unter  seinen  zwischen 
I8H1  und  1883  angestellten  Beobachtungen  diejenigen  aufzusuohen, 
welche  mit  dem  .\uftreten  einer  magnetischen  Störung  zusaminenge- 
fallen  waren.  Diese  Beobachtungen  wurden  in  zwei  Gruppen  getheilt, 
jimachdem  sie  bei  trockener  oder  bei  feuchter  Witterung  ungestellt 
waren;  eine  Beobachtung  wurde  als  der  ersten  Gruppe  angehörig  be- 
trachtet, wenn  weder  am  Tage  der  Beobachtung  selbst,  noch  an  einem 
der  zwei  folgenden  Tage  Hegen  gefallen  war.  Die  Hesultate  sind  von 
Moiitigny  mit  grofser  Ausführlichkeit  mitgetheilt,  doch  müssen  wir 
uns  hier  darauf  beschränken  nur  das  folgende  Täfelchen  wioderzu- 
geben  (fnlluence  des  perturbations  magnetitjues  sur  la  scintillation  des 
etoiles  p.  30); 


1 . Trockene  Periode. 

Intensität  des  Kunkrlns 


2.  Regnerische  Periode. 
Intensität  des  Fnnkclns 


Am  T«en  einer 
niAipaetierheD  Störung 

an  beoAchbatieu 
Tagen 

am  Tage  einer 
oiaguetifo&cn  Httiruug 

an  benachbarten 
Tagen 

INS],  31. 

Jan. 

110 

1881,  1. 

Febr. 

.'i5 

1881,  18.  Nov. 

lis 

1881,  17.  Nov. 

IIU 

4. 

Juni 

43 

3. 

Juni 

::o 

23.  „ 

IUI 

24.  „ 

91 

Juli 

95 

1. 

Juli 

lM» 

1882,  20.  April  144 

18.S2,  19.  April 

U4 

12. 

120  ' 

11. 

:u 

1.  Mai 

1.70 

30. 

1.39 

8. 

Xov. 

8.7 

9. 

Nov. 

•i'2 

1.  Ort. 

102 

3.  Oct. 

71 

2,3. 

Doc. 

129 

Der. 

74 

.> 

130 

3.  ,. 

71 

t.v>2,  li. 

Fcbr. 

77 

1-S82,  S. 

Febr. 

Mi 

1H8.'».  2.V  Jan. 

IHO 

I8.S3,  23.  .lan. 

II8 

9. 

März 

100 

8. 

März 

sj 

Nfärz 

122 

>8.  März 

81 

IS-Si,  3. 

Febr. 

1.5.5 

IStCt,  .5. 

Febr. 

24.  April  ir»N 

25.  „ 

.79 

3.  .\  pnl  911 
21.  Mai  4ß 
_15j_SepU^_6^ 
1 . . . 101 


(Morgena) 

.'i.  Febr.  48 
(Abeods) 

4.  April  4G 
22.  Mai  2(i 
14.  Sept.  2fi 


8.  ,Iuli  l.i.S 


.10.  „ 137  29. 

19.  Scpl.  112  17. 

2.7.  Oft.  144 lA 

. . 141  ; Mittel 

Differenz  der  Mittel 
51 


Differenz  der  Mittel: 
51 


29.  „ 1)7 

1 7.  Sept.  70 
14.  Ocl.  tut 
1 ...  90 


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220 


Zu  den  der  trockenen  Periode  angelibrigen  Benbaclituniren  ist 
Folgendes  zu  bemerken.  Die  am  2.,  3.,  4.  und  5.  Juni  1881  beobach- 
teten Intensitäten  sind  bez.  25,  30,  43,  58;  am  6.  Juni  tritt  Regen  ein 
und  eine  c^t'klonisobe  Bewegung  passirt  Belgien.  Diesen  letzteren  Um- 
ständen kann  also  das  überhaupt  unbedeutende  Steigen  der  Intensität 
zugeschrieben  werden.  Die  im  Februar  1883  gemachten  Beobachtungen 
stehen  unter  dem  Einflüsse  von  anscheinend  erheblichen  Depressionen; 
am  5.  Februar  Morgens  wurden  zwar  die  Unregelmäfsigkeiten  der 
Curven  des  Magnetographen  viel  geringer  (sie  bestehen  also  doch 
noch!),  aber  gleichzeitig  scheint  sich  auch  die  Atmosphäre  beruhigt  zu 
haben.  Ferner  wurden  am  31.  Januar  1881  und  4.  Februar  1883  in 
Brüssel  ein  Nordlicht  beobachtet,  am  8.  März  1882  im  Bottnischen 
Meerbusen.  Endlich  liegt  um  8.  März  eine  Depression  im  Norden 
Skandinaviens,  am  9.  im  Norden  Schottlands,  so  dafs  es  wenigstens 
l'raglich  erscheint,  ob  das  nur  schwache  Zunehmen  der  Intensität  des 
Funkeins  nicht  von  dem  Näherrücken  der  Depression  herrührt.  — 
Sieht  man  nun  von  den  genannten  Fällen  ab,  so  bleiben  doch  noch 
8 Fälle  übrig,  die  uns  mit  gröfsorer  oder  geringerer  Wahrscheinlich- 
keit den  Grund  des  Wachsens  der  Intensität  des  Funkeins  in  dem 
Auftreten  einer  nicht  gleichzeitig  von  einem  Nordlicht  begleiteten 
magnetischen  Störung  suchen  lassen. 

Die  in  eine  regnerische  Periode  fallenden  Beobachtiuigen  stehen 
sämtlich  tmjer  dem  Eänfltisse  von  Depressionen,  und  wenn  es  auch 
schon  in  einigen  Fällen  scheint,  als  ob  man  eine  gröfsere  Intensität 
des  Funkeins  auf  Rechnung  einer  magnetischen  Störung  setzen  kann, 
so  nöthigt  in  der  Mehrzahl  der  Fälle  nichts,  in  der  Aenderung  der 
Intensität  etwas  Anderes  als  den  Einflufs  einer  Depression  bez.  des 
Verschwindens  derselben  zu  suchen.  So  wird  z.  B.  für  den  23.  No- 
vember 1881  eine  merkbare  Störung  der  Magnehiadel  zur  Zeit  der 
Beobachtung  gemeldet;  gleichzeitig  ist  eine  tiefe  Depression  vor- 
handen, deren  Centrum  am  22.  bei  den  Shetlands  Inseln  lag  und  sich 
von  da  nach  Nordosten  bewegte;  die  Höhe  des  zwischen  dem  23.  und 
24.  Morgens  gefallenen  Regens  ist  7.  1 mm.  Am  24.  herrschte  in 
Centraleuropa  schönes  Wetter.  Ferner  ist  am  23.  Januar  1883  der 
Luftdruck  in  ganz  Eumpa  stark,  doch  herrscht  auf  dein  .Vtlantischeu 
Ocean  zur  Seite  von  Scliottland  niedriger  Baromelerdruck.  Das 
Bulletin  vom  25.  meldet,  dafs  der  Sturm,  der  am  24.  im  Westen 
wüthete,  sich  auf  den  gröfsten  Theil  von  Europa  ausdehnte.  Im  ersten 
Beispiel  tritt  also  nach  einer  stürmischen  Witterung  die  Ruhe  ein,  im 
zweiten  folgt  auf  Ruhe  der  Sturm;  im  ersten  Falle  nahm  die  Intensität 


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221 


lies  Fimkelns  ab,  im  zweiten  zu,  ganz  so,  wie  das  von  Montigny 
auch  bei  Gelegenheit  von  Depressionen,  welche  nicht  mit  einer  mag- 
netischen Störung  zusammenfielen,  beobachtet  wurde.  Wir  müssen  es 
uns  hier  versagen,  alle  von  Montigny  zum  Beweise  des  Einflusses 
einer  magnetischen  Störung  auf  das  Funkeln  angeführten  Beispiele 
durchzugeheu ; die  erwähnten  genügen,  um  zu  zeigen,  dafs  seine  Be- 
weisrührung stellenweise  an  Strenge  zu  wünschen  übrig  liifst. 

Die  am  Schlüsse  der  obigen  Tafel  gegebenen  Mittelzahlen  und 
ihre  Differenzen  sollen  nach  Montigny  den  Schlufs  begründen,  dafs, 
im  Mittel  aus  einer  hinreichend  grofsen  Zahl  von  Beobachtungen,  iler 
Zuwachs  der  Intensität  des  Funkeins  an  solchen  Tagen,  an  denen  eine 
magnetische  Störung  stattfindet,  gegenüber  den  benachbarten  Tagen 
ohne  magnetische  Störung,  derselbe  ist,  sei  es,  dafs  die  Beobachtungen 
in  eine  trockene  oder  in  eine  regnerische  Periode  fällen.  Von  den  man- 
cherlei, theilweise  in  den  vorigen  Bemerkungen  begründeten  Einwänden, 
welche  sich  gegen  diesen  Schlufs  machen  lassen,  wollen  wir  hier  nur 
einen  erwähnen.  Da  sich  die  Aenderung  der  Intensität  des  Funkeins  für 
eine  Reihe  der  zur  regnerischen  Periode  gehörigen  Beobachtungen 
zum  Theil  wenigstens  aus  dem  Einflüsse  einer  Depression  erklären 
läfst  und  nicht  ganz  der  magnetischen  Störung  zugeschrieben  werden 
kann,  so  hätte  Montigny  aus  dem  Umstande,  dafs  der  von  beiden 
Ursachen  herrührende  Zuwachs  der  Intensität  des  Funkeins  in  einer 
Regenperiode  derselbe  ist  als  zu  einer  trockenen  Zeit,  schliefsen 
müssen,  dafs  der  von  der  magnetischen  Störung  bewirkte  Zuwachs 
zu  ersterer  Zeit  kleiner  ist  als  zu  der  zweiten,  ln  Wirklichkeit 
gestatten  die  Beobachtungen  weder  den  einen  noch  den  andern 
Schlufs. 

Herr  Prof.  Montigny  erörtert  noch  die  Frage,  ob  im  Mittel 
aus  vielen  Beobachtungen  die  Intensität  des  Funkeins  dieselbe  ist  für 
die  verschiedenen  Himmelsrichtungen.  Dieser  Untersuchung  liegen 
alle  Beobachtungen  zu  Grunde,  welche  Montigny  von  1880  an  ge- 
macht hat,  d.  h.  seit  der  Zeit,  wo  zuerst  die  Himmelsgegend,  in  der 
die  Beobachtung  geschah,  im  Tagebuche  verzeichnet  wurde.  Die  Zahl 
der  Beobachtungsabende  beläuft  sich  bis  Endo  1888  auf  98(1.  Aufser 
den  Gesamtmitteln  wurden  noch  Partialmittel  gebildet  für  die  in  eine 
trockene  Periode  fallenden  Beobachtungen  und  für  177  mit  einer  De- 
pression coincidirende,  wenn  dabei  die  Intensität  des  Funkeins 
den  Werth  120  überstiegen  hatte. 

So  ergab  sich: 


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2-22 


Miniere  Intensität  des  Funkeins 


Norden 

Osten 

Süden 

Westen 

Altende 

Bei  trockener  Witterung  . . 77 

(19 

titi 

65 

.127 

tihneUnlerschiedderWitterung  107 

95 

90 

89 

986 

Hei  Depressionen 170 

149 

141 

i:i6 

177 

Hierbei  ist  zu  bemerken,  dafs  für  die  Richtung  N'ordeii  alle  Be- 
obachtungen zugezogen  sind,  welche  zwischen  Xordwest  und  Xordost 
ungestellt  sind;  eine  entsprechende  Bemerkung  gilt  für  die  übrigen 
Richtungen. 

Die  zu  der  trockenen  Periode  gehörigen  Beobachtungen  wurden 
auch  nach  .lahreszeitun  geordnet  und  gaben  dann  die  folgenden  Mittel- 
werthe: 

Intensität  des  Funkeins  bei  trockener  Witterung  im 


Norden 

Osten 

Süden 

Westen 

Mittel 

Mittlere 

Temperatur 

Frühjahr 

. . 77 

6:i 

60 

59 

64 

9®.5 

Sommer 

. . 68 

56 

54 

57 

58 

17“.8 

Herbst  . 

. . 76 

72 

72 

64 

71 

10".7 

Winter  . 

. . 89 

87 

78 

82 

84 

6".l 

Mittel:  77 

69 

66 

tiä 

Die 

vorstehenden  Zahlen 

lassen  w 

icHlfrum 

das  starke 

Anwachsen 

der  Intensität  bei  feuchter  Witterung  und  namoutlich  bei  Depressionen 
erkennen,  ferner  den  Einflufs  der  Temperatur,  indem  für  jede  Himmels- 
richtung ilas  Funkeln  im  Sommer  bedeutend  geringer  ist  als  im 
Winter.  Mau  erkennt  auch,  dafs  im  allgemeinen  die  Intensität  des 
Fuiikelns  keine  grofsen  von  der  Himmelsgegend  abhängigen  Unter- 
schiede aufweist;  nur  für  die  Richtung  Norden,  d.  h.  für  die  zwischen 
Nordwesten  und  Nortlosteti  liegenden  Richtungen  scheint  ein  Wachsen 
der  Intensität  slattzuhaben.  Namentlich  stark  zeigt  sich  diese  Erschei- 
nung bei  den  177  Depressionen,  und  wird  speziell  für  diese  von 
.\lontigny  mit  dem  Umstande  begründet,  dafs  dieselben  in  der  über- 
wiegenden Anzahl  nördlich  von  Belgien  passiren.  Ein  Maximum  der 
Intensität  des  Funkeins  im  Nonien  zeigt  sich  aber  auch  bei  den  Beob- 
achtungen, welche  in  eine  trockene  Periode  fallen.  Diesen  Uiustaml 
sucht  Montigny  durch  die  .\nnahme  zu  erklären,  die  nach  Noi-den  ge- 
legenen höheren  Luftschichten  seien  merklich  kälter  als  die  übrigen 
Nun  ist  aber  zufolge  der  genannten  Beobachtungen  die  Intensität  des 
Funkeins  im  Norden,  gegenüber  der  nach  anderen  Richtungen  hin  stail- 
lindenden,  um  10  Einheiten  gröfser,  und  dem  würde  nach  der  früher  gegi- 
benen  Tafel,  welche  die  Abhängigkeit  der  Intensität  von  der  Temperatur 


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22:! 


zeigt,  ein  Teraperaturunterschied  der  entspreclieiideii  Ijuftschichlen  von 
melireron  Graden  entsprechen!  nichtiger  dürfte  es  sein,  zur  Erklärung 
des  stärkeren  Funkeins  der  Sterne  im  Norden  diejenigen  Depressionen 
lieranzuziehen,  welche  nicht  von  Niederschlägen  begleitet  waren  und 
welche,  wenn  sie  schon  die  Intensität  des  Funkeins  steigerten,  diese 
doch  nicht  den  hohen  Worth  120  erreichen  liefsen;  alle  zur  Zeit 
solcher  Depressionen  angestellten  Beobachtungen  sind  ja  als  einer 
trockenen  Feriode  angehörig  betrachtet  und  nur  diejenigen,  welche  die 
Intensität  bis  über  120  wachsen  liefsen,  sind  oben  besonders  be- 
handelt worden.  In  der  Mehrzahl  der  Fälle  aber  kommen  uns  die 
Depressionen  von  Westen  und  Nord  westen  zu,  und  das  Minimum 
zieht,  wie  schon  bemerkt,  vielfach  nördlich  von  uns  vorbei;  da- 
bei ist  zufolge  der  Montignyschen  Beobachtungen  das  Funkeln 
nach  der  Richtung,  wo  das  Minimum  liegt,  bezüglich  nach  den 
benachbarten  Richtungen,  besonders  lebhaft.  Aufsordem  ist  auch 
noch  daran  zu  erinnern,  dafs  verschiedentlich  in  nördlichen  Gegenden 
ein  Nordlicht  sichtbar  ist,  ohne  dafs  wir  hier  dasselbe  als  solches  er- 
kennen; das  schliefst  aber  nicht  aus,  dafs  das  Scintillometer  seine  An- 
wesenheit durch  vermehrte  Intensität  des  Fimkelns  nach  Norden  hin 
verräth.  — Montigny  will  in  den  Zahlen  des  letzten  Täfelchens  noch 
andere  Gründe  zu  der  Annahme  erblicken:  „dafs  selbst  zu  den  für 
iistronomischo  Beobachtungen  günstigsten  Zeiten  die  Temperatur  der 
höheren  Luftschichten  (oberhalb  Brüssel)  streiign  genommen  nicht  die- 
selbe sei  für  alle  Himmelsrichtungen“  und  er  wirft  dann  die  Frage 
auf,  ob  nicht  die  astronomische  Refraktion  aufser  von  tler  Zenith- 
distanz auch  von  dem  .\zimuth  des  Sternes  abhänge.  Es  ist  aber 
klar,  dafs,  wenn  man  aus  dem  Umstande,  dafs  die  beobachteten  Werthe 
der  Intensität  für  die  einzelnen  Himmelsgegenden  nicht  genau  die- 
selben sind,  einen  Schlufs  auf  die  verschiedene  Temperatur  der  höheren 
Luftschichten  nach  verschiedenen  Azimuthen  ziehen  will,  man  die 
Sicherheit  jener  Werthe  zu  untersuchen  und  zu  beweisen  hat,  dafs 
die  vorhandenen  unbedeutenden  Unterschiede  nicht  auf  anderem  Wege 
erklärt  werden  können.  Bezüglich  der  Sicherheit  der  Resultate  sei 
noch  folgendes  bemerkt.  Die  im  letzten  Täfelchen  von  Montigny 
angeführten  mittleren  Temperaturen  der  Luft  in  Brüssel  sind  abgeleitet 
aus  den  meteorologischen  Beobachtungen  der  Brüsseler  Sternwarte 
von  1833 — 1883;  auf  Grund  dieser  Zahlen  und  der  für  die  Inten- 
sität gefundenen  Werthe  stellt  .Montigny  die  Behauptung  auf,  dafs 
die  mittleren  den  vier  .Jahreszeiten  entsprechenden  Intensitäten  des 
Funkeins  regelmöfsig  den  Veränderungen  der  mittleren  Temperatur 

llimnH’I  lind  Rrdc.  II.  5.  la 


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224 


derselben  Nun  ist  aber  nach  Obigem  die  mittlere  Temperatur 

der  Luft  im  Herbst  um  1''.2  höher  als  im  Frühjahr;  die  Intensität  des 
Funkeins  roüfste  somit  im  Herbst  geringer  sein  als  im  Frühjahr,  wäh- 
rend sie  nach  den  Beobachtungen  Montignys  um  7 Einheiten  gröfser 
ist.  Sollte  sich  nun  ergeben,  dafs  von  den  dem  Herbst  und  Frühjahr 
entsprechenden  mittleren  Temperaturen  zur  Zeit  der  Mon lignyschen 
Beobachtungen  ebenfalls  die  erstere  höher  ist  als  die  zweite,  so  wür- 
den die  von  Montigny  abgeleiteten  mittleren  Worthe  <ler  Intensität 
mit  der  bekannten  Thatsache  im  Widerspruch  stehen,  dafs  die  Inten- 
sität des  Funkeins  abnimmt,  wenn  die  Temperatur  der  Luft  steigt, 
und  man  wird  geneigt  sein,  diesen  Widerspruch  weniger  den  Beob- 
achtungen selbst  als  dem  Mangel  einer  strengen  Bearbeitung  der- 
selben zur  La.st  zu  legen.  — Zum  Schlüsse  ist  noch  zu  erwähnen, 
dafs  Montigny  genöthigt  war,  seine  Beobachtungen  in  der  Nähe 
einer  grofsen  Stadt  anzustellen;  dieser  Umstand  ist  namentlich  mifs- 
lich,  wenn  es  sich  um  so  feine  Untersuchungen  wie  das  Verhalten 
des  Funkeins  nach  verschiedenen  Himmelsgegenden  handelt. 

Indem  wir  hiermit  die  Besprechung  der  hauptsächlichsten  Arbeiten 
Montignys  über  seine  mit  dem  Scintillometer  angeslellten  Beobach- 
tungen beschliefsen,  geziemt  es  sich  wohl,  bewundernd  die  grofse 
Ausdauer  anzuerkennen,  mit  der  Herr  Prof.  Montigny  sich  nun  schon 
seit  19  Jahren  den  betrachteten  Untersuchungen  hingiebt  Zum  Tlieil 
liefern  diese  zwar  nur  eine  Bestätigung  von  bekannten  Thatsachen, 
doch  haben  sie  auch  einige  neue  Ergebnisse  zu  Tage  gebracht  und 
enthalten  aufserdem  für  spätere  Forschungen  mehrere  werthvolle 
Fingerzeige.  Das  von  Montigny  erfundene  Scintillometer  orgiebt 
sich  nach  allem  als  ein  brauchbares  Instrument;  zieht  man  dabei  die 
grofse  Einfachheit  seiner  Constniktion  und  die  Leichtigkeit  seiner 
Handhabung  in  Betracht,  so  ist  es  gewifs  zu  wünschen,  dafs  das 
Scintillometer  eine  weitere  Verbreitung  finden  möge,  namentlich  im 
Kreise  der  Liebhaber  der  Wissenschaft,  für  die  es  wie  geschaffen  er- 
scheint. Es  ist  keine  Frage,  dafs  eine  mit  Sorgfalt  und  Umsicht  aiis- 
geführte  Beobachtungsreihe  und  eine  daran  sich  anschliefsende  ein- 
gehende Diskussion  manche  für  die  reine  Wissenschaft  sowohl  als 
für  die  Wetterpn)gnose  und  damit  fiir  das  praktische  lieben  wichtige 
Resultate  ergeben  würde.  Wie  man  aus  dem  Inhalte  des  vorstehenden 
Artikels  erkennt,  hat  Montigny  seinen  Nachfolgern  vieles  zu  thun 
übrig  gelassen.  Man  darf  sich  vor  allem  nicht  mit  dom  Nachweise 
begnügen,  dafs  die  Beobachtungen  mit  dem  Scintillometer  den  theil- 
weise  bereits  bekannten  Einilufs  von  gewissen  Bedingungen  auf  das 


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225 


Funkeln  bestätigen,  sondern  mufs  mit  Hülfe  der  Beobachtungsdaten 
das  Gesetz  dieses  Einflusses  zu  entdecken  suchen.  In  mehreren  Fällen 
wird  eine  passende  Oruppirung  der  Beobachtungen  zunächst  zu  Nähe- 
rungsformeln für  die  Wirkung  einiger  der  verschiedenen  Ursachen 
führen;  mit  ihrer  Hülfe  läfst  sich  dann  bei  ungleichartigen  Beobach- 
tungen der  Einflufs  der  bereits  betrachteten  Ursachen  mehr  oder 
weniger  eliminiren,  und  indem  man  so  mit  den  einfachsten  Fällen  be- 
ginnend zu  komplicirteron  fortschreitet,  wird  man  in  der  Verbindung 
der  Beobachtungen  untereinander  die  Mittel  erlangen,  die  bereits  ge- 
wonnenen Ilesultate  zu  verfeinern  und  neue  abzuleiten.  Dafs  sich  bei 
diesen  Untersuchungen  über  eine  von  so  manchen  und  theilweise  gleich- 
zeitig wirkenden  Ursachen  abhängendo  Erscheinung  der  Forschung 
mitunter  grofse  und  unter  Umständen  augenblicklich  vielleicht  unüber- 
Bteigliche  Schwierigkeiten  in  den  Weg  legen  worden,  liegt  in  der 
Natur  der  Sache;  doch  bildet  diese  Aussicht  nur  einen  Sporn  mehr, 
die  Arbeit  zu  beginnen. 


15* 


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Die  Urania  nach  ihrer  Fertigstellung. 

Bprirhl  drs  Dirt'klor»  I>r.  M.  WilhrlB  MfVfr. 


[lIs  ich  vor  mehr  als  einem  Jahre  in  dem  erst  erschienenen  Hefte 


der  gegenwiirtig’en  Zeitschrift  von  den  ZukimAsplänen  unserer 
Oesollschaft  etwas  erzählte,  war  das  stattliche  Gebäude  der 
Urania,  das  nun  seit  mehr  als  einem  halben  Jahre  seiner  Uestimmunsf 
übergeben  worden  ist,  im  Rohbau  noch  nicht  vollendet.  Wie  sich 
inzwischen  das  Bild  der  .\nstalt,  welche  vielwärls  im  Auslande  und 
auch  jenseits  des  Ozeans  als  nachahmungswiirdig  befunden  wor- 
den ist,  entwickelt  und  gegen  unsere  ursprünglichen  Pläne  erweitert 
hat,  will  ich  gegenwärtig  berichten,  da  wohl  vorauszusetzen  ist,  dafs 
aufser  unseren  .tktionären,  denen  die  Direktion  in  dieser  Zeitschrift 
als  dem  Organ  der  Gesellschaft,  Bericht  zu  ei-statten  verpflichtet  ist, 
auch  unsere  rings  über  den  Planeten  verstreuten  .\honncnten  sich  für 
die  zum  Theil  recht  eigenartigen  Einrichtungen  unserer  Anstalt  in- 
teressiren  werden. 

Die  äufsere  Form  des  Gebäudes  hat  in  der  Ausführung  nur  sehr 
unwesentliche  Veränderungen  gegen  die  auf  Seite  33  des  ersten  Jahr- 
gangs unserer  Zeitschrift  gegebene  .\bbildung  erfahren,  welche  letztere 
nach  ilen  Bauplänen  entworfen  worden  war.  Nur  ist  der  Charakter 
der  Favade  dadurch  etwas  verändert,  dafs  die  beiilcn  kleineren,  an 
beiden  Enden  der  Plattform  aufgestellten  Kuppeln  beträchtlich  grofser 
ausgeführt  wurden  als  die  Zeichnung  zeigt.  Sie  halten  in  Wirklichkeit 
vier  Meter  im  Durchmesser,  sind  also  halb  so  grofs  als  ilie  Haupt- 
kuppel. Es  sei  jedoch  hier  gleich  eingeschaltet,  dafs  der  .\nblick 
dieser  Favade  sowohl  in  unserer  .Vbbildung  wie  in  der  Wirklichkeit, 
über  die  eigentliche  Gröfse  des  Gebäudes  wesentlich  täuscht  und  zwar 
in  dem  Sinne,  ilafs  jeder  Besucher  recht  verwundert  ist  über  die 
weiten  Räumlichkeiten,  welche  das  Gebäude  in  der  That  umschliefst. 


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Ich  fijffe  zur  nälieren  Oricntiruiig  einen  üruiKlrifs  vom  Keller 
und  Erdgesohofs  des  Gebäudes  bei  und  mag  noch  hinzugeselzt  werden, 
dafs  es  lül  verschliersbare  Zimmerthüren  besitzt. 

rnter  der  Oberleitung  des  Geh.  Ober  - Regierungs  - Käthes  im 
Kgl.  l'nteiTichts - Ministerium,  Herrn  Spieker,  dem  die  Erlaubnifs 
dazu  besonders  vom  Herrn  Unlerrichtsminister  ertlieilt  worden  war, 
wurden  die  Pläne  des  Gebäudes  von  Herrn  Landbauinspektor  Ditmar 
ausgearbeitel,  unter  dessen  Ia!ilung  der  Bau  von  dem  Regierungs- 
baumeister -\ndree  ausgefuhrt  wurde.  .‘\m  7.  Juli  1888  wurde 
der  erste  Spatenstich  zur  Aushebung  des  Grundes  gemacht,  ge- 
nau ein  Jahr  darauf  fand  die  baupolizeiliche  Uebergabe  des  Gebäu- 
des an  den  Vorstand  der  Gesellschaft  statt.  Am  1.  Juli  1889  wurde 
die  Anstalt  vor  einem  geladenen  Publikum  und  den  Aktionären  er- 
iUfnet.  am  2.  Juli  wurde  das  Publikum  zugelassen  und  seitdem  haben 
bis  zum  Ende  des  Jahres  etwa  (iOOOO  Personen  die  Anstalt  besucht. 
Was  wir  in  derselben  unseren  Gästen  bieten,  was  sich  von  den  vor 
mehr  als  Jaliresfrist  gehegten  Hoffnungen  und  Zukunftsplänen  in  der 
That  verwirklicht  hat,  davon  möchte  ich  hier  nun  in  kurzem  allge- 
meinem Ueberblick  reden. 

Die  An.stall  gliedert  sich  in  fünf  Hauptabtheilungen,  denen 
sich  die  Redaktion  der  Zeitschrift  anschliofst:  Die  astronomische, 

]>hysikaiische,  mikroskopische,  die  Abtheilung  für  Präzisionsmeehanik 
und  das  wissenschaftliche  Theater.  Jede  dieser  Abtheilungen,  mit  Aus- 
nahme der  für  Präzisionsmechanik,  wird  im  besondern  von  einem 
Oberbeamlen,  dem  Abtheilungsvorstande,  verwaltet.  Vorstand  der 
astronomischen  Abtheilung  ist  gegenwärtig  Herr  Dr.  F.  Korber,  nach- 
dem Herr  Dr.  M.  Zwink,  welcher  zuerst  diese  Stellung  bekleidete, 
nach  Strafsburg  als  Assistent  dieser  Sternwarte  abberufon  worden  ist. 
Ihm  stehen  als  wissenschaftliche  Mitarbeiter  zur  Seite  die  Herren 
F.  S.  Archenhold  und  Dr.  P.  Schw^ahn,  welcher  letztere  nament- 
lich die  geophysische  Seite  unserer  Aufgaben  populär  behandelt. 
Aufserdem  helfen,  besonders  au  klaren  Abenden,  bei  der  Unter- 
weisung dos  Publikums  im  Gebrauch  der  astronomischen  Instrumente 
einer  oder  mehrere  jüngere  Astronomen  mit. 

Die  physikalische  Abtheilung  entstand  unter  der  wissenschaft- 
lichen Oberleitung  des  Herrn  Professor  E.  Goldstein.  Abtheilungs- 
vorstand derselben  war  zuerst  der  Experimental-Physiker  HerrG.  Am- 
l>®fgi  gegenwärtig  steht  Herr  P.  Spies  derselben  vor,  mehrere  junge 
Physiker  unterstützen  ihn  bei  der  Instandhaltung  der  Instrumente  und 
der  Ueberwachung  des  Gebrauchs  derselben  seitens  des  Publikums. 


^ M ^ >C»^fvi''Vt^  • ^oa  ^ 
VVtvO  S^6c<l4^'&M^VUt««. 


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22‘J 

Die  wissenschal'tlicho  Oberleitung  der  mikroskopischen  Abtheilung 
hat  Herr  Hofrath  Professor  Dr.  \V.  Preyer  froundlichst  übernommen, 
dem  bis  Ende  1889  Herr  F.  Dreyer  als  Abtheilungsvorstand  unter- 
stellt war;  letzterer  hat  inzwischen  seine  Stellung  verlassen,  ohne  dafs 
dieselbe  bisher  wie<ler  besetzt  worden  wiire. 

Vorstaml  des  wissenschaftlichen  Theaters  ist  der  Maler  Herr 
W.  Kranz,  welchem  die  malerische  Ausstattung,  Insoenirung  und 
Hegie,  endlich  die  Uoberwachung  der  komplizirten  Maschinerien  der 
hier  aufgeführlen  wissenschaftlichen  Ausstattungsstücke  übertragen 
worden  ist. 

Zu  den  genannten  Oberbeamten  gesellt  sich  noch  der  die  Ka.ssen- 
geschiifte,  Buchführung  und  Hausinspektion  versehende  Kendant  Herr 
Bruck,  nachdem  der  bisherige  kaufmännische  Leiter  und  stellver- 
tretende Direktor,  Herr  Hirt,  aus  dieser  .Stellung  zu  unserm  Be- 
dauern ausgoschiodon  ist.  An  Unterbeamten,  Bureaugehilfen,  Kas- 
sirem,  Kontrolleuren,  .Saaldienern,  Theaterarbeitern  gehören  der  An- 
stalt noch  etwa  30  Personen  an,  so  dafs  also  die  stattliche  Zahl  von 
einigen  vierzig  Beamten  resp.  Bediensteten,  die  an  dem  Werke  der 
Urania  mitarbeiten,  zu  verzeichnen  ist.  Nicht  inbegriffen  sind  hier 
die  für  die  Redaktion  der  Zeitschrift  regehnäfsig  mitwirkenden  Per- 
sonen. Dem  sogenannten  Redaktions-Coinitö  gehören  aufser  den  schon 
früher  geuaimten  Herren  Dr.  Körbe  r,  Sch  wahn  und  Archen  hold 
noch  Herr  h'.  K.  Ginzel,  Astronom  am  Reoheninstitut  der  Kgl.  Stern- 
warte, und  Herr  Dr.  E.  Wagner  vom  Kgl.  meteorologischen  Institute 
an.  Der  früher  erwähnte  Herr  W.  Kranz  sorgt  für  die  künstlerhsche 
Ausstattung  der  Zeitschrift,  die  bekanntlich  Herr  Dr.  H.  Paetel 
verlegt. 

Ich  will  es  nun  versuchen,  einen  Ueberblick  der  Thätigkeit  der 
einzelnen  Abtheilungeu  zu  geben.  * 

Die  astronomische  Abtheilung  verfügt  zunächst  bekanntlich  über 
den  grofsen  Refraktor  von  12  Zoll  Oeffnung  und  5 Meter  Brenn- 
weite, welcher  als  der  Mittelpunkt  des  ganzen  Instituts,  als  das  Auge 
desselben  zu  betrachten  ist,  durch  welches  der  Blick  des  Besuchenden 
in  die  unbekannten  Femen  des  Universums  hinausgetragen  wird.  Die 
Herstellung  eines  solchen  Wunders  der  Präzisionsmechanik  und  seine 
endliche  Aufstellung  unter  der  Kuppel  einer  Sternwarte  ist  in  der 
Regel  mit  besonderen  Schwierigkeiten  verknüpft.  Es  ist  deshalb  nicht 
zu  verwundern,  dafs  dieses  bedeutendste  Stück  der  Anstalt  zuletzt 
vollendet  wurde;  erst  gegen  Ende  Dezember  v.  J.  konnte  dasselbe 
dem  Publikum  zur  Benutzung  übergeben  werden.  Die  ülasarteu  zu 


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■J30 


dem  Objektiv  dieses  imposanten  Rüstzeugs  der  asti-onomisoheii  Wissen- 
schaft, welches  in  Deutschland  nur  von  dem  Strafsburger  Refraktor 
un  Mächtigkeit  übertroffen  wird,  wurden  nach  dem  bekannten  Fraun- 
hoferschen  Typus  in  der  glasteclmischen  Anstalt  von  Schott  & Ge- 
nossen in  Jena  hergestellt.  Der  Kühlprozefs  für  diese  Gläser  wunle 
mit  ganz  besonderer  Sorgfalt  ilurchgeführt.  um  auch  die  letzten  der 
durch  die  subtilen  Mittel  unserer  heutigen  Optik  zu  erkennenden 
Spannungserscheinungen  im  Glase  zu  beseitigen.  Zu  diesem  End<’ 
mufsten  die  beiden  Rohglnser  dreimal  wiederholt  in  den  Kühlofen 


wandern.  Der  Schliff  des  Glases,  sowie  die  Herstellung  der  mechani- 
schen Theile  des  Insti-umentes  scheint,  soweit  sich  das  in  der  kurzen 
Zeit,  während  welcher  wir  im  Besitze  des  wundervollen  Instrumentes 
sind,  beurlhoilen  läfst,  mit  besonderem  Glück  und  grofser  Sorgfalt  durch- 
geführt zu  sein.  Dem  Instrument  ist  ein  mit  allen  Details  ausgestattetes 
Fadenmikrometer  und  ein  Polarisations-Helioskop  beigegeben.  Die 
ttkulare,  welche  nach  einer  besondem  optischen  Kombination,  die  in 
einem  Spezialberichte  näher  zu  ei'klären  ist,  ausgeführt  sind,  gehen 
von  TOfacher  bis  ca.  1300facher  Vergröfserung.  Photographische  und 
spektroskopische  Vorrichtungen  für  das  Instrument  sind  vorgesehen 
aber  noch  nicht  ausgeführt.  Als  Neueningen  gegen  andere  Instrumente 
sind  zu  verzeichnen  die  elektrische  Beleuchtung  der  Aufsuchungs- 


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kivise  und  des  Mikrometers  und  endlich  das  gleichfalls  durch  Elek- 
trizität getriebene  Uhrwerk,  durch  welches  das  Instrument  dem  täg- 
lichen Laufe  der  Oestirne  nachgeführt  wird.  Ein  ähnliches  Uhrwerk 
befindet  sich  aufser  au  dem  uusrigen  nur  noch  an  dem  lOzölligen 
Refraktor  zu  Genf.  Die  elektrische  Kraft,  welche  aus  einer  noch 
später  zu  erwähnenden  Akkumulatoren-Batterie  entnommen  wird,  be- 
wegt zunächst  eine  Art  von  kleiner  Dynamomaschine,  diese  ein  Centri- 
fugalpendel,  wcdches,  wenn  sich  seine  Kugeln  zu  weit  von  einander 
entfernen,  den  elektrischen  Strom  selbstthälig  ausschaltet,  wodurch  die 
l'mdrehungsgeschwindigkeit  des  Centrifugalpendels,  die  sich  auf  den 
Sector  der  Stundenaxe  überträgt,  in  <len  gewünschten  Grenzen  con- 
stant  erhalten  wird. 

Da  unser  Institut  es  sich  nicht  nur  zur  Aufgabe  gesetzt  hat,  die 
Wirkungen  der  Xaturkräfte  und  die  Naturerscheinungen  weiten  Kreisen 
des  Publikums  erklärlich  zu  machen,  sondern  auch  im  bosondeni  die 
neuesten  Errungenschaften  des  Naturwissens  und  der  Technik,  welche 
dazu  führen,  angewandt  zeigen  möchte,  so  haben  wir  überall  die  neue- 
sten Einrichtungen  in  unseren  Dienst  gezogen,  so  dafs  es  für  den 
etwas  tiefer  in  den  Betrieb  unserer  Anstalt  Blickenden  ein  besomlercs 
Interesse  bieten  mufs,  das  Spiel  der  ineinandergreifenden  Naturkräftc 
zu  verfolgen,  welche  eben  diesen  Betrieb  regeln.  So  arbeitet  neben 
dem  mechanischen  Kunstwerk  des  grofsen  Refraktors  als  Ilülfsapparut 
zu  seiner  bequemeren  Benutzung  bei  der  Erforschung  oder  Besichti- 
gung der  Ilimmelsräume  eine  h.ydraulischc  Vorrichtung,  welche  in 
ähnlicher  Art  auch  nur  noch  •■iiimal  und  zwar  am  gröfsten  auf 
der  Erde  vorhandenen  Fernrohr,  auf  der  Lick-Stemwarte  in  t'alifoniien, 
hergestellt  wunle.  Das  Podium  unter  dem  grofsen  Instrument  hebt 
sich,  mit  bis  zu  20  Personen  belastet,  zu  der  jeweilig  bequemsten 
.\ugenhöhe  empor,  ebenso  kann  der  Spaltverschlufs  tler  grofsen  acht 
Meter  im  Durchmesser  fassenden  Kuppel  durch  diese  selbe  hydraulische 
Kraft  geöffnet  und  die  Kuppel  in  beliebigi‘r  Richtung  um  ihre  Axe 
gedreht  werden,  um  die  Spaltöffnung  in  die  gewünschte  Sehlinie  des 
Fernrohrs  zu  bringen.  Durch  eine  eigenthüinliche,  gegenwärtig  noch 
nicht  vollendete  Vorrichtung  wird  der  Druck  auf  einen  elektrischen 
Knopf  am  Okularende  des  Fernrohrs  genügen,  die  grofse  Kuppel  in 
Hewegung  zu  setzen. 

Die  Sternwarte  der  Urania  besitzt  aufserdem  noch  fünf  in  ihrer 
Bauart  und  Bestimmung  verschiedene,  werthvolle  Fernrohre.  Unter 
der  östlichen  kleineren  Kuppel  befindet  sich  der  ü-züllige,  in  seinen 
optischen  Theilen  von  Reinfelder  und  Hertel,  in  Bezug  auf  die 


23-2 


Mechanik  von  lleyde  in  Dresden  herijestelUe  Refraktor,  der  mit 
Mikrometer  und  Uhrwerk  versehen  ist;  in  der  westlichen  Kuppel  ein 
4-zülliges  einfaches  Aoquatorial,  gleichfalls  mit  Uhrwerk.  Auf  der 
westlichen  Plattform  sind  ferner  im  Freien  und  nur  durch  leinene 
Schutzhäuschen  gedeckt,  ein  6-zölliges  Spiegelteleskop,  nach  Azimuth 
und  Höhe  beweglich,  und  ein  2'/.)-zölliges  Passagen-Instrument  für 
Zeitbestimmungen  aufgestellt.  Auf  der  östlichen  Plattform  befindet 
sich  gleichfalls  im  Freien  ein  parallaktisch  inontirter  Kometensuclicr 
von  5 Zoll  Oeffnung,  dessen  optische  Konstruktion  ganz  besondere 
Kigenthümlichkeiten  aufweist.  Das  Objektiv  ist  aus  sogenanntem 
Jenenser  Spezialglas  hergestollt  und  seine  brechenden  Flachen  nach 
einem  Oaufsschen  Prinzip  so  ausgewählt,  dafs  die  erste  äufsere  Fläche 
concav  ist.  Es  ist  durch  diese  Kombination  ganz  besonders  grofse 
Lichtstärke  bei  grofsem  Felde  erreicht.  Die  vier  letzterwähnten  Instru- 
mente sind,  auch  in  ihren  optischen  Theilen,  nebst  dem  „Zwölfzöller“ 
von  Carl  Bamberg  in  Friedenau  bei  Berlin  hergt'stellt. 

In  einem  Vorraiiin  zur  grofsen  Kuppel  befindet  sich  die  Haupt- 
uhr der  Sternwarte  von  Tiede;  sie  steht  einerseits  mit  dem  Chrono- 
graphen in  Verbindung,  welcher  die  Sekunden  der  Uhr  notirt,  anderer- 
seits mit  zwei  minder  guten  Uhren,  von  denen  je  eine  in  den  kleineren 
Kuppeln  aufgestellt  ist,  so  dafs  deren  Pendel  sympathisch  mit  der 
Ilauptuhr  schwingen  müssen.  Mit  einer  dieser  Uhren  endlich  ist  ein 
elektrisches  Zifl'erblatt  verbunden,  das  in  der  llauptkuppel  die  Sterii- 
zeit  anzeigt.  Von  allen  B/;obachtungsräumen  der  Sternwarte  gehen 
elektrische  Verbindungen  zum  Chronographen,  um  ihn  jederzeit  in 
Thätigkeit  versetzen  und  einen  beliebigen  Zeitmoment  scharf  fixiren 
zu  können. 

Alle  diese  nach  neuesten  Mustern  getroffenen  Einrichtungen  sind 
selbstverständlich  nicht  nur  hergestellt,  um  die  Schaulust  des  uns  he- 
suchenden  Publikums  zu  befriedigen,  sie  sollen  auch  wissenschaft- 
lichen Unterweisungen  und  Untersuchungen  dienen,  die  zweiffellos  in 
alleniachster  Zeit  eingeleitet  werden. 

Es  ist  eine  allgemein  beobachtete  Erscheinung,  die  wir  vollauf 
neu  bestätigen  können,  dafs  die  gröfsere  noch  gar  nicht  vorgebil- 
dete Menge  des  Publikums  von  dem  Besuch  der  Sternwarte  nicht  allzu 
sehr  erbaut  ist.  Zwar  üben  die  Sterne  und  überhaupt  die  Einrichtun- 
gen einer  Sternwarte  auf  das  Publikum  eine  sehr  grofse  Anziehungs- 
kraft aus;  man  glaubt  ungeahnte  Wunderilinge  an  den  Welten  über 
unsern  Häuptern  im  Fernrohr  mühelos  sehen  zu  können.  Die  Ent- 
täuschung ist  dann  immer  eine  sehr  grofse,  wenn  beispielsweise  das 


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•233 


glänzende  Licht  des  Vollmondes  Besucher  in  Scharen  herbeigolockt 
hat  und  man  ihnen  dann  bedeuten  mufs,  dafs  man  auch  im  besten 
Fernrohr  am  Vollmoiul  fast  garnichts  sehen  kann,  sondern  dafs  in 
der  Nähe  der  Zeiten  der  Mondviertel  die  günstigsten  Verhältnisse  für 
die  Mondbeschauung  stattfinden,  oder  wenn  man  ihnen  dann  einen 
Fixstern  zeigt  und  seine  enttäuschende  Punktgestalt  mit  der  in  solchen 
Augenblicken  wenig  Eindruck  machenden  Ungeheuern  Entfernunj^ 
solcher  Sonnen  zu  entschuldigen  versucht.  Vorbereitende  und  orien- 
tirende  Belehrungen  hierüber  in  den  ölfentlichen  Blättern  hellen  auch 
nicht  viel.  Hier  ist  also  nur  allmählich  auf  den,  glücklicherweise  schon 
recht  ansehnlichen,  vorgebildeteren  und  ernsteren  Theil  des  Publikums 
durch  eingehendere  Unterweisungen  zu  wirken.  Und  dafür  müssen 
wir  auf  eine  gediegene  Wissenschaftlichkeit  auch  unserer  astrono- 
mischen Mitarbeiter  in  ganz  besonderer  Weise  halten  und  ilenselben 
auch  die  .Müglichkeit  gewähren,  recht  eigentlich  wissenschaftliche  Unter- 
suchungen mit  unseren  Instrumenten  anzuslellen.  Xur  dann  wird  es 
ihnen  in  vollem  Mafse  gelingen,  die  unerschöpfliche  Freude  an  einem 
zunehmenden  Einblicke  in  diese  Dingo  in  immer  weitere  Kreise  zu 
verbreiten. 

Wenn  also  unser  Publikum  auch  wegen  des  au  klaren  Abenden 
gewöhnlich  herrschenden  Andrangs,  welcher  der  Befriedigung  der 
Schaulust  am  Fernrohr  dem  Einzelnen  nur  kurze  Zeit  gestattet,  zu- 
meist nicht  eben  sehr  befriedigt  von  der  Sternwarte  zurückkommt, 
so  kann  es  dagegen  in  unserem  Theaterraume  in  Vorträgen,  die 
durch  photographisch  hergestellte  und  durch  eine  Lichtquelle  von 
tiOOO  Kerzenstärke  gegen  eine  Wand  projizirto  Abbildungen  von 
Himmelserschoinungen  illustrirt  werden,  sein  Auge  und  seinen  Ver- 
stand um  so  besser  erfreuen.  Es  sind  in  dem  ersten  halben  Jahre 
unserer  Existenz  im  ganzen  nicht  weniger  al.s  1503  solcher  halbstün- 
digen Xachmittagsvorträge  gehalten  worden.  Eine  sich  täglich  meh- 
rende Kollektion  von  ca.  700  Glasphotographien  ist  zur  Illustrirung 
dieser  Vorträge  verwendet  worden.  Allenlings  mufs  hier  bemerkt 
werden,  dafs  diese  Vorträge  nicht  nur  astronomischen  Inhalts  waren, 
sondern  alle  Gebiete  umschlossen,  welche  die  Urania  cultivirt  und  von 
denen  noch  im  besondern  die  Rede  sein  winl. 

Noch  gröfsere  Befriedigung  und  Freude  gewährt  den  Besuchern 
der  Urania,  welchen  Kreisen  sie  auch  angehören  mögen,  die  physi- 
kalische Abtheilung.  Das  konnte  allein  erreicht  werden  durch  den  un- 
gemein  glücklichen  Gedanken,  welchen  Herr  Professor  Goldstein 
bei  der  -Aufstellung  der  verschiedenartigen  .Apparate  durchgefiihrt  hat. 


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•234 


ilafH  das  I’iiblikiiiii  die  letzteren  selbst  in  Tliätig'keit  zu  setzen  vermofr. 
Wir  haben  cs  in  der  Urania  zuerst  gewa«jt.  die  sonst  in  allen  Museen 
und  Ausstellungen  strttng  befolgte  Hegel,  welche  die  Berührung  der 
(•egenstände  verbietet,  in  gewissem  Sinne  zu  beseitigen.  Es  sind  un 
den  Instrumenten  betreffende  Stellen,  elektrische  Knöpfe  etc.  bezeich- 
net, welche  man  berühren  darf,  um  dadurch  den  A[)purat  in  Thätigkeit 
zu  setzen. 

Es  ist  hier  selbstverständlich  nicht  möglich,  im  einzelnen  auf  die 
im  grofsen  Saale  ausgestellte  reiche  Sammlung  von  wissenschaftlichen 
Apparaten  einzugehen  und  leider  können  auch  die  diesem  Hefte  bei- 
gegebenen Lichtdrucktafeln  nur  ein  sehr  unvollkommenes  Bild  von 
•liesem  Saale  geben,  da  er  seiner  etwas  eig*‘nlhümlicheu  Bauart  wegen 
immer  nur  zu  einem  geringen  Theile  übersehen  wenlen  kann.  Der 
diesem  Artikel  beigefiigte  I’lan  giebt  einen  ungefähren  Ueberblick 
über  die  Disposition  der  .Vpparate  in  diesem  Saale.  Um  jedoch  einen 
Begrilf  von  der  Art  der  Durchfiihrung  des  erwähnten  neuen  Gedan- 
kens zu  geben,  mögen  hier  unil  da  einige  dieser  .Apparate  näher  ins 
•Vuge  gefafst  werden. 

So  stellen  die  aneinandergereihten  .\pparate  der  elektrischen 
Abtheilung  eine  Art  Experimentalkursus  dar,  den  jedermann  in  einer 
\'iertolslunde  selbst  durchmachen  kann  und  von  dem  er  manchen  an- 
regenden Eindruck  mit  nach  Hause  nehmen  wird,  den  ihm  die  stet.s 
gelingenden,  selbst  ausgerührlen  Experimente  zurüokliefsen.  Zu  An- 
fang der  Abtheilung  belehrt  ihn  ein  Druck  auf  einen  elektrischen 
Knopf,  durch  welchen  er  den  Akkumulatorcnstrom  durch  eine  Platin- 
spirale  führen  kann,  ilafs  der  elektrische  Strom,  dieses  unwägbare 
Nichts,  einen  sehr  energischen  Einllufs  auf  den  raumausfüllenden 
Stoff  Buszuüben  vermag.  Der  Strom  findet  einen  Widerstand,  er  reibt 
gewissermafsen  an  den  matcrielleu  Theilen  <les  Platins  und  bringt  es 
dadurch  zum  Glühen.  Der  nächste  Apparat  ist  ganz  ähnlich;  er  be- 
steht nur  aus  einer  Kette  auch  äufserlich  älmlioher  Metalle,  Platin  und 
Silber,  die  sich  aber,  sowie  man  wieder  den  Knopf  drückt,  beim 
Durchgang  des  Stromes  gar  wesentlich  von  einander  unterscheiden. 
Das  Platin  erglüht,  das  Silber  nicht.  Man  stellt  sich  dabei  unwill- 
kürlich vor,  dafs  die  Oberflächen  der  Silbermoleküle  in  solchem 
Sinne  verschieden  von  denjenigen  dos  Platins  sein  mögen,  dafs  der 
Strom  weniger  gehindert  durohfliefsen  kann.  An  beiden  ,\pparaten  be- 
merkt man  noch  nebenher  eine  physikalisch  merkwürdige  Erscheinung, 
dafs  sich  nämlich  die  Kette  senkt,  sowie  der  Strom  hindurchgoführt 
wird.  Die  Kette  verlängert  sich  durch  die  Erhitzung;  Wärme  dehnt 


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Physik- Saal  der  Urania. 

Mittlpfcr  riieil. 


iiiis.  iJer  folgcndo  Api)arat  zeigt  die  Zersetzung  des  Wassere  durch 
den  elektrischen  Strf)m;  beim  Druck  auf  den  Knopf  steigen  auf  beiden 
Seilen  von  den  unter  dem  Wasser  befindlichen  Platinplatten  Klasen 
auf:  Wasserstofl'  und  Saueratoff.  Auf  der  einen  Seite  ist  die  über  dem 
Wasser  befindliche  Gassäulo  noch  einmal  so  grofs  als  auf  der  andern; 
hier  befindet  sich  der  Wasserstoff,  das  Wasser  hat  sich  also  in  zwei 
Theile  Wasserstoff  und  einen  Theii  Sauerstoff  zerlegt.  Die  Wassor- 
tnolekiile  müssen  also  viel  stärkeren  Widerstand  entgegensetzen  als 
die  des  Platin.  Die  Kraft  des  mächtigen  elektrischen  Stromes  reifst 
sie  völlig  ausemander. 

Es  ist  dem  Laien  auch  unmittelbar  begreiflich,  dafs  man  einen 
wahrgenommenon  Prozefs  in  der  Natur  wenigstens  in  den  meisten 
Fällen  auch  umkehren  kann.  Wenn  also  hier  der  elektrische  Strom 
eine  chemische  Wirkung  vor  unseren  Augen  ausführt,  so  erscheint 
es,  vorausgesetzt,  dafs  dieser  Prozefs  verstanden  ist,  sehr  begreiflich, 
dafs  umgekehrt  ein  chemischer  Prozefs  Elektrizität  erzeugen  kann. 
Es  stehen  also  neben  diesen  Apparaten  galvanische  Elemente  ver- 
schiedener Konstruktion,  durch  welche  ja  bekanntlich  durch  den  ein- 
geleiteten  Zeraetzungsprozefs  der  auf  ein  Metall  wirkenden  Säure 
ein  elektrischer  Strom  erzeugt  wird.  Wir  gehen  nun  schneller  vor- 
über an  dem  .Modell  eines  elektrischen  .Vkkumulators  und  dem  für 
den  galvanoplastischen  Pi’ozefs,  die  au.s  dem  Vorangegangenen  un- 
schwer erklärt  werden  können.  Wir  kommen  dann  zu  ilem  soge- 
namiten  Ampfereschen  Gestell,  welches  ein  anderes  Grundgesetz 
der  Elektrizitätslehre  veranschaulicht,  dafs  gleichgerichtete  Ströme  sich 
anziehen,  entgegengesetzt  gerichtete  sich  abstofsen.  Der  Besucher 
führt  wieder  den  Strom  durch  den  Apparat,  au  welchem  durch  Pfeile 
die  Richtung  des  erstem  angegeben  ist.  Die  eine  llält'le  des  .Apparates 
ist  nach  Belieben  umzukehren,  wodurch  man  Anziehung  und  .\b- 
stofsung  sofort  konstatiren  kann.  Es  folgt  nun  die  sogenannte  Rogetscho 
Spirale,  das.selbe  Prinzip  veranschaulichend.  Das  Ende  der  Spirale  taucht 
in  einen  Quecksilbernapf;  sobald  der  Strom  eingeschaltet  wird,  ver- 
kürzt sich  die  Spirale  durch  die  Anziehung  ihrer  einzelnen  Glieder, 
welche  gleichgerichtete  Ströme  in  sich  schliefsen,  das  Ende  der  Spirale 
wird  aus  dem  Quecksilbernapf  emporgehoben,  einen  schönen  .\b- 
reifsungsfunken  erzeugentl.  Nun  aber  ist  der  Strom  ausgeschallet,  die 
einzelnen  Theile  der  Spirale  ziehen  sich  nicht  mehr  an,  die  letztere 
wirtl  wieder  länger,  taucht  mit  ihrem  Endo  wieder  in  den  Quecksilber- 
napf ein,  den  Sti-om  einschallend.  Das  beschriebene  Spiel  wiederholt 
sich,  die  Spirale  wippt  beständig  auf  und  ab.  Nun  folgt  eine  Magnet- 


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23(1 


nadel,  um  welche  in  einem  einfachen  Ringe  ein  eleklrischer  Strom 
gerührt  wird,  Ua  die  Magnetnadel  sich  dann  senkrecht  zu  jenem 
elektrischen  Strome  stellt,  so  müssen  wohl  ähnliche  elektrische  Ströme 
die  Moleküle  des  Magneten  unsichtbar  umkreisen,  auf  welche  der 
erste  Strom  anziehend  oder  ahstofsend  wirkt  und  dadurch  den  sicht- 
baren Effekt  erzeugt.  Es  folgt  nun  eine  Spirale  aus  Kupferdrahl 
mit  einem  darin  frei  beweglichen  Eisenkern;  sobald  der  Strom  durch- 
geführt  wird,  hebt  sich  der  Eisenkern  in  die  Spirale  empor  und 
wird  darin  wie  von  einer  Feder  freischwebend  festgehallen:  eine 
Kupferdrabtspirale  wirkt  wie  ein  Magnet,  d.  h.  wenn  mau  rings  um 
einen  Eisenkern  herum  künstlich  jenen  elektrischen  Strom  erzeugt, 
den  wir  nach  dem  vorigen  Experimente  einen  permanenten  Magneten 
unsichtbar  umkreisend  denken  müssen,  so  wird  eben  auch  die.ses  Eisen 
zum  .Magneten;  wir  haben  hier  eine  Kontrole  für  die  Voraussetzung 
dieses  unsichtbaren  nicht  unmittelbar  sich  an  eine  Materie  haftenden 
Stromes.  Ein  daneben  stehender  vollständiger  Elektromagnet  mit 
festem  Eisenkerne  und  Anker,  welcher  letztere  von  einer  Spiralfetler 
sofort  wieder  omporgehoben  wird,  wenn  der  Strom  nicht  mehr  wirkt, 
zeigt  dieselbe  Erscheinung  noch  einmal.  Neben  ihm  ist  das  Modell 
eines  elektrischen  Telegraphen  angebracht,  durch  welchen  die  kon- 
statirte  merkwürdige  Erscheinung  in  unserem  heutigen  Verkehrswesen 
eine  so  ungemein  wichtige  Anwendung  gefunden  hat.  Nun  folgt  der 
sogenannte  Wagnersche  Hammer,  welcher  sich  von  dem  vorher  dar- 
gestellten Elektromagneten  mit  Anker  nur  insofern  unterscheidet,  dafs 
der  angezogene  Anker  sofort  den  Strom  wieder  ausschaltet,  wodurch  der 
Anker  losgolassen  wird,  den  Strom  cinschaltet  und  folglich  hin  und  her 
vibrirL  Gleich  daneben  sind  wieder  die  Anwendungen  im  Hausklingel- 
telegraph und  dem  Alarmtherinomoter  angebracht.  Nun  folgen  weiter 
Apparate  zur  Erklärung  der  Erscheinungen  der  Induktionselektrizität; 
wir  wollen  jedoch  hiermit  die  Beschreibung  dieser  Art  von  Apparaten 
abbrechen. 

Der  elektrischen  Abtheilung  gegenüber  befindet  sich  die  optische. 
Eingeleitet  wird  dieselbe  durch  einen  grofsen  Hohlspiegel,  welcher 
auf  einem  Postamente  ein  täuschendes  Bild  einer  kleinen  Statue  entwirft, 
die  unter  dem  Postamente  verborgen  ist.  Es  ftilgen  eine  Reihe  von 
Apparaten,  welche  die  Einsenwirkung  und  die  des  Auges  erklären, 
Apparate  zur  Darstellung  der  farbenprächtigen  Poiarisationserschei- 
nungen,  denen  sich  gröfsere  und  kleinere  Spektroskope  anreihen. 
Diese  letzteren  wecken  ganz  besonders  das  Interesse  unserer  Be- 
sucher. Unsere  bezügliche  Sammlung  kann  recht  vollständig  genannt 


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werden.  Durch  eine  praktisclie  Vorrichtung  kann  der  Hesuclier 
wiedenim  durch  den  Druck  auf  einen  Knopf  eine  Bunsenilamme 
entzünden  und  zugleich  mit  einem  Plalinpinsel  die  Lösung  eines 
spektroskopisch  interessanten  StolTes  (Lithium,  Thallium,  Calcium, 
Ban'um,  Strontium  etc.)  in  die  Flamme  einführen.  Ein  Blick  durch 
das  in  der  bestimmten  Richtung  feststehende  Spektroskop  zeigt  das 
Flamraenspektrum  jener  Stoffe.  Daneben  werden  üasspektren  durch 
Induktionsfunkon  in  O ei fsl ersehen  Röhren  gezeigt,  ferner  Absorptions- 
spektren von  Gasen,  Flüssigkeiten  und  festen,  durchsichtigen  Stoffen 
(ürom,  untorsalpetrige  Säure,  mangansaures  Kali,  Blut,  Fuchsin,  Didym- 
glas).  Es  ist  selbstverständlich,  dafs  in  unserer  Ausstellung  die  sta- 
tische Elektrizität  durch  grofse  Influenzmaschinen  und  mancherlei  elek- 
trisches Spielzeug  gleichfalls  vertreten  ist;  dann  sei  auch  noch  auf  die 
gröfseren  Geissl ersehen  Röhren,  welche  hauptsächlich  als  Effekt- 
Stücke  dienen  und  nebenher  die  Erscheinungen  der  Fluorescenz  bieten 
sollen  und  namentlich  auf  die  aufserordentlich  schönen,  durch  ihre 
leuchtenden  Farbenerscheinungen  einen  ggofsen  Eindruck  ausübenden 
Crookes sehen  Rühren  hingewiesen.  Alle  diese  Gegentände  üben  nur 
dann  ihre  leuchtende  Wirkung,  wenn  der  Beschauer  durch  den  Druck 
auf  einen  Knopf  diese  zu  erlangen  wünscht.  Es  ist  dadurch  der  dop- 
pelte Zweck  erreicht,  dafs  nicht  durch  die  andauernde  Thatigkcit  ganz 
unnütz  grofse  Mengen  elektrischer  Kraft  verloren  gehen  und  andrer- 
seits der  Eindruck  auf  den  Besucher  ganz  zweifellos  ein  viel  gröfserer 
ist,  wenn  derselbe  durch  seinen  persönlichen  Eingriff  die  überraschende 
Erscheinung  hervorruft. 

Der  für  diese  Experimente  nothwendige  elektrische  Strom  geht 
von  einer  Batterie  von  zehn  grofsen  elektrischen  Akkumulatoren  aus, 
welche  in  geeigneten  Zwischenräumen  durch  eine  im  Keller  aufge- 
stellte Dynamomaschine  gespeist  werden,  die  ihrerseits  durch  einen 
zwölfpferdigen  Gasmotor  getrieben  wird.  Von  Jedem  dieser  Akkumu- 
latoren geht  ein  besonderer  Draht  aus  und  durchzieht  sämtliche  Räume 
der  Anstalt,  in  welchen  elektrische  Experimente  anzustellen  sind.  Es 
ensteht  so  mit  der  gemeinsamen  Hückieitung  ein  System  von  elf  Drähten, 
von  welchem  nach  Belieben  in  jedem  Punkte  des  Saales  eine  Ableitung 
ausgehen  kann,  die  eine  Stromzuführung  in  zehn  verschiedenen  Stärken 
je  nach  der  Art  des  Experimentes  gestattet.  Diese  Einrichtung  hat 
sich  als  ganz  besonders  praktisch  erwiesen;  sie  ist  wie  die  ganze,  recht 
komplizirte  elektrische  Anlage  des  Gebäudes  von  der  Wellfirma 
Siemens  & Halske  ausgeführl  worden. 

Bei  der  summarischen  Aufführung  der  Apparate  des  Physiksaales 


238 


murrten  wir  selbstverslänUlich  vieles  übergehen,  wie  beispielsweise 
die  sämtlichen  akustischen  [nstrnnienle,  die  jedoch,  wie  namentlich  der 
Tisch,  auf  welchem  das  l’ubliknm  sich  selbst  Chladnische  Klang- 
figuren erzeugen  kann,  nicht  wenig  zur  Freude  und  Belehrung  bei- 
tragen. Wir  können  auch  nur  mit  wenigen  Worten  des  Phonographen 
gedenken,  der  wegen  seiner  besonderen  Kigenart  in  einem  getrennten 
Raume,  dem  Hürsaai,  aufgestellt  werden  mufste. 

Der  Phonograph  hat  in  betreff  seiner  Vorführung  Aehnlichkeit 
mit  dem  Fernrohr,  indem  er  leider  auch  nur  von  einer  ofler  doch 
wenigen  Personen  zugleich  benutzt  weixlen  kann.  Es  mufsten  deshalb 
zur  Erlangung  einer  geregelten  Besuchsonlnung  ebenso  wie  beim 
grofsen  Fernrolir,  besondere  .Vlafsregeln  getroffen  werden,  durch  die 
es  jedoch  trotz  alledem  bei  dom  grofsen  Andrange  nicht  gelang,  in  allen 
Fällen  einen  ruhigen  (ienufs  des  wnnderl>aren  Instrumentes  zu  ge- 
währen. Wir  haben  deshalb  besondere  sogenannte  phonogi-aphisch- 
telephonische  Musikanfführungen  an  bestimmten  Abenden  gegen  er- 
höhten  Eintrittspreis  eingerichtet,  wo  wir  mit  gröfserer  Ruhe  vor 
einem  beschränkten  Kreise  von  Zuhörern  die  uns  von  Herrn  Edison 
zugesandten,  in  Amerika  auf  die  phonographisohen  Walzen  aufge- 
nommenen Musikstücke  durch  den  Phonographen  zur  Aufführung 
bringen  und  auch  noch  mancherlei  interessante  akustische  Experi- 
mente damit  verbinden.  Es  ist  selbstveretundlioh,  dafs  dieses  wunder- 
bare, uns  von  Herrn  Edison  in  zwei  Exemplaren  nebst  vielfachen 
Ersatzstiieken  und  allem  Zubehör  in  munifizentester  Weise  geschenkte 
Instrument,  welches  etwa  ein  Vierteljahr  hindurch  das  einzige  in 
Berlin  öffentlicit  gezeigte  war,  eine  sehr  grofse  Anziehungskraft  für 
unser  In.stitut  bildet.  Unsere  Physiker  haben  sich  inzwischen  so 
trefflich  auf  dasselbe  eingearbeitet,  dafs  uns  die  musikalischen  Original- 
anfnahmen  kaum  weniger  gut  gelingen,  als  diejenigen,  welche  bei 
Herrn  Edison  selbst  ausgeführt  wunlen,  und  wir  deshalb  in  der 
That  an  die  Anlage  einer  .\rt  phonographischen  Archivs  für  interessante 
Musikwerke  oder  für  Sprachaufnahmen  denken  können. 

(Schluss  foltpt.) 


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Physik-Saal  der  Urania. 
Ocsilichcr  l'lieil. 


Algol  als  Doppelstern  und  Mizar  als  dreifacher  Stern. 

Die  vorzüarlichen  Leistiniifen  Jer  l’hotographie  auf  dem  Gebiete 
der  N'ehelllecke ')  liefsen  eine  gleich  fruchtbare  Verwerthung  derselben 
fiir  die  spektroskopischen  Heobachtungen  erwarten.  Die  vorjährigen 
Vogel  sehen  Beobachtungen  zur  Krniittelung  der  Bewegung  von 
.''temen  im  Viaionsradius-)  haben  diese  Erwartungen  vollauf  erfüllt. 
Die  neuesten  Erfolgi*  des  astroph.vsikalischen  Observatoriums  zu  Pots- 
dam sind  noch  mehr  geeignet,  die  üeberlegenheit  der  spektrographischen 
.Methode  gegenüber  den  «lirekten  spektntskopischen  Beobachtungen 
darzuthnn.  Es  ist  den  Herren  Pnif.  I)r.  Vogel  und  Dr.  .Schein er 
"■elungen,  durch  die  Methode  der  Linienverschiebung  im  Spektrum  iles 
.\lgol  neues  Licht  über  das  räthselhafte  Wesen  der  veränderlichen 
.Sterne  zu  verbreiten.  Zur  Erklärung  der  periodischen  .\b-  und  Zu- 
nahme der  Licht.stärke  der  Sterne  vom  .Vlgoltypus,  die  sich  besonders 
durch  den  raschen  N'erlauf  und  die  Kegelmäfsigkeit  der  Lichtändening 
auszeichnen,  hatte  man  bisher  die  Wahl  zwischen  der  Züllnerschen 
Kleckeniheorie  und  der  Pickeringschen  Trabantentheorie.  Die  Pots- 
damer Beobachtungen  haben  für  die  Traltantentheorie  entschieden.  Es 
ist  durch  die  Linienverschiebung  im  Spektrum  des  .Algol  nachgewiesen, 
<lafs  sich  Algol  vor  der  Verlinsteruug  von  uns  entfernt,  nach  derselben 
sich  uns  wieder  nähert  und  zwar  mit  einer  Geschwindigkeit  von  6.7 
Meilen  in  einer  Sekunde.  Hieraus  folgt,  dafs  .Ugol  ein  Doppelstern 
ist  und  sieh  mit  einem  dunklen  Begleiter  um  einen  gemeinschaftlichen 
Schwerpunkt  bewegt.  Die  Bahngeschwindigkeit  des  -Algol  in  Verbin- 
dung mit  den  Elementen  des  Lichtwechsels  führte  unter  der  .Annahme 
einer  Kreisbahn  und  gleicher  Dichtigkeit  der  beiden  Körper  zu  fol- 
genden Dimensionen  iles  .Systems: 

Durchmesser  iles  Hanptsterns = 230  1(00  Meilen, 

Durchmesser  des  dunklen  Begleiters  . . . = IStlOOO  Meilen, 

'(  ViMgl.  H.  u.  E.  Jahrg.  I.  S.  UTt  iiiul  II.  S.  loil. 

-I  -Xstmii.  Xai  hr.  Xo.  28H(I. 

iniiimcl  llDil  Rnii*.  tl.  S,  Iti 


240 


Rntforming  der  Mittelpunkte =i  700  000  Meilen, 

Bahngeschwindigkeit  des  Begleiters  . . . =12,0  Meilen, 

Masse  von  Algol = *,  o der  Sonnenmasse. 

Masse  des  dunklen  Begleiters */„  der  Sonnenmasse. 

Die  Bahnebene  des  Systems  lallt  mit  der  des  Sonnensystems  zu- 
sammen. 

Um  die  einzelnen  Erscheinungen  des  Lichtwechsels  erklären  zu 
können,  mufs  man  sich  die  b(>iden  Körper  mit  mächtigen  Atmosphären 
umgeben  denken,  von  denen  diejenige  des  Ilauplsternes  eine  Höhe 
von  54  000  Meilen  und  eine  starke  Ijeuchtkrafi  besitzt,  die  des  abge- 
kiihlten  Begleiters  eine  Höhe  von  42  000  Meilen  und  eine  grolse  Ab- 
sorptionsrähigkeit.  Den  physikalischen  Schwierigkeiten,  welche  sich 
dadurch  ergeben,  dafs  von  zwei  so  nahen  Körpern  der  eine  in  höchster 
Glühhitze,  der  andere  in  starker  Abkühlung  sich  befinden  muts,  be- 
gegnet Prof.  Vogel 3)  durch  die  Annahme,  dafs  der  Begleiter  nicht 
absolut  dunkel,  sondern  nur  relativ  dunkel  in  bezug  auf  den  Haupt- 
stem  sei.  Der  Glanz  des  Begleiters,  der  selbst  sich  noch  im  Glüh- 
zustande befinden  kann,  mufs  nur  unter  Vso  Glanzes  des  Haupt- 
stenies  liegen.  Es  ist  eine  interessante  Aufgabe  der  sogenannten 
Theorie  der  Gleiohgewichtsfiguren,  die  mechanischen  Schwierigkeiten 
aufzuhellen,  welche  sich  für  die  Stabilität  eines  Systems  ergeben, 
dessen  Componenten  wiegen  ihrer  grofsen  Massenausdehnung  und  ge- 
ringen Entfernung  nicht  mehr  als  materielle  Punkte  im  Problem  der 
Bahnbestimmung  behandelt  werden  können.  — Es  ist  wohl  anzunehmen, 
dafs  dieser  auf  spektrographischem  Wege  entdeckte  Begleiter  des 
Algol  für  immer  einer  direkten  Beobachtung  unzugänglich  sein  wird, 
selbst  noch  bei  erheblicher  Verstärkung  unserer  heutigen  Vergröfse- 
ningsmittel.  — 

Gleichzeitig  berichtet  Prof  C.  E.  Pickering,^)  dafs  ein  eir gehen- 
des Studium  der  in  70  veisohiodenen  Nächten  erhaltenen  Spektrunphoto- 
graphien  von  Mizar  ('  Ursae  majoris)  auf  der  Sternwarte  dos  Harvard 
College  durch  Miss  A.  C.  Maury,  eine  Nichte  von  Dr.  Drape r,  erge- 
ben hat,  dafs  die  K-Linie  im  Mizarspektrum  am  20.  März  1887,  am  17.  Mai. 
27.  und  28.  August  1880  doppelt  erschienen  ist.  Zu  andern  Zeiten  er- 
schien die  Linie  etwas  verschwommen  oder  scharf  und  deutlich  einfach. 
Eine  genauere  Untersuchung  ergab,  dafs  die  Verdoppelung  de:  Linie 
vom  27.  März  1887  an  in  Intervallen  von  52  Tagen  aufgetrete  n war, 
und  dafs  einige  Tage  vor  und  nach  der  Verdoppelung  die  Linie  sich 

■'J  Astron.  Naelir.  No.  2U47. 

‘)  American  .luurnal  of  Seienee  18;)0.  .lamiarheft  ji.  4f>. 


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241 


vcrschwoinnien  zeigte.  Eine  Voraussage  der  Verdoppelung  der  Linie 
für  den  18.  Oktober  188tt  traf  nur  zum  Theil  ein,  indem  die  lanie 
wohl  verschwommen  aber  nur  unsicher  doppelt  erschien.  Bei  dieser 
Beobaclitung  konnten  jedoch  wogen  des  niedrigen  Standes  des  Sternes 
nur  3 Prismen  verwandt  werden,  während  gewöhnlich  4 benutzt 
waren.  Die  nächsten  Verdoppelungen  wurden  für  den  9.  Dezember 
1889  und  30  Januar  1890  vorausgesagt,  von  denen  die  erste  bereits 
als  eingetroffen  zu  bezeichnen  ist,  indem  3 verschiedene  PlK>togra|)hien 
vom  8.  Dezember  die  Verdoppelung  der  K-Linie  zweifellos  ergeben 
haben.  Bei  den  Wasserstoff-  und  den  übrigen  Linien  des  Mizarspek- 
trums  sah  man  an  den  betreffenden  Tagen  der  Verdoppelung  der 
K-Linie  ein  deutliches  Breiterwerden. 

Die  einzige  Erklärung  für  diese  Beobachtungen  ist  die,  dafs  der 
hellere  Stern  des  Doppelstenipaares  Mizar  selbst  wieder  aus  zwei  fast 
gleich  hellen,  sehr  nahen  Sternen  besteht.  Die  Uralaufszeit  für  diese 
bi-iden  Komponenten  würde  demnach  102  Tage  betragen.  Wenn  der 
eine  Stern  sich  der  Erde  nähert,  so  weiden  die  Linien  seines  Spektrums 
sich  gegen  das  blaue  Ende  verschieben,  während  gleichzeitig  die 
Linien  in  dem  Spektrum  des  andern  Sternes  nach  der  entgegen- 
gesetzten Richtung  wandern  werden.  Auf  diese  Weise  wird  sich  jede 
Linie  in  zwei  auflüscn. 

Man  kann  auch  hier  aus  den  Messungen  auf  die  Dimensionen 
der  Bahn  schliefsen.  Die  Oeschwindigkeit  beträgt  20  Meilen  pro 
Sekunde,  die  Gesamtmasse  ist  gleich  40  Sonnenmassen.  Unter  der 
Annahrai-  einer  in  die  Ebene  des  Sonnensystems  fallenden  Kreisbahn, 
erhält  man  eine  Entfernung  der  beiden  Sterne  von  30  Millionen  Meilen, 
das  ist  die  ungefähre  Entfernung  von  Sonne  und  Mai's.  Da  wir  jedoch 
bis  jetzt  bei  Mizar  keine  Veränderlichkeit  des  Glanzes  wahrgonommen 
haben,  so  winl  die  Balm  der  Komponenten  gegen  unsere  Gesichtslinie 
geneigt  sein,  so  dafs  die  Entfernung  und  die  Massen  der  Sterne  sich 
noch  gröfser  ergeben  werden.  Eine  Elli]>tizität  der  Bahn  würde 
sich  durch  Variation  der  Gröfse  der  Verdoppelung  zu  erkennen  geben. 
Für  den  Versuch  einer  optischen  Trennung  dieser  beiden  Komponenten 
winl  der  23.  März  dieses  Jahres  zu  empfehlen  sein,  doch  dürfte  man 
hierzu  nur  die  gröfsten  Feniröhre  verwenden  können. 

Die  Spektren  der  Sterne  ji  Aurigae  und  b Ophiuchi  zeigen  ähn- 
liche Erscheinungen.  Diese  neuesten  Ergebnisse  eröffnen  eine  neue 
Epoche  für  die  Doppolsternforschung  und  lassen  erhoffen,  dafs  der 
bislang  vergeblich  gesuchte  Begleiter  des  Procyou  auf  diesem  Wege 
auch  einmal  gefunden  werden  wird.  F.  S.  A r c h enhold. 

U1‘ 


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J42 


Die  Rotation  des  Merkur. 

In  jüUer  populären  Astronomie  finden  wir  angegeben,  dafs  Merkur 
in  ungfdiihr  24  Stunden  eine  Axendrehung  vollende,  (ileichwolil  war 
bisher  mit  Sicherheit  so  gut  wie  garnichla  über  die  Rotation  dieses 
innersten  Planeten  bekannt;  denn  die  Meinung,  dafs  er  in  naliezu 
<Ierselbeii  Zeit  wie  die  Erde  rotire,  gründet  sich  auf  gänzlich  unzu- 
liingliehe  Heobachtungen  von  J.  H.  Schröter,  jenem  emsigen  und 
verdienten  Eörderer  der  teleskopischen  Beobachtungskunst,  der  aber 
leider  vielfach  nicht  ganz  vorsichtig  und  streng  bei  der  Diskussion 
seiner  Wahrnehmungen  verfidir  und  darum  zu  mancherlei  Irrthümeru 
verleitet  worden  ist.  Da  jedoch  eine  Rotationsdauer  des  Merkur  von 
nahezu  24  Stunden  an  sich  viel  Wahrscheinlichkeit  hatte  und  da  das 
anhaltende  Studium  der  Merkursoherfläche  eine  schwierige  und  un- 
dankbar erscheinende  Aufgabe  war,  so  fand  sich  seit  jener  Zeit 
(Schröter  publizirte  seine  vermeintliche  Entdeckung  i.  J.  ISÜtl)  bis 
in  die  allerneueste  (iegenwart  niemand,  der  unsere  Kenntnisse  über 
die  Umdrehung  dos  Merkur  etwas  sicherer  gestellt  hätte.  Schiapa- 
relli  erst,  die  erste  .Autorität  auf  dem  Gebiete  der  teleskopi.se heu  Be- 
oliachtungskunst,  wandte  dem  innersten  Planeten  wieder  einmal  ein 
anhaltendes  Interesse  zu,  indem  er  denselben  seit  1881  bis  zur  Gegen- 
wart so  oft  als  möglich  betrachtete  und  mit  gewohntem  Scharfblick, 
trotz  aller  sich  der  Beobachtung  des  sonnennalien  Planeten  ciitgegen- 
stellenden  Schwierigkeiten,  eine  Fülle  überraschender  Resultate  erntete, 
über  die  er  in  No.  2944  der  ...Astronomischen  Nachrichten"  <*ine  vor- 
läufige Mittheilung  verölTentlicht  hat. 

Das  wesentlichste  Ergebnifs  dieser  Forschungen  besteht  in  dei- 
Erkenntnifs,  dafs  die  Rotation  des  Merkur  viel  langsamer  von  statten 
geht,  als  man  bisher  aunahni  und  zwar  stimmt  die  Periode  wahrschein- 
lich genau  mit  der  Umlaufszeit  des  Planeten  überein.  .Aus  dem 
gleichen  .Anblick,  den  .Merkur  an  aufeinanderfolgenden  Tagen  zur 
gleichen  Tageszeit  hot,  hatte  nämlich  Schröter  seige  Bestimmung 
der  Rolatiunszeit  dos  Merkur  abgeleitet,  ohne  an  ilie  Möglichkeit  zu 
denken,  dafs  dieselbe  Erscheinung  auch  mit  einer  sehr  langsamen 
Axendrehung  vereinbar  .sein  würde.  Schiaparelli  gelangen  jedoch 
Beobachtungen  zu  verschiedenen  Tageszoiten,  bei  denen  ebenfalls  ilas 
.Aussehen  des  Planeten  sich  unverändert  zeigte  und  damit  war  sogleich 
erwiesen,  dafs  die  Umdrehungsperiode  eine  sehr  grofse  sein  müsse. 

Die  Beobachtungen  konnten  durchweg  nur  bei  Tage  ausgeführt 
werden,  weil,  wenn  die  Sonne  unter  dem  Horizonte  steht,  der  .^taiid 
des  .Merkur  ein  zu  tiefer  ist,  um  noch  eine  200-fache  A'ergröfserung 


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■J4.J 


anweniien  za  können,  die  allein  erst  die  äufserst  zarten  Flecken  er- 
kennen läfsl.  Es  zeigrio  sich  nun,  dafs  die  Konfig^uration  der  Flecken 
bei  g-leichen  Phasen  nahezu  dieselbe  war  und  die  darauf  sich  stützende 
Annahme,  dafs  die  Rotation  genau  mit  der  Revolution  (87‘*.tl693) 
übereinstimme,  gab  eine  gute  Erklärung  aller  vorliegenden  Beobach- 
tungen. Merkur  wendet  sonach  der  Sonne  beständig  dieselbe  Seite 
zu,  wie  es  unser  Mond  der  Erde,  mit  Sicherheit  auch  .Ia]>etus  dem 
Saturn  und  mit  grofser  Wahrscheinlichkeit  auch  die  vier  Jupiter- 
satelliten ihrem  ilauptplanelen  gegenüber  thun.  Auch  von  der  Erde 
aus  können  wir  infolge  des.sen  nur  die  eine  Merkurshälfle  kennen  lernen, 
denn  die  der  Sonne  abgewandte  Hälfte,  welche  wir  geometrisch  zeit- 
weise ebenfalls  würden  sehen  können,  bleibt  ja  stel.s  unbeleuchtet. 
Die  I.age  der  Rotationsaxe  hat  bis  Jetzt  noch  nicht  deliniliv  bestimmt 
werden  können,  doch  wurde  bislier  angenommen,  dafs  sie  auf  der 
Hahnebene  senkrecht  stehe.  Eine  grofse  Abweichung  von  dieser  Stel- 
lung dürfte  jedenfalls  nicht  vorhanden  sein  tind  man  kann  bereits 
jetzt  sagen,  dafs  die  Neigung  des  Merkur-Aequators  nur  höchstens 
so  grofs  sein  kann  als  die  Neigung  iles  Ertläqtiators  gegen  die  Eklip- 
tik. Oenauere  Untersuchungen  ergaben  ferner,  dafs  die  Rotation  des 
Merkur  eine  rein  mechanische  ist  und  mit  gleichrörmiger  Geschwin- 
digkeit vor  sich  geht,  während  die  Bewegung  in  der  stark  elliptischen 
Bahn  eine  sehr  variable  Geschwindigkeit  besitzt.  Es  entsteht  dadurch 
eine  sehr  beträchtliche  Libnation  oder  Schwankung  der  lächtgrenzc 
auf  der  Merkursoberfläche,  so  dafs  im  Verlaufe  einer  Revolution  doch 
weit  mehr  als  die  Hälfte  der  .Merkursoberfläche  von  den  Sonnenstrah- 
len getroffen  wird,  h’ür  die  Gegenden,  welche  innerhalh  dieser  Eibni- 
tionsschwankungen  liegen,  findet  sonach  zeitweise  ein  Sonnen-.\nfgang 
und  -Untergang  statt,  während  die  übrigen  Theile  entweder  beständig 
den  heifsen  Sonnenstrahlen  aiisgesefzt  bleiben  oder  ilas  wärmende 
.Sonnenlicht  dauenid  entbehren  müssen.  Aus  dem  Vorhandensein  die- 
ser läbration  ergiebt  sich,  dafs  nicht  etwa  eine  magnetische  von  der  Sonne 
ausgehende  Beeinflussung  die  Stellung  des  Merkur  bestimmt,  sondern, 
dafs  die  Rotation  vermuthlich,  wie  bei  unserem  .Monde  nach  G.  H. 
Darwins  geistvoller  Erklärung,  durch  die  Reihung  der  den  Planeten 
umlaufenden,  von  der  Sonne  erzeugten  Fhithwelle  nach  und  nach  so 
weit  verlangsamt  worden  ist,  bis  sie  der  U^mlaufszeit  genau  gleich  war. 
Sobald  nämlich  Umlauf  und  .\xondrohung  genau  in  gleicher  Zeit  voll- 
endet werden,  findet  eine  Ebbe  und  Fluth  garnicht  mehr  statt,  sondern 
die  .\nziehung  des  Contralkörpors  bewirkt  eine  dauernde  Deformation 
der  flüssig  gedachten  Oberfläche  des  Planeten.  Dafs  gerade  bei  Mer- 


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kur,  als  di-m  einzigen  unter  allen  Planeten,  diese  Oloichinacliunir  von 
Rotation  und  Revolution  durch  Fluthreibung  bereits  zum  Ziele  gelangt 
ist,  erscheint  sehr  erklärlich,  wenn  man  die  grofse  Sonnennähe  und 
die  Schnelligkeit  der  Umlaufsbewegung  bei  diesem  Planeten  in  Be- 
tracht zieht.  Auch  die  .Schnelligkeit  der  Umdrehung  der  äufseren 
Planeten  wird  von  diesem  Gesichtspunkt  aus  vei'Stän<llicher,  denn 
natürlich  mufs  die  Einwirkung  der  durch  die  Sonnenanziehung  ent- 


.S 

Karte  des  Merkur,  nach  Schiaparelli. 

stehenden  Fluthwelle  auf  den  entfernteren  Planeten  die  geringste  Ver- 
zögerung der  Axendrelumg  erzeugt  haben. 

Unsere  .\bbildung  der  sichtbaren  Merkurshälfte  ist  eiuo  Nach- 
bildung der  in  den  astronomischen  Nachrichten  vcrölTentlichten  Skizze. 
Die  dunkeln  Flecken  erscheinen  indessen  im  Fernrohr  bei  weitem  nicht 
so  deutlioh,  sondern  nur  als  äufserst  schwer  erkennbare  und  zarte  Strei- 
fen von  rothbrauner  Farbe.  Prof.  Schiap arelli  glaubt  den  Flecken, 
welchen  Dr.de  Ball  am  24.  und  28.  .Juli  I8ft2  in  Bothkamp  gesehen  hat, 
identiliziren  zu  können;  ilie  Berechnung  des  Merkursanblicks  zur  da- 


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245 


maligen  Zeit  auf  Grund  der  neu  entdeoktou  Kotatiunsdauer  stimmt  gut 
mit  einer  damals  angefertigten  Skizze  überein.  Nach  allen  bisherigen 
Beobachtungen  verändern  die  Flecken  ihren  Ort  auf  der  Merkurs- 
oberfläche nicht,  während  dagegen  ihr  Aussehen  sehr  deutlich  zu  Tage 
tretenden  Variationen  unterliegt,  welche  vermuthlich  durch  die  den 
Merkur  umhüllende  Atmosphäre  und  deren  zeitweilige  Trübungen  zu 
erklären  sein  dürften.  Die  Gegend  um  den  nördlichen  Pol  besitzt 
eine  gröfsere  Helligkeit  als  die  Südpolarregion  und  es  kann  zuweilen 
infolge  dieser  geringen  Helligkeit  das  südliche  Horn  des  Merkur  ab- 
gestumpft erecheinen,  wie  es  Schröter  und  .\ndere  des  Oefteren  ge- 
sehen haben  wollen. 

Schröter  glaubte  seinerzeit,  aus  diesem  eigenartigen  Aussehen 
<les  südlichen  Horns  auf  hohe  Berge  in  der  Nähe  dos  Südpols  sohliefsen 
zu  dürfen.  Die  neueren  Beobachtungen  sprechen  jedoch  mit  aller  Be- 
stimmtheit gegen  diese  Annahme,  indem  sich  Jederzeit  das  Horn  in 
seiner  regelmäfsigen  Gestalt  erkennen  liefs,  wenn  auch  die  üufsersle 
Spitze  mitunter  sehr  lichtschwach  und  schwer  erkennbar  ist. 

Dr.  F.  Koerber. 

Ergebnisse  der  Temperaturmessungen  ln  den  fünf  tiefsten 
preufslschen  Bohrlöchern. 

Von  der  Kgl.  preufs.  Bergbaiiverwaltung  sind  in  den  letzten 
Jahren  umfangreiche  TeraporalLirbeobachtungen  in  <lon  fünf  tiefsten 
Bohrlöchern  ausgeführt  worden  zum  Zwecke  einer  möglichst  genauen 
Feststellung  der  -geothermischen  Tiefenstufe“,  d.  h.  derjenigen  Wogs- 
länge, um  welche  man  in  die  Erde  vonlringen  mufs,  um  I®  Wärme- 
zunahmo  zu  erhalten.  Die  Ergebnisse  dieser  Messungen  enthält  die 
folgende  Tabelle,  welche  einem  ausführlichen  Berichte  in  der  Zeit- 
schrift für  Berg-,  Hütten-  und  Salineuwesen  entnommen  ist:  ■) 


Bohri>uiikte. 


|Tiefe,  fiir  welrhi- 
dieStufc  bercclinci 
wurde:  I 


LUiige  dergeot)irr-|  Anzahl  der 
miKchon  Stufe.  | Messungen. 


Schladebach  (b.  Morseburgl  Ilm  bis  171G  ni  , 4G.0II  m i 387 


Sennewitz  (bei  Halle) ...  7.’H  m 

IJeth  (bei  Altona)  ....  42G  m 

Sudenberg  (bei  Magdeburg)  30  m 
Simrciiberg  (bei  Berlin)  . . 22010 


1084  ni 

4.7.83  m 

96 

1279  m 

13.84  m 

17 

568  m 1 

40.4.7  in 

19 

1066  m 

4a00ra 

9 

')  Bd.  37,  Heft  .3,  1889,  S.  171. 


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Sowohl  in  Hinsicht  Jer  Anzahl  der  Messutiffon  als  auch  in  Be- 
zug auf  die  erschlossene  Tiefe  steht  Schladebach  allen  übrigen  Punkten 
voran,  und  daher  dürfte  die  hier  gefundene  Stufe  von  46.1m  fu:'  1"K. 
der  Wahrheit  am  nächsten  kommen.  Auf  die  Ursachen,  welche  für 
<lie  einzelnen  Bohrlöcher  Abweichungen  der  geothermi.schen  Tiefeu- 
stufe  bedingen,  ist  bereits  früher  in  dieser  Zeitschrift  hingewiesen 
worden. '-) 

Soweit  unmittelbare  Beobachtungen  reichen,  folgt  die  geother- 
mische Tiefenstufe  einer  einfachen  arithmetischen  Progression,  ändert 


sich  also  gleichmäfsig  mit  der  Tiefe 
sich,  dafs  der  Schmelzpunkt  von: 

Unter  dieser  .Annahme  ergiebi 

Kalium 

in 

lö4öin  Tiefe 

Schwefel  .... 

„ 

Wismuth  .... 

0062  . _ 

Antimon  .... 

15524  „ 

Silber 

36495  . .. 

Ciold 

45713 . . 

Roheisen  .... 

■56775  „ „ 

Platin 

93001  „ . 

ciTeioht  wird.  Uio  höchste  tTluthbitze  der  Hochöfen  beträgt  etwa 
2:180"  11.,  sie  würde  sich  in  der  Tiefe  von  104708  m oder  14'  ,o  geogr. 
Meilen  befinden.  Allerdings  müssen  wir  wohl  beachten,  dafs  der 
Schmelzpunkt  aller  Substanzen  durch  den  Druck  der  darauf  la.stendeu 
(d)ereu  Erdschichten  hinaiifgerückt  wird,  und  daher  Oesteinsmasseii 
und  Metalle,  welche  in  unseren  Hochöfen  bei  einer  gewissen  Tempe- 
ratur schmelzen,  im  Innern  der  Erde  bei  einer  selbst  viel  höheren 
Temperatur  fest  bleiben  können. 

Darnach  müfste  die  Zone  des  allgemeinen  Schmelzflusses  er- 
heblich tiefer  liegen,  als  in  den  oben  ausgerechneten  14'/,o  Meilen. 
Auch  dürfte  es  als  eine  KUhulieit  erscheinen,  die  Wärmeverhältnissr 
eines  so  geringen  Theiles  des  Erdballs  als  unbedingten  Mafsstab  für 
die  weitere  Eortselzung  der  Temperatur  nach  der  Tiefe  hinstollcn  zu 
wollen.  Die  .Schladebacher  Bohrung  hat  uns  ja  nur  des  Erdradius 
erschlossen . ,S  c h w. 

*)  S.  (i04  und  t.6I  dos  oratoii  Jalirgaiigos.  (Herioht  de.s  Olier1iei*giu.s|.ok' 
toia  Kiil'ricli.j 


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Strombestimmungen  im  Nordatlantischen  Ocean  mittelst  „Flaschen- 
posten“ durch  den  Fürsten  von  Monaco. 

Die  Hestimmung'  der  Meeresslröniimgon  durch  sclnvimmeiide 
Körper,  die  mit  und  in  demselben  treiben,  ist  zwar  eine  lange  bekannte 
-Methode,  doch  ist  dieselbe  selten  zur  systematischen  Uurohrühruiig 
gekommen.  Wenn  von  Alters  her  die  an  den  Küsten  antreibenden, 
von  fremden  Inseln  und  lündem  stammenden  Hölzer,  Früchte,  Pflanzen 
und  dgl.  auf  eine  zwischen  den  Gestaden  stattfindende  Wasserbewe- 
gung aufmerksam  machen  mufsten,  so  waren  es  doch  nur  ganz  allge- 
meine Schlüsse,  welche  man  hieraus  zu  ziehen  im  stände  war.  Wenn 
später  von  Schiffen  in  Flaschen  oder  anderen  wasserdichten  Hehältern 
schriftliche  Mittheilungtm  den  Wogen  der  See  anvertrant  wurden,  so  ge- 
schah dies  meist  im  Moment  der  höchsten  Noth,  um  der  Well  vielleicht 
noch  das  letzte  Lebenszeichen  zu  geben,  den  letzten  Bericht  von  dem 
L'ntergange  zu  überliefern,  zuweilen  auch  wohl  aus  einer  augenblick- 
lichen Laune  ohne  ernsteren  Zweck  oder  bestimmtes  Ziel.  Erst  in  neue- 
rer Zeit  hat  man  angefangen,  diese  ..Flaschenposten“  in  den  Dienst 
der  Wissenschaft  zu  stellen,  um  durch  dieselben  Erfahrungen  und 
Beiträge  zu  sammeln  für  das  Studium  der  Oberfliichenbewegungen  der 
Oceane.  So  werden  im  besonderen  schon  seit  einer  Reihe  von  Jahren 
die  deutschen  Kriegsschiffe  mit  sog.  Flaschenpostzetteln  ausgerüstet, 
von  denen  auf  Sec  wo  möglich  liiglich  einer  in  einer  leeren,  mit 
Ballast  (gewöhnlich  Sand)  beschwerten,  gut  verkorkten  Flasche  über 
Bord  geworfen  wird.  Der  Zettel  enthält  Angaben  über  seine  Her- 
kunft, Schiff,  Ort  und  Zeit  des  Aussetzens,  und  ersucht  den  Finder, 
denselben  nach  Vervollständigung  durch  Vermerk  von  Fund-  Ort  und 
-Zeit,  sowie  des  Zustandes,  in  welchem  die  Flasche  angelroffen  wurde, 
iler  Marine-Hehörtlo  zu  überliefeni.  ln  ähnlicher  Weise  werden  die 
deutschen  Kauffahrteischi ffe  durch  die  deutsche  Seewarte  mit  solchen 
Zetteln  versehen.  Der  zwischen  Abgangs-  und  Fundort  zurückgelegle 
Weg  und  die  dazu  gebrauchte  Zeit  ergeben  Richtung  und  Geschwin- 
digkeit des  Stromes.  Dafs  diese  Bestimmungen  auf  Genauigkeit  keinen 
grofsen  Anspruch  haben,  ist  klar,  wenn  man  bedenkt,  dafs  die  genid- 
linige  Verbindung  zwischen  den  beiden  angerührten  Punkten  in  den 
seltensten  Fällen  der  wirklich  von  dem  Schwimmkörper  zurüokgelegte 
Weg  sein  wird,  und  dafs  ein  solcher  Körper  oft  lauge  Zeit  an  einer 
Küste  hin-  und  hergetrieben  werden  kann,  ehe  er  gefunden  wird; 
immerhin  bilden  die  Flaschenposten  ein  bequemes  Mittel,  um  die 
Meeresströmungen  in  ihren  llauptzügen  kennen  zu  lernen  und  ge- 


248 


währen  in  grörserer  Anzahl  ein  werthvolleK  Material  für  das  Studium 
derselben.  — 

Von  letzterem  Gesichtspunkte  ist  der  Erbprinz  Albert,  jetziger 
regierender  Fürst  von  Monaco  ausgegangen,  als  er  zusammen  mit  dem 
Professor  Pouchet,  welchem  der  Munizipalrath  von  Paris  eine  ge- 
wisse Summe  zu  oceanographischen  Forschungen  im  Nordatlantischen 
Ocean  zur  Verfügung  gestellt  hatte,  in  den  Jahren  I880,  1880  und 
1887  auf  seiner  Yacht  ffHirondelle  drei  wissenschaftliche  Expeditionen 
unternahm,  auf  welchen  er  für  die  Strombestiminungen  die  besprochene 
Methode  zur  Anwendung  brachte.  Diese  Untersuchungen  durften  ein 
besonderes  Interesse  beanspruchen,  weil  zum  ersten  Mal  die  Methode 
in  so  umfangreicher  und  systematischer  Weise  zur  Ausfiihrung  gebracht 
ist,  eigens  zu  dem  Zweck  konstruirte  Schwimmkörper  herangezogen 
und  mit  besonderer  Sorgfalt  zugericlitet  wimlen.  .\uf  der  Expedition 
1883  kamen  aufser  150  gewöhnlichen  Flaschen  10  kupfemo  Kugeln 
und  20  Holzfässer  zur  Verwendung.  Die  Kugeln  bestanden  aus 
2 Hälften,  welche  über  einer  Kautschukpackung  mit  einander  ver- 
schraubt waren;  die  Schrauben  Helen  besonders  in’s  Auge,  um  den 
Finder  darauf  aufmerksam  zu  machen.  Die  hölzernen  Fässer  waren 
nach  dem  Modell  der  gewöhnlichen  (20  Liter)  Bierfässer  angefertigt, 
mit  starken  Dauben,  eisernen  Bändern  und  inwendig  getheert.  Lrm 
die  Aufmerksamkeit  des  Finders  beim  Deffneu  zu  fesseln,  wurden  sie 
mit  Hafer  gefüllt.  Die  Fla.schen  wurden  durch  einen  mit  Kautschuk 
bekleideten  Stöpsel  geschlossen.  Jeder  Schwimmer  erhielt  einen  Zettel, 
welcher  den  Zweck  angab  und  den  Finder  bat,  denselben  mit  den  für 
die  Auffindung  wesentlichen  Daten  zu  versehen  und  abzuliefem.*) 

Jeder  Zettel,  der  eine  Nummer  trug  und  aus  einem  .Stummregister 
losgelöst  war,  um  seine  Echtheit  konstatiren  zu  können,  war  in  einer 
Überder  Lampe  zugeschmolzenen  Glasröhre  eingeschlossen.  Besondere 
Aufmerksamkeit  wurde  der  Beballastung  der  Schwimmer  zugewandt. 
Es  war  darauf  Bedacht  zu  nehmen,  dafs  dieselben  möglichst  tief  ein- 
tauchlen,  um  den  Einflüssen  des  Windes  nicht  ausgesotzt  zu  sein, 

')  Dans  le  biit  <lc  ronseillor  l«s  rourants  de  la  mer,  avoc  l'aide  du  ronseil 
municipal  de  la  ville  de  Paris,  ce  papier  a dtö  jot^  h la  mer  jiar  les  soins  de 
S.  A.  lo  princo  h^reditaire  de  .Monaco  U bord  de  son  yachl  I Hirondelle  et  eii 
sa  pr^sence.  Tonte  porsonne.  qui  trouvera  ce  pai>icr,  est  priie,  de  Ic  faire 
parvenir  aux  autorit^  de  son  pays  iiour  6lre  transmis  au  Oouverneinent  fran- 
1,'aiK.  en  indiquant  avcc  Ic  plus  de  dötails  possible  lo  lieu,  la  date  et  Ics  eir- 
eonstances  ofi  ce  papier  atira  ^t^  rotrouvi. 

SigiiiS;  Albert,  prince  liÄrMitairo  de  Monaco. 

ü.  Pouchet,  iirofesscur  au  Museum  de  Parin. 


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dabei  mufste  aber  berücksichtigt  werden,  dafs  das  Oewicht  sich  voraus- 
sichtlich mit  der  Zeit  durch  Aufsaugen  und  Eindringen  von  Wasser 
und  durch  Anheften  von  organischen  Bestandlheilen  vermehren  würde. 
Man  gab  den  Schwimmern  deshalt)  (dnen  Ueberschufs  von  Auftrieb, 
dem  im  .\nfaug  durch  Ballast  das  Oleichgewicht  gehalten  wurde,  wäh- 
rend später  sich  der  Ballast  selbstthiitig  lösen  sollte. 

Ungefähr  110  Seemeilen  nordwestlich  von  Corvo,  der  westlichsleii 
-Kzoren-Insel,  beginnend,  wurde  nordwestlich  steuernd  in  Intervallen 
von  je  einer  halben  Seemeile-)  einer  dieser  Schwimmer  über  Bord 
geworfen. 

Im  folgenden  Jahre  wurden  510  starke  Champagnerllaschen  als 
Schwimmer  benutzt,  die  auf  einer  in  der  Uichtung  Xord-Süd  auf  dem 
20.  Meridian  westlicher  Länge  von  Paris  sich  erstreckenden  länio 
zwischen  42»  und  50"  N'ord-Breile  in  gleichen  Zwischenräumen,  wie 
diejenigen  des  Vorjahres  vertheilt  wurden. 

Die  Flaschen  wimlen  in  der  folgenden  Campagne  1887  durch 
Kugeln  aus  dickem  Olase  mit  kupferner  Fassung  nach  Art  und  Gröfs(? 
der  im  ersten  Jahre  verwendeten  kupfernen  Kugeln  ersetzt.  931  solcher 
Schwimmer  wurden  auf  einer  von  den  westlichen  Azoren  bis  zur  Neu- 
fundland-Bank reichenden,  ca.  710  Seemeilen  langen  Linie  über  Bord 
gesetzt,  später  auf  der  Rückreise  nochmals  05  Kugeln. 

Von  den  gesamten  Schwimmern  sind  nach  einem  resumirenden 
Bericht  dos  Fürsten  von  Monaco  ■*)  bis  jetzt  146  wiedergofunden  und 
zurückgeliefort  worden,  von  denen  jedoch  nur  139  für  das  Studium 
der  Strömungen  verwcrlbbar  sind,  da  bei  den  übrigen  7 die  Flaschen- 
poslzeltel  mit  den  erfonlerlicben  Angaben  fehlen. 

Je  nach  dem  Ort  ihres  Ausgangs  lassen  sich  die  Schwimmer  in 
einzelne  grofse  Gruppen  zusammenfassen.  So  bilden  die  im  Jahre  18S|J 
ausgosetzten  Flaschen  drei  Grup|)en,  die  südliche  von  42','o"  Nordbreite 
bis  45",  die  mittlere  von  hier  bis  48"  und  die  nördliche  bis  6t) " 
reichend.  Die  erste,  südliche  Gruppe  nahm  zunächst  ihren  laiuf 
ostwärts  nach  der  Westküste  der  P.vrenäischcn  Halbinsel,  wendete  sich 
dann  südwärts  an  dieser  und  der  afrikanischen  Küste  entlang  bis  zu 
den  Kanaren,  um  von  hier  westwärts  den  Atlantischen  Ocean  durch- 
querend, die  Antillen  aufzusuchen.  Beim  Uebergang  von  der  euro- 
päischen nach  der  afrikanischen  Küste  findet  eine  gewisse  Ablenkung 
nach  und  zum  Theil  durch  die  Strafse  von  Gibraltar  statt,  wovon  ein 
im  Mittelmeer  aufgefundener  Schwimmer  Zeugnifs  ablegt,  während 


■)  I Seemeile  = 1852  Meter. 

’)  Sur  les  courants  guperfieiel.s  de  l'Atliintique  Nord. 


<lrfi  andere  an  der  Küsle  von  Mamkko  zwischen  3H"  32'  und  33*  211' 
Xordbreite  antrieben.  Der  weitere  Verlauf  des  Wefres  ist  konstatirl 
worden  durch  Schwimmer,  welche  weiter  südlich  an  der  afrikanischen 
Küste,  bei  den  Kanarischen  Inseln  und  den  Antillen  aufg-efunden  sind. 
Die  mittlere  Gruppe  stiefs  ebenfalls  nach  Osten  treibend  auf  die  franzii- 
siche  Küste  in  der  Südecke  des  Diskaischen  Meerbusens  und  bewegte 
sich  nach  einer  vollständigen  Drehung  von  hier  westwärts  an  der 
Xordküste  Spaniens  entlang  dem  Kap  Kinisterre  zu.  Die  dritte  und 
nördlichste  fJruppe  wählte  eine  den  beiden  anderen  parallele  Route, 
erreichte  aber  erst  viel  später  die  s[mnische  Küste,  nachdem  sie  die 
Küste  der  Hretagne  und  der  I,andes  zuvor  besucht  hatte. 

Nach  die.sen  Heohachtungen  ist  die  Kxistenz  des  Hennel-Stroines. 
w'<doher  im  Golf  von  Biscava  an  der  Xordküste  Spaniens  nach  Osten  und 
im  weiteren  Verlauf  nonlwärts  an  der  französischen  Küste  hinaufsetzen 
soll,  zweifelhaft  geworden,  zum  wenigsten  für  die  Sommermonate,  wo 
ein  gerade  in  entgegengesetzter  Richtung  laufender  Strom  fest- 
gestellt  wurde. 

Das  aus  den  voraiigeführten  Beobachtungen  sich  ergebende  kreis- 
läufige Strömungssystem  des  Xordatlantischen  Ozeans  wird  bestätigt 
durch  die  Schwimmer  des  .lahres  1HS5,  welche  zwischen  40*21' und 
43*  50'  Xordbreite  westlich  von  den  Azoren  über  Bord  gesetzt,  zum 
Theil  auf  den  Azoren , zum  Theil  an  der  südlichen  Küste  Portugals, 
bei  Madeira,  den  Kanarischen  Inseln  und  an  der  amerikanischen  Küste 
wiedergefunden  sind. 

Die  zahlreichen,  auf  der  letzten  Expedition  ausgesetzten  Schwimmer 
vertheilon  sich  über  den  ganzen  von  ihren  Vorläufern  beider  Jahre 
eingenommenen  Raum.  Die  südlichsten  derselben  nahmen  einen  ähn- 
lichen Weg,  wie  diejenigen  des  Jahres  1885  und  strandeten  an  den 
Küsten  der  Azoren,  von  Madeira  und  den  Kanaren,  die  übrigen  trieben 
l’rankreich  und  haigland  zu.  In  der  Höhe  des  Kanals  tritt  eine  fächer- 
förmige Verbreitung  ein;  es  lassen  sich  3 Mauptzweige  unterscheiden, 
von  <lenen  der  eine  sich  gegen  die  Bretagne  und  nach  Süden  zu 
wendet,  wie  die  Schwimmer  von  1880,  der  zweite  in  den  Kanal  von 
St,  Georg  tritt,  und  der  dritte  an  der  Küste  von  Irland  entlang  und 
bei  den  Hebriden  vorbeiläuft  und  sich  weiter  an  der  norwegischen 
Küste  bis  nach  Tromsö  hinauf  verfolgen  läfst. 

Als  Resultat  ergiebt  sich  aus  diesen  verschiedenen  Beobachtungen, 
so  resümirt  der  Fürst  von  Monaco,  dafs  das  Oberflächenwasser  des 
Xordatlantischen  Ozeans  sich  in  einem  Kreise  um  einen  Punkt  herum 
bewegt,  welcher  etwas  südwestlich  von  den  Azoren  liegt.  Wo  die  Be- 


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251 


z.eicluimi};:  „liolfstroiu"  aiiriiürt,  stufst  Jur  äiifsere  Haiul  dieses  Wasser- 
wirbels  an  die  Kank  von  Neufundtaml,  südlich  an  derselben  entlun;^ 
oder  zuweilen  über  dieselbe  lünwoggeheud , läuft  iiaoh  Ostuofdusl, 
geht  jeduch  selten  über  den  51.  Ureitenparallel  hinaus  und  wendet 
sich,  in  der  Nähe  des  eiigiischen  Kanals  angelangt  nach  Süden,  nach- 
dem ein  Zweig  nach  N'ordüstcn  entsendet  ist.  Weiter  an  den  West- 
küsten Europas  und  Afrika.s  entlang  setzend,  beim  L'ebergange  zwischen 
beiden  durch  die  Strafse  von  (libraltar  naoli  derselben  ans  seiner 
Richtung  abgelenkt,  verläfst  diese  äufsere  Stromperiphorie  in  der 
Breite  der  Kanarischen  Inseln  die  Ostseite  des  Atlantik  und  wandert 
südwestwärts  über  den  (.)zeau,  um  sich  mit  dem  Nordraude  di-s 
-Vquatorial-Stromes  vereinigend,  schliefsliuh  au  den  Antillen  entlang 
nach  Nonlwesten  zu  bewegen  und  durch  Eintritt  in  den  (iolfstrom 
den  Kreislauf  zu  schliefsen. 

Der  innere  Rand  dieses  Stnnngebietes  bildet  eine  Kreisperipherie 
von  nur  geringer  -Vusdehnung  um  den  oben  erwähnten  Mittelpunkt 
herum.  H. 


Knicbeiuuugeu  am  Stemeuhiuimel  im  lUouat  Februar*Mär/. 

(iSumtliche  Zf*itaii^ahcn  für  Hrrlinor  Zeit) 

1.  Der  Mond. 


M)T. 


18. 

Febi-. 

Krdnalie 

Th 

11»  M^. 

ai* 

47' 

Neumond 

7 

4:t 

•T 

15 

Ki'ätes  Viertel 

10 

li 

l 

\'2 

März 

Erdfeme 

0 

.•>1 

Xm. 

5 

7 

Vollmund 

'} 

21 

7 

0 

14. 

•» 

LetztoH  Viertel 

0 

Kt 

Mg. 

:i 

.'>8 

Maxiiua  der  Libratiuii:  Februar,  10.  Mäi-/. 

a.  Die  Planeten. 


M e 1*  k u 1 


Rcctae. 

Declin. 

Auf^f.  UiilerK* 

Hecta.*s.  Declin. 

Aufg. 

Uiiler}^. 

l:i. 

Febr. ' 20hl2m 

-18“  r 

GhlO»M”.  5h 

G“.\ib. 

21l‘45">  —14“  5«' 

7«  2!)»>!lj. 

4h50»N«. 

17. 

. 20  20 

-18  23 

<; 

10  , 2 

54  „ 

22  5 —13  It: 

7 23  . 

5 7 M 

21. 

, 20  34 

— 18  24 

0 

8-2 

.50  - 

22  24  —11  51 

7 17  , 

5 21  - 

2'». 

20  .70 

—18  2 

0 

■>  , 2 

55  - 

22  43  — ;i  42 

7 lü  - 

5 ;u  - 

1. 

Marz  21  0 

—17  in 

ti 

5 - 2 

5y  - 

25  2 7 48 

7 2 „ 

5 48  - 

5. 

„ 21  :to 

— n;  14 

G 

5 - .1 

- 

23  20  - 5 51 

0 55  - 

0 1 it. 

y. 

, 21  52 

— 14  40 

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1 - :t 

2.3  - 

25  ;w  — 5 51 

0 40  - 

0 14  - 

13. 

. 2-2  1> 

— i:i  2 

.’> 

.58  „ 

40  - 

23  57  - 1 4» 

B 30  . 

0 27  - 

Mar/.  Soimeufeiui*. 


e n u 8 


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M a r a 


Rect&s.  Dccliii.  Auf^f.  Uiiterjiir. 

13.  Febr.'15>'23»i— 17M4’  lt»22«lg.  H)h22mVa. 

10.  , '1.5  35  1—17  58  1 14  . 10  4 , 

25.  , 15  46  I— 1837  I 6 , 9 48  „ 

3.  März  15  5fi  -19  13  0 57  , 9 31  , 

0.  . 16  6 -10  45  0 47  , i 0 13  „ 

15.  , '16  15  '—20  14  0 36  ^ | « .5(^  . i 

lt  Saturn  | Uranus 


Rectas.  Declin.  Aufjf.  ' Untorg.  mectas.i  DecUn.  Aufg.  Unlerg. 


13. 

Febr.  lOk  14",+12°44' 

5h33®\*.  7h57®lgJ 

13h40«  — 9“43'  10>>54"4k.' 

9h22«  Ir. 

21. 

, 10  12  '+12  58 

4 .53  , 

7 24  . 

13  .39  —9  40  10  22  . ' 

8 .50  . 

1. 

■März  10  10  +13  12 

4 18  . 

C 52  . 

13  .39  — 9 3(!  9 49  . 

8 19  „ 

9. 

, 10  7 +13  25 

3 43  , 

e 19  - 

13  38  9 31  9 lt!  U. 

7 46  „ 

Elongationen  des  Salurntrabantcn  Titan:  16.  Fobr.  östl..  24.  weall., 

4.  Mäi'z  östl.^  12.  wcstl.  Elong. 


Neptun 

I Rectas.  Declin.  1’  Aufg.  Uulerg. 

10.  Kehr,  i 3i>  :.9">  ' + 18°.^'  lOk  48"  V«.  ‘ Jh  32" 

25.  . 1 4 0 ) + IR5fi  9 48  1 34  „ 

12.  Miii  it  4 1 -1-  18  59  8 .50  . I 0 ;i(i  , 

3.  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

\‘on  den  Vei  flnstciungen  der  Jupilcrmoniie  »ind  nur  einige  in  die  Morgen- 
stunden füllenden  be<jiiem  beobachtbar. 

8.  Marz  I.  Tmb,  Verflnst.  Eintritt  5h  29*"  Morg.  (‘i'i"'  nach  Jup.  Aufg.) 

4.  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 

(Für  Berlin  sichtbar.) 

Orbfae  Eintritt  Austritt 

15.  Februar.  *4  Kagittarii  .5.0®  5*>  44®  Mg.  6h  13®  Mg. 

5.  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  1800 


am 

Max. 

Min. 

Rectas. 

Df( 

■lin. 

U Aiietis 

13.  .Marz 

8m 

12" 

21. 

On 

5l>« 

+ -J4* 

32'6 

S Hvdrao 

24.  Krliruar 

8 

12 

8 

47 

.50 

+ 3 

29.1 

R f'oivi 

27. 

7 

II. .5 

12 

13 

.56 

— 18 

3.S.4 

S Virginis 

20. 

6 

12 

13 

27 

16 

— fi 

37.6 

S Scorpii 

24. 

9- 10 

12.5 

lt! 

11 

7 

^2 

37.6 

S Ophiuchi 

-'9- 

8..5 

12 

18 

27 

55 

— 16 

■35..5 

T Drlphini 

22. 

S.5 

13 

>0 

40 

1.5 

+ l.-> 

.79.8 

S Pegasi 

19. 

7.S 

12 

23 

l.'i 

I 

+ 8 

19.1 

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253 


V Cephei  . 
Alg'ol 

L’  Coronac  . 
S Cancri 
^ Librae  . 


T Monoc.  . 
U Monoe.  . 
W Virginis 
H Aijuilae  . 


b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typua: 

. 16.»  21.»  26.  Febr.  Ab.,  3.,  8.»  13.  Mär/  Nm. 

. 15.  Febr.  Ab.,  21.  Nm.,  27.  Mg.,  5.  März  Mg.,  10.  Ab, 

. 22.  Febr.  Nm.,  1.  März  Nm.,  8.  Mittag,  1,').  März  Mg. 

. 25.  Febr.  Nm..  7.  Maiz  Mg. 

. 17.  Febr.  Mg.,  21.  Ab..  26.  Nm.,  3.  März  Mg..  7.  Ab..  12.  Nm. 

c)  Minima  einiger  Verändeiiicher  kurzer  Periode: 

. S.  Mäi-z. 

. 15.  März. 

. 24.  Febr.,  1-3.  März. 

. 1.  März. 


6.  Meteoriten. 

Für  die  Beobachtung  der  Meteonlen  und  des  Zodiakallichtes  eignet  »ich 
namentlich  die  zweite  Hälfte  des  Februar. 

7.  Nachrichten  Uber  Kometen. 

Der  von  Swift  am  17.  Nov.  entdeckte  Komet  dürfte  nach  einer  neueren 
Rechnung  zu  den  periodiseii  wiederkehrenden  zu  zählen  ein  und  eine  Uni- 
luufszeit  von  6,9  Jahren  besitzen. 

Der  Borrellysche  Dezemberkomet  wurde  anfänglich  allgemein  al«  sehr 
schwacher  Nebel  von  2'  Duichmessor  beschrioben.  Der  Komet  bewegte  sich 
im  Januar  mit  grosser  Schnelligkeit  durch  das  Sternbild  des  Schützen  nach 
Süden,  und  eneichte  um  den  26.  seine  geringste  Entfernung  von  der 
Sonne;  die  Helligkeit  nahm  sehr  schnell  zu,  hatte  etwa  am  24-  Januar  das 
Maximum  (die  23  mal  grüsseiv  Helligkeit)  und  sank  ebenso  rasch  wieder  herab. 
Bei  diesem  schnellen  Wechsel,  hei  der  wenig  günstigen  kui-zen  Bcobachtungs- 
zdit  (in  der  Morgtm-  und  Abenddämmerung)  und  der  Enteihing  des  Kometen 
von  der  Erde  scheint  es  nicht,  dafs  dieser  Komet  zu  besondei*s  vielen  Beol»- 
achtungiMi  Oe!eg(‘iihoit  gegeben  haben  wird. 


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Ilcrru  W.  Kugel  in  Rüdersdorf.  Dafs  die  Mond^icliel  von  der  siiiU 
liehen  Krdhalbkugel  g«*selieii  umgi'kehii  ei'sehHnon  imifs,  als  von  der  nöitl- 
lichen.  d.  Ii.  dafs  der  abnehmende  Mond  dort  so  aussieht.  wie  bei  uns  der 
neliinendo  und  um^^ektdirl.  ist  eine  TliuUaclie,  die  sieh  dadurch  erklärt,  dafs 
auf  der  Südhalbkugid  der  Krde  das  nürdliehu  Mondhuru  dem  Horizonte  zuge« 
kehrt,  also  miton  ersrhoint  iiml  dafs  sonach  der  Mond  doi-t  gewissermafsen  auf 
<leni  Kopfe  steht.  .Vin  Ai*«fuator  liegt  die  Siehel  wagei*ocht,  weil  die  von  Noixl 
na^’li  Süd  gehende  Idehlgreiize  eine  wagtu-eehle  Lagt*  besitzt  und  dies  versteht 
Ueuleuux  unter  der  ..iiiitlieiTii  der  beiden  Können**,  — Die  eigeiiai*tig  veräiidor- 
lt*ii  Verbaltuisse  im  Anbliek  des  Hinimt*ls  von  der  südlichen  Krdhalbkugel 
aus  shid  überhaujit  in  weiteren  Kreisim  wenig  l>ekaiint  und  wir  lionutzeii  da^ 
rinn  mit  V(‘rgiiügen  die  (ielegeiiheit,  liier  einmal  kurz  darauf  hinzu  weisen. 
Aueh  diejenigen  SternhiUler,  welche  von  beiden  Ileinisphäivn  aus  gesellen 
werden  können,  ersi'lieinen  südlieb  vom  Aet|uator  verkehrt.  So  niufs  sich  z.  B. 
der  Stcmkundigi*  besondt*i's  an  das  voi*ändcrto  Aussehen  des  Orion  von  iler 
Südha|bkug<*l  aus  t*rst  langsam  gewöhium,  denn  di*r  Ncbtd  steht  oberhalb  des 
Jaeolistabes.  weil  «ler  südlii*he  Theil  des  Sternbildes  nach  oben  zeigt.  Auch 
die  seheinbare  tuglielie  Mewegting  eisclicdut  auf  der  südliebeii  Krdbälfte  ver- 
ändert. dt'im  ilic  Sonne,  der  Mond  iiml  <lie  Mehrzahl  der  Sterne  stehen  ini 
Norden  und  bewegen  sich  also  bei  ihrem  täglichen  Laufe  von  Ost  nach  W'est 
von  der  Hechten  zur  Linken,  während  sie  bei  uns  umgekehrt  von  links  nach 
rechts  ziehen.  Hin  Korni  ohr  iiiufs  sonach  iii  umgekehrter  Richtung,  als  bei 
uns  gedreht  werden,  damit  es  dem  eingestellten  Sterne  nachfolgo.  Diese  Ver- 
hUUiiissc  wirken  auf  einen  von  der  Nordhälfle  der  Krde  kommenden  Astro- 
nomen sehr  eigenartig,  weil  eben  sonst  der  nördliche  Himmelstheil  dort  dieselbe 
Holle  spielt,  wie  bei  uns  der  südliche.  Nur  aus  der  veräudert  erscheinenden 
Hewegungsrichtung  der  Steine  und  aus  der  verkehtieu  Stellung  der  Sternbilder 
ergiebt  sich,  dafs  man  sich  auf  der  anderen  Krdlieiiiisphäre  beündet  und  nacli 
Norden  tiiicht  nach  Siulent  schaut. 

Selb.stviM-släiidlieh  fiudet  ein  ganz  allmäliücher  Kebergaiig  von  den  Ver- 
iialtnisseii  der  .Nonlhalbkugel  zu  deueii  der  Südhalhkugel  in  der  tropischen 
Zone  statt.  Am  Aeipiulor  selbst  siebt  ja  die  Sonne  bald  südlich,  bald  nördlich 
und  die  Krschcinungcii  gleichen  sonach  wähi  eml  eines  Theils  des  Jahres  deneu 
tlcr  nördlichen,  wählend  des  anderen  Theils  aber  ileiien  ilcr  südliehen  Hemi- 
sphäre. 


TOD  IIpi  mmiu  Paetol  iu  Uerliu.  — Druck  voo  Wilhelm  Urouau's  Uucbdruckoret  in  Uerlic. 
Kür  dl«  RedaeUoD  venuilwortlicb : Dr.  M.  Wilhelm  llcyer  iu  Uerliu. 
UutererhliKter  Nachdruck  aua  dem  Inhalt  dietier  T^citiiclirin  uutersaift. 
L'ebei-»«UuD|f»rvchl  vorbehalk-u. 


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Die  Californischen  Erdbeben  1850-88  in  ihrer  Beziehung 
zu  den  Finsternissen. 

Von  F.  K.  Ginzel, 

Aotronom  am  Reclieninatitut  der  Königl.  Sternwarte  in  Berlin. 

Falbsche  Lehre  vom  Einflüsse  des  Mondes  auf  die  Witterung. 

’ Erdbeben  und  schlagenden  Wetter,  welche  infolge  der  bei  ihr 
angewendeten  Verbreitungsmittel  (durch  populäre  Schriften, 
Vorträge  und  Prophezeiungen)  derzeit  jedem  Oebildeten  bekannt  ist, 
stützt  sich  auf  die  Annahme  gewisser  „Fluthkonstellationen“,  welche 
durch  die  Wirksamkeit  einiger  Stellungen  des  Mundes  (und  der  Sonne) 
gegen  die  Erde  angeblich  eintroten  sollen.  Uieser  letzteren  Stellungen, 
-Kluthfaktoren“,  giebt  es  nach  Falb  („Umwälzungen  im  Weltall“  S.  111) 
sieben,  nämlich:  1.  Sonnennähe  (1.  .Januar),  II.  Perigäum  (Mondnähe), 
III.  die  Zeiten  der  Syzygien  (Neu-  und  Vollmond),  IV.  Frühjahr-  und 
Ilerbstäquinoctium  (21.  März  und  23.  September),  V.  Mondäquatorstand 
(wenn  der  Mond  in  der  Aequatorebene  der  Erde  steht),  VI.  die  Qua- 
draturen (erstes  und  letztes  Mondviertel)  und  VII.  die  Stellung  des 
Mondes  in  der  Ekliptik.  Jeder  dieser  „Fluthfaktoren“  ist  an  und  für 
sich  wirksam  auf  die  Bewegungen  des  Luftmeeres  der  Erde  und  des 
Erdinnem,  von  besonderer  Kraft  wird  jeder  dann,  wenn  er  gleich- 
zeitig mit  einem  zweiten  oder  dritten  Fluthfaktor  zusamroenlallt  Auf 
diese  Weise  kommen  die  „starken“  Neu-  und  Vollmonde  zu  stände. 
Oegenwärtig  können  höchstens  5 Faktoren  als  „kritischer  Tag“  Zu- 
sammentreffen (Falb  a.  a.  O.  113). 

Bei  den  Finsternissen  (Sonnen-  und  Mondfinsternissen)  vereinigen 
sich  immer  zwei  Fluthfaktoren  (der  IIL  und  VII.),  diese  sind  darum 

BimiDPl  und  Krde.  11.  8.  17 


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256 


besonders  kritisch  (Falb  a.  a.  O.  112),  namentlich  aber,  wenn  sie  mit 
Perigäum,  Aequatorstand  oder  dem  I.  oder  IV.  Faktor  in  Verbindung: 
treten.  Dann  sind  solch'  letztere  Konstellationen  für  die  Beförderung 
der  Erdbeben  sehr  geeignet  und  ganz  besonders  gefährlich  (Falb 
a.  a.  O.  S.  223). 

Obwohl  die  Sprache,  die  in  den  „Umwälzungen  im  Weltall"  ge- 
führt wird,  eine  möglichst  zuversichtliche  und  die  ganze  Sache  als 
selbstverständlich  betrachtende  ist,  erlauben  wir  uns  beträchtliche 
Zweifel  und  wollen  einmal  hier  eine  Untersuchung  über  den  Zusammen- 
hang jener  Erdbebenreihe  mit  Sonnen-  und  Mondfinsternissen  an  der 
Hand  der  Falbschen  Fluthkonstellatiouen  vornehmen,  welche  von 
1769—  1887  resp.  1888  in  Califomien,  einem  der  ordbebenreichsten 
I.«änder,  von  dem  Director  der  Lick-Steinwarte,  Prof.  Holden,  aus  den 
vollständigsten  und  zuverlässigsten  Quellen  gesammelt  worden  ist  und 
deren  schon  in  vorliegender  Zeitschrift  im  Oktoborheft  S.  54,  56  rnit 
einigen  Bemerkungen  gedacht  wurde. 

Ich  wähle  hieraus  (der  Katalog  führt  gegen  1000  Erdbeben  auf) 
die  sämtlichen  zwischen  1850-  1888  vorgekommenen  Erdbeben,  welche 
sich  mit  Finsternissen  irgend  nur  zusammenbringen  lassen.  Jene  vor 
1850  deshalb  nicht,  weil  erst  mit  diesem  Jahre  die  Beobaohtungsreihe 
eine  vollständige  wird  und  in  früherer  Zeit  noch  allzu  lückenhaft  ist. 
Zu  den  Fluthfaktoren*)  mufs  ich  vorher  bemerken,  dafs  der  beweglicshte 
und  am  schnellsten  veränderliche  derselben  der  „Mondäquatorstand" 
ist;  die  tägliche  Veränderung  des  Mondstandes  gegen  den  Aoqiiator 
beträgt  zuweilen  mehr  als  sechs  Grad,  und  wenn  man  den  Tag  eines 
Erdbebens  mit  einem  vier  Tage  später  stattgehabten  Aequatorstande 
in  Beziehung  bringen  wollte,  würde  das  so  viel  bedeuten  als : der 
Mond  war  am  Erdbebentage  keineswegs  mehr  in  der  Nähe  des 
Aequators,  sondern  mehr  als  16  Grad  nördlich  oder  südlich  desselben  I**i 

")  Die  Berechnung  der  Fluthfaktoren  goachiehl  durchaus  nicht,  wie  mam-be 
»ich  embildcn,  nach  weif»  Gott  was  für  kom|dizirten,  von  Herrn  Falb  ausge- 
dachten Regeln:  die  Mond.ständc  sind  in  den  aatronomischen  .lahrhüchem  immer 
•auf  einige  .Jahre  im  voraus  genau  angegeben  und  brauchen  nur  heraus  ge- 
schrieben zu  worden;  für  weiter  zurückliegende  Zeit  existiren  Tafeln,  mit  welelion 
man  diese  Ermittelungen  unschwer  ausführen  kann. 

”•)  Dennoch  citirt  Falb  (.Berliner  Tageblatt“  1.  Sopt.  1887)  gelegentlich 
der  Konstellationen  zu  den  Z<>iten  der  Erdbeben  von  Andalusien  (27.  Feb.  188,5), 
Kindberg  (22.  Sept.  188)),  Belluno  II  (8.  Aug.  1873)  und  Charleslon  (7.  Feb.  1887) 
Mondäquatorstände,  welche  3 Tage  resp.  2 Tage,  4 Tage  und  4 Tage  vom  Tage 
der  Beben  entfernt  waren,  als  Beweis.  Der  Mond  war  in  Wirklichkeit  an  diesen 
Erdbebentagon  um  12  Grad  über.  8 Gr.  unter,  21  Gr.  unter,  resji.  17  Gr.  über 
dem  .5equator. 


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257 


Auch  das  Perigiiuiii  müfstc  eigentlich  mir  mit  den  Erdbebciilagen  zu- 
sammeiigebracht  werden,  die  wirklich  auf  den  Perigäumtag  fallen, 
denn  2 Tage  später  kann  der  Mond  nicht  mehr  im  Perigäum  sein, 
sondern  unler  Umständen  schon  1700  Meilen  weiter  entfernt.  Es  sollte 
also  streng  genommen  nur  mit  jenen  Fluthfaktoren  gerechnet  werden, 
die  an  demselben  Tage  zusammenfallen.  Dennoch  habe  ich  von  der 
Dehnbarkeit  der  Falb  sehen  Bedingungen  im  folgenden  Gebrauch  ge- 
macht und  möglichste  Liberalität  gegen  dieselben  walten  lassen. 

Zwischen  1850 — 88  fanden  auf  der  Erde  überhaupt  153  Finsternisse 
(91  Sonnen-  und  62  Mondfinsternisse)  statt  Die  Erdbebenmeldungen, 
welche  sich  mit  denselben  in  Beziehung  bringen  lassen,  sind  folgende; 


Erdbeben:  Finsternisse: 


l) 

I8.i0  Febr,  lo. 

1850  Febr.  12. 

Sonneiif. 

i) 

. Aug.  4. 

Aug. 

7. 

•1) 

1852  Dez.  ü..  17.,  2C. 

1852  Dez. 

11. 

_ 

26. 

Mondf. 

4) 

18.54  Mai  13. 

1854  Mai 

12. 

5) 

. 23..  29. 

n 

26. 

Somiouf. 

6) 

185.5  Oku  27. 

1855 

Okt 

25. 

Mondf. 

7) 

185G  .\pr.  6. 

1856  Apr. 

5. 

8onnenf. 

«) 

1857  Marz  23. 

1857  März  25. 

'■') 

, Nov.  1.5. 

Nov. 

18. 

f* 

10) 

18.59  Aug.  10.,  15. 

1859 

Aug.  13. 

Mondf. 

11) 

. 2J. 

28. 

Sonnonf. 

12) 

1861  Jan.  12. 

1861 

Jan. 

11. 

1.7) 

1862  Juni  13.,  14. 

1862 

Juni 

12. 

Mondf. 

14) 

. Dez.  23. 

_ 

Dez. 

21. 

Sonnonf. 

15) 

1864  Okt  27.,  2.1. 

1864 

Okt 

30. 

* 

IC) 

186.5  Ai)r.  26..  27. 

186.5 

Apr. 

2.5. 

17) 

. Okt  3.,  .5. 

.. 

Okt 

4. 

Mondf. 

18) 

- 20. 

.. 

19. 

Öonnenf. 

19) 

1869  Jan.  28.,  29.,  Fob.  1. 

1869 

Jan. 

28. 

Mondf. 

20) 

. Fob.  10.,  13. 

Feb. 

11. 

Sonnonf. 

21) 

. Juli  23.,  24. 

.. 

Juli 

23. 

Mondf. 

22) 

1871  Dez.  12. 

1871 

Dez. 

12. 

Sonnenf. 

23) 

1872  Mai  21. 

1872 

Mai 

22. 

Mondf. 

24) 

187.7  Nov.  22. 

187.7  Nov.  20. 

Sonnonf. 

2.5) 

1876  März  25. 

1876 

März  25. 

2B) 

1877  Sept  7. 

1877  Sept 

7. 

27) 

1878  Juli  26. 

1878  Juli 

29. 

28) 

1880  Jan.  9. 

1880  Jan. 

11. 

29) 

. Juni  24. 

Juni 

22. 

Mondf. 

30) 

, Dez.  14. 

Dez. 

16. 

_ 

31) 

, 29..  .lau.  1. 

_ 

31. 

Sonnenf. 

32) 

1882  Nov.  11. 

1882 

Nov. 

10. 

.73) 

isa7  Okt  16. 

1883  Okt 

16. 

Mondf. 

.74) 

. .70. 

* 

:to. 

Sonnenf. 

17* 


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258 


35)  18S4  März  25. 

36)  . Apr.  11. 

37)  . OltL  2. 

38)  1885  März  30.,  31. 

39)  1887  Aug.  17.,  19. 

40)  1888  .lau.  29. 

41)  . .Juli  11. 


1884  März  27.  SounenC 
, Apr.  10.  Mondf. 

, Okt.  4. 

1885  März  30. 

1887  Aug’.  19.  Sonnenf. 

1888  Jan.  28.  Mondf. 

, Juli  9.  Sonncnf 


Dir  Freude,  welche  jeder  richlige  Falbiaiier  beim  Anblick  dieser 
Uebereinstimmung  empfinden  wird,  dürfte  voreilig  sein.  Denn  erstens 
ist  es  in  einem  so  erdbebenreichen  Gebiete,  wie  das,  aus  welchem 
das  Material  stammt,  unschwer,  für  jede  Finsternifs  sogleich  eia  Beben 
in  der  Nähe  zu  finden,  da  die  letzteren  sich  jeden  Monat  mehrfach 
ereignen,  bisweilen  aber  beinahe  täglich  eintrtden  und  sich  dann  meist 
durch  mehrere  Wochen  halten;  und  zweitens  wird  man  aus  der  folgen- 
den Zusammenstellung  erkennen,  dafs  den  obigen  Finsternissen  meist 
vereinzelt  stehende  Stöfse  entsprechen,  trotzdem  bei  mehreren  aufser  den 
Fimstemissen  noch  weitere  Fluthfaktoren  verstärkend  wirken.  Zu  einer 
aufmerksamen  Betrachtung  der  folgenden  Zusammenstellung  mufs  ich 
daher  den  Leser  verbindlichst  einladen.  (In  der  folgenden  Tabelle 
bedeuten  -Aq.“  den  Tag,  an  weichem  sich  der  Mond  im  Aequatorstand 
[V.  Fluihfaktor]  befand,  „P.“  den  Tag,  wann  er  in  der  Erdnähe  war. 
Das  Nicht  Vorhandensein  einer  dieser  beiden  Fluthfaktoren  um  die  Zeit 
des  Erdbebens  resp.  der  Finsternifs  ist  durch  Striche  angedeutet,  der 
abschwächende  Fluthfaktor  „Mondfeme'"  ist  mit  ,A.-  (Apogäum)  be- 
zeichnet, die  Oröfsen  der  Finsternisse  [für  S.  Francisco  berechnet] 
sind  in  Zollen  ('/12  Sonnendurchmesser)  ausgedrückt). 

ad  1)  Mehrere  Stöfse.  — [Soiiiieiitiust  1850  Fob.  12.,  eontral,  »ichtbar:  indisch. 
Moor,  Sundainsoln.  - Ä<i.  — P.] 

ad  2)  Scharfer  Stofs.  [Soiinonfinat.  1850  Aug.  7.,  eontral:  2 • 2 Zoll.  — Jq.  7.  P] 
ad  3)  Eine  ganze  Reihe  Bobungen  begann  mit  dem  20.  Nov.  und  »otzto  sich 
bis  .Januar  fort,  im  Oozember  (.5.,  17.,  28)  namentlich  im  südlich  >n  und 
mittleren  Californioii.  — |.Sonnonflnst.  1852  Dez.  11.,  contr.;  Afien.  — 
Äq.  9. 1’.].  [Mondfinst.  1852  Dez.  26.,  partiell,  8 ■ 3 Zoll,  Califoni.  sichtbar. 
- Äq.  --  P.] 

ad  4)  Erdbeben  (ohne  Bezeichnung).  — IMondfinsl.  1854  Mai  12..  pari  3-2Z., 
unsichtb.  .\q.  14.  P.] 

ad  5)  Je  ein  Stofs.  (Soimonflnsl  1854  .Mai  26.,  eentr.  8 ■ 2 Zoll.  — ,\q.  30.  A.] 
Rogclmäfsigi*  Stöfse  im  .Mai  und  .\pril. 
ad  6)  Einige  .Stöfse.  - |.MondHn.st.  1855  Okt.  25.,  total.  17  -7  Zoll,  sic  itb.  23 
Äq.  2.'i  P.  4 Fluthfaktoren.) 

ad  71  Einzelner  Stofs.  18.56  war  besonders  der  Januar  (2..  10.,  21.,  !.3.,  29.. 
31.  u.  Fob.  15.)  durch  schärfere  Stöfse  ausgezeichuet.  — [SonnenfiriL  1856 
■\pr.  5..  eentr.;  Siidhalbkugel.  4 ,\q.  4.  P.  4 Fluthfaktonm.) 

•ad  S)  leichter  .Stofs.  Die  im  Dezember  1856  heftiger  gi'wordeiion  Beben 
setzten  sich  bS.57  mit  zunehmender  Heftigkeit  fort  und  erreich  en  ani 


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259 


9.  Januar  das  Maximum  (Qebäudobeschädi^ngen).  (Soniienfinst  IS57 
Marz  2j.,  ceotr.:  *>•(>  Zoll.  25.  Äq.  26.  P.  Frühjaliraqiiin.  .\lso  5 Fluth- 
faktoren!  Kritischer  Tag  I.  Ordnimgl] 

ad  9)  Vereinzelter  leichter  Stofs.  — (Soniienünst.  1S57  Nov.  IS.,  cenlr.:  Asien. 
Australien.  — Äq.  17.  A.) 

ad  10)  10.  Aug.  8chwen*r  Stofs,  15.,  17.  Kru|»tion  des  Ml.  Hood.  — (Mondünst. 

1859  Aug.  13-,  tot,  21  <9  Zoll,  unsichtb.  Aq.  12.  A.] 

•ad  11)  Drei  Stöfse.  — (Sonnenfinst  18.59  Aug.  28..  partiell,  6 Zoll  in  Südafrika 
u.  südl.  Meeren.  29.  Aq.  27.  P.  4 Fluthfaktoren!] 
ad  12)  Zwei  einzelne  scharfe  Stöfse.  Eine  grüfsei*o  Zalil  Stöfse  fiel  in  den 
Juli  (2.,  3.,  4.,  .5.,  7.  Juli).  - (Sonnenfinst  ISfil  Jan.  11.,  centr.:  Australien, 
Südsee.  — Äq.  - P.] 

ad  13)  Zwei  leichte  Stöfse.  |Mondfinst.  1862  Juni  12.,  tot,  14  -2  Zoll,  sichtb. 
.Äq.  11.  P.J 

.id  14)  Einzelner  Stofs.  — [Sonnenfinst.  1862  Dez.  21,  pari.,  8 Zoll  in  Asien. 
— Äq.  21.  P.l 

ad  15)  Zwei  leichte  Stöfse,  vereinzelt  — [Sonnenfinst.  1864  Okt  30.,  cenlr.:  Süd- 
Amerika,  atlant.  Oz.  — Äq.  25.  A.] 

ad  16)  Einige  scharfe  Stöfse. , — [Sonnenfinst  1865  Apr.  25.,  centr.:  Süd-Amerika, 
Afrika.  --  Äq.  24.  P.] 

"aid  17, 18)  Zwei  Stöfse.  — Schon  am  23.  September  begannen  Stöfse  gleichzeitig 
mit  einer  Erui'lion  des  Mt  Hood,  welch  letzten^  bis  8.  Oktober  dauerte. 
Wälirtmd  dessen  erfolgten  Beben  um  23,  Sept,  1.  Okt,  3.,  5.,  8.  und  er- 
reichten am  8.  Okt  das  Maxiniuin,  weitere  Stöfse  folgten  am  9.,  12.,  13., 

14.,  I.5.,  16.,  20.  bis  27.  Oktober.  — [Mondünst  1865  Okt  4.,  pnrt.  4 -2  Zoll, 
iinsichtb.;  3.  Äq.  5.  P.,  also  4 Fluthfaktoi*on],  — [Sonnenünst.  186.5  Okt  19„ 
centr,  9 Zoll.  17  Äq.  19.  A.| 

ad  19)  Gruppe  leichter  Stöfse.  — [Mondünst  1869  Jan.  28..  pari.,  5 • fiZoll,  sichtb,, 
— Äq.  29.  P.J 

ad  20)  Zwei  Stöfse.  — (Sonnenfinst  1869  Fob.  IJ.,  centr.:  Südafrika,  — Äq.  13.  A.|. 
ad  21)  Zivei  Stöfse.  — [Mondünst  1869  Juli  23.,  pari..  6-8  Zoll,  Beginn  sichtb., 
— Äq.  — P.| 

ad  22)  Beträchtlicher  Einzelstofs.  — [Sonnenünst.  1871  Dez.  12.,  eentr.:  Südasien. 
Australien.  — Äq.  12.  P.) 

ad  23)  Stofs.  [Mondünst  1872  Mai  22.,  j>art,  1 6 Zoll,  unsichtb.  l9Äq.  24.  P.| 
•ad  24)  Scharfer  Stofs  mit  beträchtlicher  Ausbreitung.  - [Sonnenfinst  1873 
Nov.  20.,  part.,  südliche  Hemisphäre;  — Aq.  — P.) 

“ad  25)  Zwei  leichte  Stöfse.  •—  [Sonnenfinst  1876  Mär/,  2.5.,  cent.  8*8  Zoll,  25.  Aq. 

30.  P.  Krühjahräfpün.  Also  5 Fluthfaktoren!) 
ad  26)  Ein  Stofs.  — [Sonnenfinst.  1877  Sopt  7.,  part.,  südl.  Hemisph.  S Äq.  6.  P, 
4 Fluthfaktoren.) 

ad  27)  Einzelner  Stofs.  — [Sonnenfinst.  1878  Juli  29..  centr.,  8*8  Zoll,  — Äq. 
1.  Mai  P.) 

ad  28)  Stofs.  — [Sonnenfinst  1880  Jan.  II-,  cenlr.,  11  -5  Zoll,  — Äq.  10.  P.  Be- 
deutendste Sonnenfinsternifs  für  S.  Francisco  während  der  Epoche  1822 
bis  1888!] 

ad  29)  Stofs.  |. Mondünst.  1880  Juni  22.,  tot,  12*9  Zoll,  Beginn  sichtb.  - Äq.22.P.] 

•ad  30)  u.  31)  Der  Dezember  1880  war  reichhaltig  an  Slöfsen:  7.,  10-,  12.,  14.,  19., 

20.,  21.,  26-,  29.  Dez-,  5— 7 Jan.  1881.  - [Mondünst  1880  Dez.  16.,  tot.. 

16  ■ 6 Zoll,  Beginn  sichtb.,  — Äq.  — 18.  A.|.  [Sonnenfinst  1880  Dez.  31.,  pari., 
3 Zoll  in  Deutschland.  — Aq.  31.  P.] 


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2Ö0 


ad  32)  Scharfer  Stofs.  — (SoimenUnaL  1882  Nov.  10.,  cenlr. : .\iistral.  »rr.  Ozean. 
— Äq.  6.  A.] 

ad  33)  u.  34)  beichte  und  achärfero  Stöfse  in  der  Aufeinanderfolge  um  8-,  0.. 
10.,  16.,  22.,  24.,  30.  Oktober.  — [Mondfinat.  1883  Okt.  16.,  part,  3-3  Zoll 
sichtb.  14.  Äq.  16.  I’.].  (Sonnenfinat.  1883  Okt  30.,  centr.:  gr.  Ozean.  — Äq. 
30.  A..] 

ad  33)  u.  36)  Kinc  Ueibe  leichter  .Stöfae  folgte  am  13.  Mürz,  23.  (scharf),  6.  Apr., 
8t  11.,  17t  20.  — [Sonnenlinat  1884  Mürz  27.,  part.  (sehr  unbedeutend). 
26  Äq.29.  P.  4 Fluthfaktoren.].  [Mondfinat  1884  Apr.  10.,  tot..  17  -4  Zoll  sichtb. 
- Äq.  13.  A.J 

ad  37)  Ein  leichter,  ein  schai  for  Stofs.  — [Mondfinat  1884  Okt.  4.,  tot.  18  • 3 Zoll, 
unaichtb.,  4.  Äq.  7.  P.,  4 Fluthfaktoien.] 

ad  38)  Zwei  Stöfae.  — [Mondfinat  1883  Mürz  30.,  part.,  1 1 Zoll,  unaichtb.  29  Äq.  ■— P.  J 
ad  39)  Im  August  am  1.3.,  17.,  19.,  24.,  Stöfse.  — [Sonnenfinat  1887  Aug.  19.  centr.: 
Deutschland,  Asien;  — Äq.  21.  P.] 

ad  40)  I.jeicht  — [Mondfinat  1888  Jan.  28.,  tot,  19  • 9 Zoll,  — Äq.  — P.] 

ad  41)  Leicht  — [Sonnenfinat  1888  Juli  9.,  part,  sUdL  Homisph.,  — Äq.  — 1*.| 

Die  neben  den  Finsternissen  angesetzte  Fluthkonstellation  läfst 
besonders  in  den  mit  * markirlen  Fällen  erkennen,  dafs  cs  sich  bei 
den  gleichzeitigen  oder  der  Zeit  nach  nicht  weit  abliegenden  Beben 
um  Zufälligkeit  und  nicht  um  Folgen  Jener  Konstellationen  handelt 
Die  5 Fälle,  wo  4 bis  5 Fluthfaktoren  zusammenwirkten,  also  ganz 
besonders  „kritische“  Tage  waren  (ad  8.  11.  17.  26.37)  brachten  gar 
nichts  Besonderes;  in  dem  Falle  von  1866  sind  die  Finsternisse  vom 
4.  und  19.  Oktober  so  unschuldig  wie  nur  irgend  möglich,  denn  die  bis  Ende 
Oktober  dauernden  Beben  waren  eine  Folge  der  Eruption  des  Mount 
Uood  im  September,  nicht  der  Finsternisse,  und  am  Tage  vor  der 
Eruption  war  der  Mond  in  der  Erdferne.  Auch  die  Finsternisse  im 
Dezember  1880  und  Oktober  1883  beweisen  nichts,  sie  fallen  eben 
zufällig  in  eine  bebenreiche  Periode.  Die  gröfsto  Sonnenflnstemifs, 
die  San  Francisco  zwischen  1822 — 88  gehabt  hat,  nämlich  die  vom 
11.  Januar  1880,  brachte,  obwohl  die  Mondnähe  verstärkend  mitwirkte, 
einen  der  leichten  Stöfse,  wie  sie  in  San  Francisco  jede  Woche  Vor- 
kommen. Den  scharfen  Stofs  vom  22.  Nov.  1873  mufste  die  verschämt 
kleine  Sonnenflnstemifs  vom  20.  Nov.  von  der  südlichen  Erdhemi- 
sphäre aus  allein  besorgen,  da  es  um  diese  Zeit  keinen  „Aequatorstand- 
und  keine  „Mondnähe“  als  Hilfskräfte  in  der  Nähe  gab. 

(Bei  dieser  Gelegenheit  bemerke  ich,  dafs  zu  den  Zeiten  der 
folgenden  centralen,  in  Californien  sehr  auffällig  gewesenen  Sonnen- 
tinstemisse, nämlich  1822  Febr.  21,  1834  Nov.  30.,  1860  Juli  18„  1869 
Aug.  7.  und  1886  März  16.  keine  Erdbeben  aus  Californien  gemeldet 
werden.) 

Mancher  wird  nun  sagen,  dafs  es  leicht  möglich  sei,  dafs  zu  den 


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261 


153  FinsternisseD,  die  zwischen  1860 — 88  auf  der  Erde  überhaupt 
stattf^efunden  haben,  viele  gleichzeitige  Erdbeben  gefunden  werden 
könnten,  die  sich  an  anderen  Orten  der  Erde  ereignet  haben  und  alsu 
aus  Californien  nicht  gemeldet  werden  können.  Oewifs  liefsen  sich 
solche  und  zwar  für  jede  Finstemifs  finden.  Der  Leser  kann  sich 
aus  den  Erdbebenliston  der  neueren  Zeit  (z.  B.  aus  der  Sammlung  der 
Erdbeben  des  Jahres  1888  in  der  Zeitschrift  „rAstronomie“-  September- 
und  Oktoberheft  1889)  überzeugen,  dafs  es  tagtäglich  auf  der  Erde 
irgendwo  bebt  (Man  sehe  die  Mittheilung  über  die  Erdbeben  Japans 
in  der  Zeitschrift  ,,HimmeI  und  Erde“  Noveraberheft  1889).  Es  ist 
also  keine  besondere  Kunst,  für  jede  Finstemifs  ein  Erdbeben  als 
dessen  Folge  hervorzusuchen.  Aber  ist  dies  Beweis- Verfahren  wissen- 
schaftlich? Wir  wollen  das  später  beantworten. 

(Schlufs  folgt.) 


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Die  Fluthbewegung  des  Meeres  und  der  Luü 

Von  Prof.  Dr.  R.  Böriatein  in  Berlin. 

(Schlufa.) 


r^,y,^ieiiden  wir  uns  nun  zu  den  atmosphärischen  Irozeiteu,  so 
können  die  Betrachtungen  über  Veränderlichkeit  der  Schwere 
auch  hier  in  ganz  derselben  Art  wie  bei  der  Mecresfluth  zu 
Grunde  gelegt  werden.  Denn  auch  die  Luft  ist  scliwer,  ein  Kubikmeter 
atmosphärischer  Luft  bei  0®  und  dem  mittlem  Barometerstand  von  760  mm 
wiegt  1,293  Kilogramm.  Und  die  Verhältnisse,  welche  auf  die  Gezeiten 
einwirken,  sind  hier  viel  einfacher,  weil  liie  Bewegungen  in  der  Luft 
nahezu  ungehindert  vor  sich  geben  können.  Auch  die  höchsten 
irdischen  Gebirge  überragten  nicht  ein  Fünftel  der  Atmosphäre,  so 
dafs  die  Unebenheiten  der  Erdoberfläche  nur  als  mäfsige  Erhebungen 
und  Senkungen  auf  dem  Boden  des  Luftmeeres  zu  betrachten  sind. 
Man  darf  sich  darum  die  Fluth  und  Ebbe  der  Luft  sehr  viel  regcl- 
mäfsiger  vorstellen,  als  die  Gezeiten  des  flüssigen  Meeres,  und  es  ist 
wenigstens  zu  vermuthen  erlaubt,  dafs  an  der  obem  Grenze  der 
Atmosphäre  Schwankungen  stattfliiden,  welche  der  Flutli  und  Ebbe 
des  Meeres  entspreclien,  jedoch  ohne  solche  Störungen,  wie  sie  die 
aus  dem  Meer  aufrageiiden  Ländermassen  erzeugen,  und  also  ohne 
eine  der  Hafenzeit  entsprechende  Verzögferung.  Vergfebens  suchen 
wir  aber  nach  einer  Möglichkeit,  diese  vermulhelen  Gezeiten  der  Luft 
auch  wirklich  durch  Beobachtung  oder  Messung  nachzuweisen.  Denn 
da  wir  allein  auf  dem  Grunde  des  Luftmeeres  unsere  Erfahrungen 
sammeln  können,  müfste  das  Suchen  nach  jenen  Vorgängen  sich  be- 
schränken auf  die  genaue  Erforschung  der  .\enderiingen  im  Luftdruck, 
von  welchen  die  vermutheton  Schwankungen  der  Lufthöhe  wahrschein- 
lich begleitet  sind.  Unsere  vorher  ausgeführte  Rechnung  ergiebt  aber 
als  höchstmögliche  Mondwirkung  eine  Aenderung  der  .‘Schwere  um 


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Eine  ideale  Landschaft  aus  der  Steinkohlenzeit. 

Nach  diMii  Original  von  Olof  Winkler  in  Dresden. 


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263 


ein  Zehnmilliontol;  um  denselben  Bruchtlieil  kann  sich  die  Höhe  und 
mit  ihr  der  Druck  der  gesamten  Luftsäule,  die  über  dem  Beobach- 
tungsort steht,  verändern.  Der  gewöhnliche  Betrag  des  Imftdrucks 
am  Erdboden  ist  760  mm  Quecksilberdruck,  also  würde  0.000  076  mm 
die  Mondwirkung  darstellen.  Culminiren  Mond  und  Sonne  zusammen 
im  Zenith  (resp.  Nadir),  was  aber  nur  unter  den  Tropen  und  bei 
Neu-  oder  Vollmond  Vorkommen  kann,  so  wächst  jener  Betrag  noch 
um  die  Hälfte,  und  es  kann  also  diese  „atmosphärische  Springfluth“ 
den  Barometerstand  um  ein  Zehntauscndstel  eines  Millimeters  erhöhen. 
Derartig  kleine  Aenderungen  aber  vermögen  wir  nicht  zu  messen, 
und  wenn  man  sie  etwa  aus  Mittelwerthen  des  Luftdrucks  bei  vielen 
auf  einanderfolgenden  Culminationen,  resp.  Auf-  und  Untergängen  des 
Mondes  berechnen  wollte,  so  würde  zwar  die  Genauigkeit  des  Resul- 
tats in  geradem  Verhältnifs  zur  Zahl  der  verwendeten  Barometerab- 
lesungen stehen;  um  indessen  noch  Zehntausendstel  des  Millimeters 
(oder  eigentlich  noch  kleinere  Beträge)  mit  Sicherheit  festzustellen 
und  die  etwa  erkennbare  Gezeitenbewegung  von  den  vielen  und 
grofsen  Schwankungen  des  Luftdrucks,  die  aus  anderen  Ursachen 
herrühren,  zu  trennen,  müfste  man  eine  sehr  bedeutende  Zahl  von 
Beobachtungen  der  Rechnung  zu  Grunde  legen.  Laplace*)  entnimmt 
aus  Pariser  Barometerständen  und  aus  den  Grundsätzen  der  Wahr- 
scheinlichkeitsrechnung, dafs  mindestens  40000  Beobachtung(>n  erfor- 
derlich wären,  um  sichere  Angaben  über  die  almospliärischen  Gezeiten 
zu  erlangen. 

Dennoch  hat  man  vielfach  versucht,  die  Fluth  und  Ebbe  des 
Luftmeeres  durch  Zusammenstellung  von  Barometerständen  heraus- 
zurechnen. Dafs  der  Mond  einen  Einflufs  auf  das  Wetter  haben  müsse, 
ist  ja  ein  alter  und  weit  verbreiteter  Glaube,  und  es  lag  nahe  genug, 
den  beweislüson  Volksglauben  durch  die  unzweifelhaften  Ergebnisse  von 
Beobachtung  und  Rechnung  ersetzen  zu  wollen.  Doch  haben  die 
hierauf  gerichteten  Bestrebungen  einen  sichern  Erfolg  noch  nicht  ge- 
habt, wie  die  folgende  Zusammenstellung  zeigt. 

Bouvard’)  stellte  die  dreimal  täglich  zu  Paris  abgeleseneii 
Barometerstände  von  IP/4  Jahren  zusammen  und  fand  darin  den  Eiii- 
flufs  des  Mondes  uumerklich. 

Kreil'*)  benutzte  nahezu  8000  in  13  Monaten  zu  Prag  gemachte 

»)  Laplace,  Ami.  d.  chim.  (2)  XXIV.  281,  1823;  l’ogg.  Äuu.  XIU.  Ml,  1828. 

•*)  Bouvard,  Mem.  de  i’acad.  roy.  des  Sciences,  T.  VII  p.  267;  im  Auszug 
Pogg.  Aun.  Xin.  137—149,  1828. 

*1  Kreil,  Abh.  d.  Kgl.  böbm.  Ges.  d.  Wisa.  (5)  II.  Abhandl.  33 — 18,  1811/42. 


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2B4 


Ablesungen  des  Luftdrucks;  es  ergaben  sich  für  Sommer  und  Winter 
ganz  verschiedene  Schwankungen,  und  auch  das  (jesamtergebnifs 
der  untersuchten  Zeit  lUfst  keine  deutliche  Beziehung  zu  den  Mond- 
stunden hervortreten. 

Dagegen  entnahm  Ballo*)  aus  Köuigsberger  astronomischen 
Beobachtungen  und  den  dabei  auftretenden  Aenderungen  der  atmo- 
sphärischen Strahlenbrechung,  dafs  bei  jeder  Mondculminatiou  da.s 
Barometer  fallt,  bei  Auf-  und  Untergang  des  Mondes  dagegen  steigl- 
Der  Betrag  der  Schwankung  wird  zu  fast  0,6  mm  angegeben 

Hiermit  sowie  mit  den  vorher  erwähnten  Resultaten  stehen  in 
völligem  Gegensatz  die  Untersuchungen,  welche  von  mehreren  For- 
schem an  Küsten  oder  auf  Inseln  angestellt  wurden.  Es  haben  näm- 
lich Sabine  auf  St.  Helena,  Elliott  in  Singaporo,  Neumayer  in 
Melbourne  und  Bergsma  in  Batavia“)  den  Gang  des  Luftdrucks 
während  des  scheinbaren  täglichen  Mondumlaufs  untersucht  und  dabei 
der  Erstere  täglich  je  12,  die  Andertm  je  24  Baroraeterablesungen 
während  mehrerer  Jahre  zu  Grunde  gelegt.  Alle  diese  Arbeiten 
stimmen  darin  überein,  dafs  der  Luftdruck  während  der  Culmination 
oder  unmittelbar  nachher  seinen  höchsten  Wertli  erreicht,  beim  Auf- 
und  Untergang  des  Mondes  dagegen  .Minima  hat.  Die  Gröfse  der  gi- 
samten  Schwankung  beträgt  etwa  0,1  mm. 

Diese  Arbeiten  sind  die  einzigen,  ui  welchen  die  Natur  der 
beobachteten  Schwankung  und  die  Eintrittszeit  ihrer  verschiedenen 
Phasen  mit  denjenigen  Thatsachen  übereinstimmt,  welche  wir  nach 
-Vnalogie  der  Meeresgezeiten  erwarten  durften.  Freilich  die  Höhe  der 
scheinbar  nachgewiesenen  LuftOuth  ist  unerwartet  grofs,  denn  nur  ein 
Tausendstel  derselben  würde  der  Theorie  entsprechen.  Wir  müssen 
einerseits  bei  dem  wissenschaftlichen  .Ansehen  der  genannten  Forscher, 
sowie  bei  der  Uebereinstimmung  ihrer  Ergebnisse  die  geschilderten 
Schwankungen  des  Luftdrucks  auf  Mondwirkung  zurückfiihren,  denn 
auf  keine  andere  Art  wäre  das  zeitliche  Zusammenfällen  dieser  Schwan- 
kungen mit  den  Culminationen  des  Mondes  zu  erklären.  Aber  anderer- 

*)  Ballo,  EinilufH  der  utmoBphärischoo  Ebbe  und  Klutli  auf  den  Baru- 
meterstand  und  die  astronomische  Refroction.  Königsberg  18,)!). 

*)  Sabine,  Phil.  Trans.  London,  1847,  1.  45 — ,50.  — Elliott,  Pliil.  Trans. 
London,  1852,  I.  125 — 129.  — Neuinayer,  Proc.  Roy.  Soc.  London,  XV,  4,S9. 
18fi7;  Referate  Oost.  Zeitschr.  f.  Met.  IV.  60t> — G07,  1899  u.  Nalurf.  I,  192.  1898 
— Bergsma,  Versl.  en  Mededeel.  d.  Kon.  Akad.  van  Wetensch.  Afdeel. 
Natuiirk.  (2)  V,  7— Ifi.  Amsterdam  1871;  Magnet,  and  Meteor.  Obs.  Batavi.i. 
I,  1871;  in,  1878;  V,  1882.  Referat  Oest.  Zeitschr.  f.  .Mel.  XV.  140-14G.  1880. 


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seit«  zwingt  uns  die  tiriifso  der  Schwankungen  dazu,  eine  bisher  noch 
nicht  von  uns  berücksichtigte  Beziehung  zu  suchen,  welche  allen  ge- 
wonnenen Ktiahrungsthatsachen  gerecht  wird.  Auf  eine  solche  Be- 
ziehung weist  hereits  Laplace^  hin,  indem  er  für  dos  Auftreten 
atmosphärischer  Gezeiten  folgende  drei  möglichen  Ursachen  zu- 
sammenstclll : 

1.  Uirecte  Wirkung  von  Sonne  und  Mond  auf  die  Atmosphäre. 

2.  Periodische  Hebung  und  Senkung  des  Oceans.  als  der  beweg- 
lichen Unterlage  des  Luftmeeres. 

3.  Anziehung  der  Luft  durch  das  Meer,  dessen  Gestalt  perioilisch 
wechselt. 

Die  Bomerkungen,  welche  Laplace  daran  knüpft,  sind  so  lehr- 
reich, dafs  sie  hier  einen  Platz  finden  mögen.  Sie  lauten: 

„Welchen  Einilufs  haben  aber  die  erwähnten  drei  Ursachen  der 
atmosphärischen  Fluth?  Dies  ist  schwer  zu  beantworten.  Die  geringe 
Dichte  dos  Meeres  in  Vergleich  mit  der  mittlern  Erddichte  macht  cs 
unmöglich,  der  periodischen  Gestaltsänderung  des  Meeres  einen  merk- 
lichen Kinflul's  (nämlich  auf  die  Anziehung)  zuzuschreiben.  Ohne  die 
Nebeuumstände  würde  in  unseren  Breiten  die  directe  Mondwdrkung 
unmerklich  sein.  Zwar  haben  diese  Nebenumstände  einen  grofsen 
Einflufs  auf  die  Höhe  der  Fluth  in  unseren  Häfen,  da  aber  die  Luft 
weit  weniger  unregelrnäfsig  als  das  .Meer  über  die  Erde  verbreitet  ist, 
so  mufs  der  Einflufs  der  Nebonumstände  auf  die  atmosphärische  Fluth 
weit  geringer  sein,  als  auf  die  Meereslluth.  Diese  Betrachtungen 
führen  mich  darauf,  in  unseren  Breiten  die  periodische  Hebung  und 
Senkung  des  Weltmeeres  als  Hauptursache  der  atmosphärischen  Mond- 
fluth  anzusehen.  Tägliche  Barometerbeobachtungen  in  Häfen,  wo 
die  Fluth  eine  grofse  Höhe  erreicht,  würden  diesen  sonderbaren  Punkt 
in  der  Meteorologie  aufklären.“ 

Die  zuletzt  erwähnten  Beobachtungen  sind  nun  in  der  Thal  an- 
gestellt worden.  Sie  ergeben,  wie  wir  sahen,  Hch'wankungen  des 
Luftdrucks,  welche  zu  grofs  sind,  als  dafs  sie  der  ersten  jener  drei 
Ursachen  zugeschriobon  weiilen  konnten;  auch  die  dritte  kommt  aus 
den  von  Laplace  erwähnten  Gründen  nicht  in  Betracht.  So  bleibt 
also  nur  die  zweite  übrig,  um  die  Schwankungen,  deren  zeitlich«  Ver- 
theilung  ihre  Abhängigkeit  vom  Monde  zweifellos  macht,  zu  erklären. 
Eis  erscheint  dies  um  so  eher  begründet,  als  ja  die  Beobachtungen, 
bei  welchen  atmosphärische  Gezeiten  von  der  Art  der  Meeresgezeiten 

’)  Laplace,  Traitö  de  Mdcaniquo  eelcstc  V.  IC3.  1825;  .\iiii.  d.  chim. 
(21  XXIV.  >81.  1823;  Pogg.  Aiin.  Xlll.  138-UI.  1828. 


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erkennbar  sind,  siimtlioh  von  solchen  Orten  stammen,  die  auf  Inseln 
(St.  Helena,  Hatavia)  oder  an  Küsten  (Sinffapore,  Melbourne)  liegen. 
Hier  worden  die  unteren,  auf  der  Meerosfliiche  ndieuden  Lnflmassen 
von  jeder  Aenderung  des  Wasserspiegels  initbetrolTen.  Hebt  sich  in 
der  Flulh  das  Meer,  so  drückt  es  die  Luft  nach  oben  hin  zusammen; 
mit  der  Ebbe  erhält  die  Luft  wieder  Raum  und  kann  sich  nach  unten 
ausdehuen,  und  demnach  sind  Fluth  und  Ebbe  des  Meeres  von  Steigen 
und  Sinken  des  Luftdrucks  begleitet.  Zwar  wird  sich  diese  unten  er- 
zeugte Drnckschwankung  in  der  sehr  elastischen  Luft  nach  oben  und 
seitwärLs  fortpflanzen  und  vortheilen,  so  dafs  die  volle  Wirkung  nicht 
auf  die  untersten  Luftschichten  beschränkt  bleibt,  aber  wenn  auch 
eini-  genaue  rechnerische  Verfolgung  des  Vorganges  sehr  schwierig 
sein  dürfte,  kann  doch  immerhin  als  sicher  gelten,  dafs  ein  gewisser 
Thcilbetrag  jener  Schwankung  wenigstens  in  der  Nähe  des  Meeres 
noch  tlurch  das  Barometer  erkennbar  sein  mufs.  Wenn  nun  die  Fliitli- 
welle  des  Oceans  begleitet  von  einer  Luftverdichtung  sich  dem  Lande 
nähert,  so  wird  bei  abnehmender  Wasserliefe  die  Meeresflulh  genöthigl, 
sich  der  Boden-  und  Küslengeslalt  anzupassen  und  ihre  Wasser  durch 
die  gerade  vorhandenen  Räume  und  Kanäle  hindurchzuzwängen,  um 
mit  der  als  „Hafenzeit“  uns  schon  bekannt  gewonlenen  Verspätung 
die  Küsten  zu  treffen.  Die  Luft  dagegen  findet  solche  Hindernisse 
nicht,  sondern  wogt  frei  über  Wasser  und  I.and,  und  ihre  vom  Meen- 
stammenden  Uruckschwankungen  verschwinden  durch  Ausgleichung 
allmählich  in  entsprechender  Entfernung  von  der  Küste.  So  können 
wir  als  Bestätigung  dieser  Betrachtung  den  Umstand  ansehen,  dafs  die 
Angaben  des  Barometers  bei  den  vorher  erwähnten  Untersuchungen 
keine  erhebliche  Hafenzeit  erkennen  lassen,  vielmehr  mit  der  Mond- 
slellung  im  directen  zeitlichen  Zusammenhang  erscheinen,  und  dafs 
insbesondere  diese  Schwankungen  des  Luftdrucks  unabhängig  von 
der  Einlrittszeit  der  Meerosgezeiten  an  den  nächstgelegenen  Küsten- 
orlen auftreten.  Wie  sehr  die  Hafenzeit  von  der  Lage  des  einzelnen 
Ortes  abhängt,  geht  aus  der  grofsen  Verschiedenheit  derselben  inner- 
halb geringer  .Vbstände  hervor.  So  triITt  z.  B.  die  Fluth  des  Meeres 
in  Helgoland  H/4  Stunde  früher,  in  Hamburg  dagegen  fast  4'/s  Stunde 
später  ein,  als  in  Cuxliaven;  in  Dover  3 ','2  Stunde  früher  und  in 
Hüll  d'/a  Stunden  später,  als  in  I.ondon;  in  Cherbourg  4 Stunden 
später  als  in  Brest,  und  cs  wäre  leicht,  dic'scn  Beispielen  zahlreiche 
älinliche  hinzuzurügen.  Diejenigen  Umstände  aber,  welche  die  Hafen- 
zeit der  .Meeresgezeiten  so  nutfallend  und  mannigfaltig  beeinflussen, 
wirken  nicht  auf  die  vom  olTeneu  .Meer  herankommenden  baro- 


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■267 


metrischen  Druckscliwankuiigen,  also  sehen  wir  die  letzteren  fast  ohne 
zeitliche  Verschiebung:  gegen  <lie  Mondstellungen  auftreten. 

Wären  die  an  den  Küsten-  und  Inselstationen  beobachteten  baro- 
metrischen Aenderungen  nicht  aus  der  Bewegung  des  Meeresspiegels 
entstanden,  sondern  aus  irgend  einer  andern,  vom  Meere  unabhängigen 
Ureache,  so  mUfste  man  ähnliche  Vorgänge  in  der  Luft  auch  an 
Orten  des  Binnenlandes  wnhrnehmeti  können.  Das  ist  aber  nicht  tler 
Fall,  sondeni  wie  oben  erwähnt,  haben  die  hierauf  gerichteten  l’ntor- 
sucliungen  kein  irgendwie  deutliches  Ergebnifs  gehabt. 

Und  hieraus  müssen  wir  schliefsen,  dafs  ein  auf  Erfahrung  ge- 
stützter Nachweis  atmosphärischer  Gezeiten  überhaupt  nicht  geführt 
ist  und  wohl  auch  kaum  je  gelingen  wird,  weil  die  in  der  Luft  vor- 
hande'ne  Gezeitenbewegung  zu  klein  für  unser  Wahrnehmungsvermögen 
ist.  Kur  eine  indirecte  Wirkung  des  Mondes  auf  die  Luftdruck- 
vertheilung  in  der  Nähe  des  Meeres  ist  erkennbar,  eine  Wirkung, 
die  ihren  Ursprung  in  den  untersten  Luftschichten  hat  und  nicht  weit 
über  diese  hinausreichen  kann. 

Für  die  in  alter  und  neuer  Zeit  stets  gesuchte  und  zuweilen  be- 
hauptete Beziehung  zwischen  dem  Mondo  und  der  Witterung  haben 
unsere  Studien  keinerlei  Resultat  ergeben.  Wenn  der  Mond  auf  das 
Wetter  überhaupt  einen  Eintlufs  hat,  so  beruht  derselbe  nicht  auf  der 
.atmosphärischen  Fluth  und  Ebbe. 


Uorichtigung. 

ln  diesem  Aufsatz  mufa  auf  Seile  210  des  vorigen  Heftes  dieser  Zeit- 
schrift dreimal,  und  zwar  in  der  7.,  II.  und  12.  Zeile  statt  des  ßuelistaben  K 
gelesen  werden  „C  und  D“. 


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Der  zwOlfzöllige  Refraktor  der  Urania  in  Berlin. 


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Die  Urania  nach  ihrer  Fertigstellung. 

Bericht  des  Direktors  Dr.  M.  WUhela  Meyer. 

(Schlufi.) 

ml  all  miige  us  mir  erlauben,  ehe  ich  meine  Darstellung-  der  Eiii- 
richtungeil  unserer  Anstalt  forlsetze,  eine  Abschweifung  auf  ein 
scheinbar  sehr  fernliogendes  Gebiet  einzullechten.  dessen  Zu- 
sammenhang mit  den  Zielen  der  Urania  bald  zu  Tage  treten  wird. 

Die  Physik,  welche  in  letzter  Linie  die  Aufgabe  verfolgt,  den 
geheimnifsvollen  Kriiften  nachzuspüren,  die  in  der  Materie  verborgen, 
ilie  bewunderten  Erscheinungen  und  Bewegungen  derselben  hervor- 
bringeii,  hat  längst  eine  Reihe  von  Definitionen  solcher  verschiedenen 
Kräfte  aufgestelll,  welche  im  Kerne  aller  Dinge  verborgen  ruhen  und 
sich  nach  aufsen  strahlend  bethätigen  sollen.  Aber  es  geht,  nament- 
lich in  jüngster  Zeit,  ein  bedeutungsvoller  Zug  durch  die  Entwickelung 
unserer  (Trundbegriffe  über  diesen  letzten  Urgrund  der  Erscheinungen. 
Man  beginnt  allmählich  unter  der  Zahl  der  Kräfte  aufzuräumen,  gegen 
deren  geisterhaft  unsichtbares  Wesen  sich  unsere  aus  der  Erfahrung 
konstruirende  Vernunft  unwiderstehlich  sträubt.  So  ist  man  gegen- 
wärtig im  HegrilT,  die  Elektrizität  als  selbständige,  völlig  eigenartige 
Erschoinuugsform  aus  der  Welt  zu  schaffen.  Licht  und  Elektrizität 
bringt  man  in  immer  innigere  Verbindung.  Man  wird  also  auch 
sagen  können  .Elektrizität  ist  Bewegung“,  Bewegung,  allerdings  her- 
vorgerufen durch  eine  andere  unbekannte  Kraft,  welche  der  gemein- 
same Urgrund  vielleicht  aller  jener  strahlend  auftretenden  Erschei- 
nungen der  Elektrizität,  des  Lichtes,  der  Wärme  und  auch  der  allge- 
meinen Gravitation  ist.  Selbst  die  chemischen  Wirkungen,  jene  selt- 
sam wählerischen  Kräfte,  welche  den  verschiedenen  Stoffen  in  so 
verschiedenem  Grade  zuertheilt  scheinen,  versucht  man  längst  aus  der 
ewig  gleichbleibendon  Anziehung  der  einzelnen  Moleküle  einheitlich 


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270 


zu  erklären,  indem  man  nur  die  verschieden  ffeformteu,  sich  gegon 
einander  bewegenden  kleinsten  Theile  entsprechend  ihrer  h'orm  sich 
verschieden  gruppiren  läfst.  Auch  hier  ist  also  nur  scheinbare  Ver- 
änderung, welche  nur  veränderten  Lage-  und  Bewegungs- Verhält- 
nissen folgt,  keine  Veränderung  an  sich,  kein  Schauplatz  neuer  Kräfte. 

Und  auch  die  allgemeine  Anziehung  will  man  versuchen  als 
einen  blofsen  Bew’egungs-Zustand  des  Aethers  aufzufassen.  Geradlinig 
den  leeren  Raum  durchschiefsende  Uratoine  stofsen  die  massigen  Körper 
vor  sich  her  von  allen  Seiten,  und  nur  wo  eine  andere  Masse  als  Schirm 
für  die.se  Stöfse  dient,  dahin  kann  der  allseitig  gestofsene  Körper  aiis- 
weichen.  Die  Krde  beispielsweise,  so  meinen  die  Anhänger  dieser  Idee, 
welche  wohl  allerdings  der  Bestätigung  durch  das  Experiment  noch  be- 
darf, ist  für  den  fallenden  Stein  ein  solcher  Schirm.  Von  diesem  Schirm 
prallen  eine  Lnzalil  von  stofsenden  Aetheratoinen  zurück,  so  dafs  sie, 
wenn  auch  ursprünglich  in  gerader  Richtung  auf  den  Stein  losstcuemd. 
ihn  nicht  erreichen,  während  von  oben  her  der  freie  Weltraum 
kein  Hindernifs  bietet.  Nach  dieser  Anschauung  wohnt  also  der 
Erde  oder  der  Sonne  oder  irgend  einem  Weltkörper  durchaus  keine 
gcheimnifsvolle  Kraft  inne,  welche  durch  den  leeren  Raum  hindurch 
ausstrahlt  und  den  angezogenen  Körper  wie  mit  riesigen,  unsicht- 
baren Tentakeln  umgarnt  und  zu  sich  hinzerrt.  Die  Erde  weifs  nichts 
von  dem  fallenden  Steine,  wie  der  Baum  nichts  von  dem  Schatten, 
den  er  wirft.  Also  auch  der  Anziehungskraft  geht  man  auf  den  I>eib; 
man  sucht  auch  sic  als  eine  Bewegungserscheinung  aus  der  Urbe- 
wegung  der  Atome  zu  erklären,  welche  seit  Ewigkeit  war  und  für 
welche  es  keiner  weiteren  Erklärung  bedarf,  weil  von  den  beiden 
Zuständen,  die  einem  Ding  überhaupt  anhaflen  können,  der  Ruhe 
oder  der  Bewegung,  die  erstere  aufser  dem  Bereiche  unserer  Er- 
kennlnifs  liegt,  Ruhe  haben  wir  nirgends  au  irgend  einem  Dinge 
beobachtet,  nicht  einmal  relative  Ruhe  zu  unserm  bewegten  Welt- 
körper. Ruhe  ist  eine  Abstraktion,  welche  niemals  durch  irgend  eine 
Erfahrung  als  vorhanden  oder  möglich  nachgewiesen  ist.  Bewegung 
ist  überall;  sie  ist  die  unverwüstliche  Ureigenschaft  aller  Materie. 

In  letzter  Linie,  so  hofft  man,  wird  sich  defshalb  jede  beobachtete 
Kraftäufserung  auf  eine  Umsetzung  jener  ursprünglichen  geradlinigen, 
gleichmäfsig  schneiten  Bewegung  der  sonst  eigensehaflslosen  Atome 
zurückrühren  lassen.  Wollen  wir  also  den  Urgrund  der  Dinge  er- 
kennen, so  müssen  wir  ihre  Bewegungen  studiren:  Jene  Bewegungen, 
welche  die  Atome  des  Astronomen,  die  Millionen  Sonnen,  in  eilendem 
laiufc  durch  den  Weltraum  führen  ebensowohl,  wie  jene  Gegenstände. 


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271 


welche  in  unseren  Hiindeii  ein  Spiel  der  N'aturkräfle  sind,  und  endlich 
auch  jene  allerkleinsten  Wesen,  bis  zu  denen  unsere  sohiirl'slen  Mi- 
kroskope hinahdrinc-en.  Alle  diese  Bewegfuiiffen  sind  ohne  allen  Zweifel 
Folgen  einer  einzigen  an  sich  unwandelbaren  Ursache:  Es  mufs  ein 
Oemeinsames  geben  zwischen  den  Kigen-liowegungen  der  Sonnen  im 
Milchstrafsengürtel.  wodurch  sich  die  Konstellationen  über  uns  im  Lauf 
der  .lahrmillionen  andere  gruppiren,  und  jenen  Bewegungen  der  aller- 
kleinsten Theile,  welche  wir  etwa  als  Wärme,  Elektrizität  oder  chemische 
Affinität  als  vorhanden  vermuthon  müssen.  Die  Atome,  welche  sich 
in  dem  chemischen  Molekül  zusammenfinden  und  durch  die  Dazwischen- 
kunft  einer  fremden  Oruppe  von  Atomen  sich  anders  ordnen,  das  sind 
Sonnen,  wie  jene  am  Himmel;  ihre  Bewegung  mufs  denselben  Grund- 
gesetzen gehorchen. 

So  thürmen  sich  ilrei  ungeheure  Stockwerke  übereinander,  welche 
das  Weltgebäude  bilden  und  einer  gemeinsamen  Hausverwaltung  unter- 
worfen sind.  Das  oberste  Stockwerk  birgt  tlie  Welt  des  nnfafsbar 
(irofsen;  der  Astronom  ist  hier  zu  Hause.  Im  tieferen,  dem  Erd- 
geschofs,  wohnt  der  Mensch,  umgeben  von  den  Dingen,  die  er  greifen 
und  begreifen  kann.  Hier  ist  das  Heich  des  Physikers.  Ihm  folgt 
endlich  die  Stufe  des  unfafsbar  Kleinen,  die  uns  das  Mikroskoji 
erechliefst,  .\lle  diese  drei  Stockwerke  greifen  so  unmittelbar  in 
einander,  dafs  heute  kaum  eines  noch  ohne  das  andere  zu  denken 
ist.  .\ber  immer  noch  mehr  müfsen  die  hier  waltenden  Forscher 
Hand  in  Hand  arbeiten,  um  dem  letzten  Urgründe  der  Dinge  näher 
und  näher  zu  kommen.  Nimmermehr  wird  einer  unter  ihnen  oder 
werden  selbst  die  vereinigten  Forscher  eines  dieser  Stockwerke  den 
Schleier  lüften,  der  den  geheimnifsvollen  Begriff  der  Kraft  heute 
noch  dicht  umhüllt  Nicht  nur  im  technischen  Sinne  ist  das  Mikroskop 
ein  umgekehrtes  Fernrohr,  es  ist  ein  Fernrohr  in  Wahrheit,  mit  dem 
man  Weltsysteme  übersieht  von  einem  Umfange,  den  kein  Fernrohr 
der  .Vstronomen  jemals  in  jenem  obersten  Stockwerk  der  Natur  um- 
spannen wird,  wo  wir  einige  Atome  zu  dem  Molekül  zusammenfasseu 
lernen,  das  wir  unsern  Milchstrafsengürtel  nennen.  Das  Mikroskop 
wird  das  Weltbild  vervollständigen  müssen,  von  welchem  die  gewaltige, 
weltdurchdringende  Kralt  unserer  Riesenfernrohre  eben  nur  einige 
wenige  Mosaiksteine  umfafst.  Denn  im  Mikroskop  sehen  wir,  wa.s 
die  Natur  aus  solchen  Steinen  baut:  Die  Elemente  übersieht  der 
Mikroskopist  bereits  im  ganzen.  Er  sieht  das  Bild,  nicht  die  einzelnen 
Mosaiksteine,  wie  der  Astronom.  Deshalb  erscheint  i«  gewissermafsen 
als  ein  Vorzug,  dafs  das  Mikroskop  noch  längst  nicht  imstande  ist, 

Hiimnrl  um!  Knio.  II.  n.  ]8 


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272 


zu  den  Molekülen  oder  f^ar  den  Atomen  vorzudringen,  denn  diese 
miifs  man  sich  noch  ungemein  viel  kleiner  denken  als  die  kleinsten 
Körper,  die  wir  im  Mikroskope  noch  einzeln  unterscheiden  können. 

Dennoch  möchte  es  uns  zuweilen  so  bediinken,  als  ob  wir  uns 
nicht  allzuweit  von  jener  untersten  Grenze  entfernt  befinden.  Wir 
können  es  uns  nicht  anders  vorstellen  und  alles  deutet  darauf  hin. 
dafs  die  Moleküle  der  verschiedenen  Körper  gewisse  einfachste 
geometrische  Gestalten  besitzen,  deren  verschiedene  Oruppirungen 
und  Bewegungen  ihre  verschiedenen  Eigenschaften  bedingen.  Nun 
zeigt  es  sich  andererseits,  dafs  die  kleinsten  Lebewesen,  welche  wir 
im  Mikroskope  noch  wahrnehmeu  können,  sich  aus  Kiesel-  oder 
Kalkmolekülen  Panzer  von  genau  geometrischen  Formen  aufbauen. 

Die  Umrisse  der  Diatomeenschalen  sind  wie  auf  dem  Reisbrett 
mit  Zirkel  und  Lineal  vorgezeichnet  und  selbst  die  zierlichen  Muschel- 
schalen ähnlichen  Foraminiferen  oder  auch  die  noch  complicirteren 
Globigerineu,  welche  den  Schlamm  unseres  Meeresbodens  bilden, 
zeigen  noch  verhiiltnifsmüfsig  einfache  Kurven,  die  geometrisch  genau 
leicht  zu  roproduciren  sind.  Sehr  complicirte  Mittel  und  Wege  — 
so  sollte  man  wenigstens  denken  — kann  die  Natur  kaum  angewandt 
haben,  um  diesi-  Gehäuse  ihrer  niedrigst  stehenden  lebenden  Geschöpfe 
zu  bauen.  Und  in  der  That  habe  ich  einmal  eine  Diatomeenscliale 
von  grofsen  Dimensionen  von  Menschenhand  auf  die  einfachste  Weise 
erzeugen  sehen.  Herr  Professor  Decandolle  in  Genf  machte  das 
Experiment  in  der  dortigen  physikalischen  Gesellschaft.  Ein  rundes 
Gelafs,  wie  eine  Schachtel,  das  oben  mit  einem  Glasdeckel  verschlossen 
war,  wurde  soweit  mit  W’asser  gefüllt,  dafs  nur  eine  verhältnifsmäfsig 
kleine  Luftblase  darin  zurückbliob.  Auf  dem  Grunde  des  Gefäfses 
lag  etwas  feiner  Sand.  Wenn  man  dieses  Gefäfs  auf  eine  drehbare 
Scheibe  stellte  und  es  nun  in  bestimmten  Intervallen  hin  und  her 
i-otireu  liefs,  so  lagerte  sich  der  Sand  in  ganz  bestimmten  Rippen 
auf  dem  Grunde  des  Gefäfses  ab,  und  die  Zeichnung  gewann  sohliefslich 
eine  ganz  frappante  Aehnlichkeit  mit  einem  der  vorhin  erwähnten 
Diatomeenpanzer  oder  mit  einer  Chladnischen  Klangfigur.  Erstnre 
aber  sind  auch  solche  geschlossenen  Gelafse,  welche,  wie  beobachtet 
worden,  gleichfalls  solche  ruckweisen  Bewegungen  ausführen.  Stellt 
man  sich  nun  die  Kieselatome,  welche  den  Panzer  bilden,  als  Sand- 
körner vor,  welche  gelegentlich  frei  im  Innern  des  Thierchens  umher- 
flottiren  können,  so  müfsen  sie,  wie  das  Experiment  beweist,  noth- 
wendig  sich  an  jenen  Stellen  absetzen,  wo  es  in  der  That  geschieht,  und 
der  ganze  Vorgang  hat  durchaus  nichts  Unbegreifliches  mehr  für  uns. 


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273 


Doch  genug  solcher  Spekulationen,  die  durchaus  nichts  Anderes 
bezwecken  sollten,  als  zu  zeigen,  wie  zur  Vervollständigung  des  Natur- 
bildcs,  welches  wir  unseren  Besuchern  in  der  Urania  durch  lebendige 
Anschauung  vor  die  Augen  — und  nicht  nur  die  leiblichen,  sondern 
ganz  besonders  auch  die  inneren,  tiefer  blickenden  — stellen,  das  Mi- 
kroskop gleichberechtigt  neben  dem  Fernrohr  und  dem  Apparatenpark 
des  Physikers  auftreten  mufste,  w'enngleich  die  Welt,  welche  es  uns 
hauptsächlich  vorführt,  die  lebendige  Natur,  scheinbar  wohl  von  anderen 
Gesetzen  aufgebaut  und  verwaltet  wird,  als  die  des  Physikers  und 
Astronomen.  Dafs  die  letzten  Grundursachen  der  sichtbaren  I^ebons- 
thätigkeit  keine  anderen  sein  werden  als  die,  welche  die  Bewegungen 
rings  im  Weltall  beherrschen,  davon  ist  man  längst  überzeugt  und 
jede  wichtige  Entdeckung  auf  dem  Gebiete  der  Erforschung  des  Lebens- 
prozefses,  zum  grofsen  Theil  gelungen  durch  die  erschliefsende  Kraft 
des  Mikroskopes.  ordnet  eine  beobachtete,  ehemals  rathselhaft  er- 
scheinende Bewegung  oder  Veränderung  im  lebendigen  Organismus 
bekannten  physikalischen  Gesetzen  unter. 

Durch  die  vorangegangenen  Betrachtungen  ist  es  zur  Genüge 
dargethan,  welche  Stellung  die  mikroskopisch-biologische  Abtheilung 
der  Urania  im  Gefüge  der  ganzen  Anstalt  einzunehmen  hat  und  unter 
der  geistvollen  Leitung  des  Herrn  Professor  Preyer  mehr  und  mehr 
auch  erringt,  wenngleich  eben  alle  unsere  Einrichtungen  in  ihrer  Ent- 
stehung sich  ihr  Gebiet  erst  nach  und  nach  selbst  umgrenzen  müssen. 
Wir  sind  weit  entfernt,  ein  irgendwie  vollständiges  Bild  der  lebendigen 
Natur,  auch  nur  soweit  sie  das  Mikroskop  erschliefst,  geben  zu  wollen, 
wir  können  dem  Naturkunde- Museum  keine  Konkurrenz  machen. 
Unser  Bestreben  ist  es  vielmehr,  in  einzelnen  herausgegriffenon  und 
durch  die  unmittelbare  Anschauung  besonders  frappant  wirkenden 
Beispielen  die  Schaffensthätigkeit  der  Natur  auch  in  diesen  kleinsten 
Ausdehnungen  vorzuführen  und  dadurch  zum  Nachdenken  über  das 
Gesehene  und  zum  weiteren  Studium  darüber  anzuregen.  Es  sei  mir 
schliefslich  erlaubt,  nur  einiges  aus  den  Hunderten  von  interessanten 
Objekten  herauszugreifen,  welche  in  dieser  Abtheilung  zur  Schau  ge- 
stellt werden. 

Längs  der  westlichen  Hälfte  der  Nordseite  des  grofsen  Physik- 
saales, welche  auf  den  beiden  dem  Februar-Hefte  beigegebenen  Photo- 
graphien dieses  Raumes  nicht  mit  abgebildet  ist,  dann  auch  längs  des 
Westfensters  und  endlich  unter  dem  grofsen  Oborlichte  auf  einem 
runden  Tische,  der  auf  dem  Bilde  vom  mittleren  Theile  des  Physik- 
saales sichtbar  ist,  sind  im  ganzen  fünfzig  zusammengesetzte  Mikro- 

18’ 


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274 


skope  und  vielp  andere,  das  Sehen  erleichternde  Lupen-Vorrichtungeu, 
sowie  auch  mancherlei  makroskopische  Objekte  aulgestellt. 

Zunächst  bewundern  wir  an  ganz  vorzüglich  präparirten  Dünn- 
.schliffen  die  entzückende  Farbenwirkung  des  polarisirten  Lichtes. 
Hier  befinden  wir  uns  noch  ganz  auf  physikalischem  Gebiete,  und  es 
möchte  uns  gelüsten,  im  Mikroskop  direkt  der  gitterartigen  Gruppiinng 
der  Moleküle  nachzuspüren,  welche  allerdings  nur  das  geistige  Auge 
des  Forschers  als  Ursache  dieses  wunderbaren  Auswählungspnizesses 
innerhalb  der  bewegten  Lichtwellen  zu  erkennen  glaubt,  den  ein  alter, 
sehr  ungeeigneter  Sprachgebrauch  mit  Polarisation  des  Lichts  be- 
zeichnet hat.  Von  diesen  Präparaten  krystallinisoher  Gesteine,  deren 
gruppirte,  wohl'  geordnete  molekulare  Zusammensetzung  eben  durch 
diese  polarisirende  Wirkung  verrathen  wird,  scheint  uns  der  Ueber- 
gang  zu  den  sich  sehr  oft  der  Krystallform  merkwürdig  nähernden 
Kiesel-  und  Kalkpanzern  der  Diatomeen,  Foraminiferen  und  Radio- 
larien,  welche  uns  eine  Reihe  anderer  Mikroskope  in  theils  sehr 
wertlivollen,  aus  den  grüfsten  je  erreichten  Meerestiefen  heraufgeholteii 
Proben  vorweisen,  nicht  eben  sehr  sprunghaft. 

Aber  wir  müssen  nun  weiter  gehen  in  räthselvollere  Gebiete  der 
Naturthätigkeit.  Wir  sehen  die  feinen  Gewebe  der  Pllanzen  zu  zier- 
lichen Spitzendessins  geordnet';  aber  die  feinsten  Brüsseler  Spitzen 
mit  dem  blofsen  Auge  betrachtet,  sind  ein  grobes  Fadengeflecht  gegen 
diese  Arbeit  der  Natur  in  hundert-  und  mehrfacher  Vergröfserung  ge- 
sehen. Hier  drängen  sich  die  Kapillarröhrchen  von  kaum  noch  im 
Mikroskop  mefsbarer  Feinheit  dicht  aneinander.  Die  in  ihrem  Innern 
wohnende  Kraft  der  besonderen  .\nziehiing  ihrer  Gefafswände  über- 
windet liier  die  allgemeine  Schwerkraft  und  besorgt  so  die  Zirkulation 
der  Säfte,  welche  zur  Ernährung  der  Pflanze  dienen.  -\uch  gehen 
hier  in  sehr  engen  Räumen  die  chemischen  Zersetzungen  und  Ver- 
bindungen vermöge  dieser  Kapillar-Anziehung  in  anderer  Weise  vor 
sich  als  in  grofsen  Gefäfsen.  Es  ist  zweifellos,  dafs  das  Spiel  der 
Naturkräfte  in  diesen  engsten  Räumen  ein  wesentlich  anderes  ist  als 
das  in  der  greifbaren  Welt  des  uns  angewiesenen  mittleren  Stock- 
werks der  Natur.  Nicht  die  mysteriöse  Lebenskraft  ist  es,  jenes  selber 
unerklärliche  Agens,  mit  welchem  man  ehemals  Unerklärliches  erklären 
wollte,  sondern  nur  die  Modifikation  der  allgemeinen  Gesetze  der 
Physik,  welche  durch  die  ungemeine  Kleinheit  des  Raumes  bedingt 
ist,  wodurch  uns  die  Naturprozesse  im  lebendigen  Organismus  so 
wesentlich  von  denen  der  Materie  im  todten  Zustande  verschieden  er- 
scheinen. 


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276 


Stfigen  wir  nun  zu  der  höheren  Stufe  der  Thierw'elt  empor, 
so  begegnen  wir  hier  zwar  scheinbar  ganz  ähnlichen  Fasergeweben, 
die  aber  doch  bei  näherem  Hinblick  wesentlich  anderen  Zwecken 
dienen.  Halten  wir  auch  liier  hauptsächlich  die  Anknüpfungspunkte 
an  die  Physik  fest,  so  sehen  wir,  wie  für  den  thierischeu  Organis- 
mus, um  eine  schnellere  Zirkulation  der  Säfte  zu  erzielen,  die  der 
intensiveren  Lebensthätigkeit  derselben  entspricht,  die  Kraft  der  Kapil- 
larität nicht  mehr  ausreicht,  sondern  noch  ein  Pumpwerk  hinzugefügt 
werden  mufs,  das  wegen  seiner  nothwendig  gröfseren  Dimensionen 
den  einfacheren  Gesetzen  der  Physik  auch  nothwendig  entsprechen 
mufste.  Die  Einrichtung  des  Herzens  wird  heute  von  unseren 
Maschinenbauern  genau  kopirt  und  mit  Vortheil  in  den  Pulsometern 
benutzt.  In  unserer  .\nstalt  wird  die  Arbeit  des  Herzens  an  einem 
Hühnchen  im  Ei  gezeigt,  das,  für  unsere  Augen  freigelegt,  durch  einen 
besonders  von  Herrn  Fb-ufessor  Preyer  konstruirten  elektrischen  Ei- 
wärmer  am  F..eben  erhalten  winL  Auch  der  geheimnifsvolle  Ent- 
wickelungsprozefs  des  I.,ebens  läfst  sich  in  die.sem  Apparat  auf  das 
Interessanteste  verfolgen. 

Wir  sind  so  unvermerkt  auf  das  makroskopische  Gebiet  über- 
gegangen, das  bei  uns  vertreten  ist  durch  Repräsentanten  verschiede- 
ner besonders  frappanter  Bethätigungen  des  Lebensprozesses.  Selt- 
same Gestalten  aus  der  Insektenwelt,  deren  Flügeldecken  ihre 
schillernde  Farbenpracht  infolge  ihres  mikroskopisch  fein  gerippten 
Zustandes  demselben  Ijichtbeugungsprozesse  allein  verdanken,  welcher 
die  sogenannten  (Fitterspektren  erzeugt;  grofse  wundiuvolle  Falter  aus 
li-opisohen  Ländern,  riesenhafte  Käfer,  eine  vorzügliche  Sammlung  von 
Seesternen,  welche  letztere  von  Herrn  Professor  Preyer  selbst  ge- 
sammelt und  der  Urania  zum  Geschenk  gemacht  wurden,  trefOich  zu- 
sammengestcllte  Präparate,  welche  das  I.«ben  der  kunstreichen  Biene 
illustriren  und  viele  andere  interessante  Dinge  sieht  man  hier  aus- 
gestellt, die  heute  unbeachtet  an  uns  vorübergehen  müssen,  da  an 
dieser  Stelle  ja  kein  Katalog  unserer  .Sammlungen,  sondern  ein  haupt- 
.'^ächlich  nur  die  bewegenden  Ideen  zusammenfassender  Ueberblick 
gegeben  wcnlen  soll. 

•Jener  westliche  Theil  des  grofsen  Ausstelluugssaales,  welchen 
die  mikroskopisch-biologische  Abtheilung  umfafst,  ist  von  dem  mitt- 
leren Theile  des  Saales  durch  eine  Reihe  von  Schränken  getrennt,  in 
welchen  die  Ausstellung  von  Präzisions-Instrumenten  Platz 
gefunden  hat.  Es  ist  ohne  weiteres  verständlich,  dafs  in  einem  Insti- 
tute. wo  die  verschiedenartigsten  astronomischen,  physikalischen  und 


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276 


mikroskopischen  Instrumente  im  Gebrauche  sind,  einerseits  die  Verfer- 
tiger solcher  Instrumente  deren  in  mannigfachster  Konstruktion  zu  ihrer 
eigenen  Empfehlung  aufstellen  und  andrerseits  das  Publikum  dieselben 
zur  Erwerbung  hier  suchen  würde.  Die  Absicht  der  Gesellschaft  bei 
Begründung  dieser  Abtheilung  war  es  in  erster  Linie  dem  Publikum 
eine  Mustersammlung  derjenigen  wissenschaftlichen  Werkzeuge  voi- 
zuführen,  welche  zur  Erforschung  der  in  den  verschiedenen  anderen 
Äbtheilungen  des  Instituts  beobachteten  Naturerscheinungen  gedient 
haben,  während  zugleich  auch  diese  wissenschaftlichen  Instrumente 
als  bewunderungswürdige  Meisterwerke  menschlicher  Intelligenz  und 
Kunstfertigkeit  wohl  einer  eingehenderen  Beachtung  werth  sind,  als 
sie  deren  in  den  vorübergehenden  I.jmdes-  und  Weltausstellungen 
bisher  linden  konnten.  Sinn  und  Zweck  dieser  Instrumente  konnten 
eben  nirgends  klarer  vor  Augen  geführt  werden  als  gerade  in  unserer 
Anstalt  Während  nun  allerdings  unsere  ganze  Anstalt  eigentlich  be- 
reits eine  Ausstellung  von  Präzisions-Instrumenten  ist,  die  sich  zugleich 
auch  im  Gebrauch  befinden  — man  denke  nur  au  den  grofsen  Refraktor 
unserer  Sternwarte  — so  wird  man  doch  andrerseits  begreifen,  dsls 
ilie  speziellere  Ausstellung  von  zum  Verkaufe  stehenden  Instrumenten 
nicht  auoh  zugleich  die  subtilsten,  bewundernswürdigsten,  nur  selten 
augeferligten  Instrumente  aufweisen  konnte,  zu  deren  Herstellung  sich 
ein  Mechaniker  nicht  eben  sogleich  auf  die  Gefahr  hin,  ein  solches 
sehr  werihvolles  Instrument  Jahre  lang  unverkauft  stehen  lassen  zu 
müssen,  entschliefsen  kann.  Aus  diesem  Grunde  stellt  sich  diese  Ab- 
theilung unserer  Anstalt  im  gegenwärtigen  Moment  noch  als  am  ent- 
wickelungsbedürfligsten  heraus.  Es  ist  jedoch  kein  Zweifel,  dafs  die 
Betheiligten  den  Werih  einer  von  wissenschaftlicher  Seite  geleiteteu 
Centralvermittclungsstelle  für  den  Verkauf,  und  zugleich  auch  die 
damit  verknüpften  Prüfungen  wissenschaftlicher  Instrumente  einseheu 
und  demzufolge  immer  mehr  Sorgfalt  und  Uebe  dieser  Ausstellung 
zuwenJen  werden. 

Die  fünfte  Abtheilung  unserer  Einrichtungen  enthält  das  soge- 
nannte wissenschaftliche  Theater,  das  bestimmt  ist,  ein  verklei- 
nertes Bild  der  Natur  nur  in  ersten,  allgemeinsten  Umrissen,  aber  mög- 
lichst wirkungsvoller  Korm  dem  unmittelbaren  Verständnifs  einer  grofsen 
Menge  angepafst  und  nur  dem  Zweck  der  allerersten  Anregung  dienend, 
zu  entwickeln.  Welcher  Art  die  Darstellungen  dieses  Theaters  sein 
sollten,  ist  schon  bei  früheren  Gelegenheiten  oft  genug  erörtert  worden, 
und  wir  können  wohl  behaupten,  dafs  wir  das  Angestrebte  im  grofsen 
Ganzen  erreicht  haben.  Es  erübrigt  mir  deshalb  nur  noch,  an  dieser 


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Das  wissenschaftliche  Theater  der  Urania  zu  Berlin. 


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Stelle  einige  Worte  über  die  Einrichtung  dos  Theaters  selbst  und  einen 
üeberbliok  unserer  bisherigen  Thätigkeit  in  demselben  hinzuzufUgen. 

Die  Bühne,  deren  Dimensionen  sich  leider  als  bedeutend  zu  klein 
bemessen  herausgestellt  haben,  ist  in  ihren  maschinellen  Einrichtungen 
ira  wesentlichen  die  verkleinerte  Kopie  einer  grofsen,  mit  allen  Aus- 
rüstungsstücken versehenen  Theaterbühne,  und  der  Plan  zu  diesen 
maschinellen  Einrichtungen  ist  von  dem  Maschinerie- Oberinspektor 
der  hiesigen  königlichen  Theater,  Herrn  Brandt,  entworfen.  Die 
Bühneneffektbeleuchtungs-Einrichlung  ist  wie  alle  übrigen  elektrischen 
Anlagen  von  Siemens  & Halske  geliefert.  Von  einem  Punkte  des 
Kulissenraumes  aus  läfst  sich  der  elektrische  Lichtstrom  in  beliebiger 
Stärke  einschallen  und  reguliren,  sowie  auch  in  blau  oder  roth  ge- 
färbte Glühlampen  leiten,  um  beliebige  Farbenübergänge  zu  erzeugen. 
Die  Versenkung  wird  durch  eine  hydraulische  Vorrichtung  von  dem- 
selben Hochdruck-Akkumulator  aus  bewegt,  welcher  auch  auf  der  Stern- 
warte die  früher  beschriebenen  Leistungen  auszuführen  hat.  Die  ge- 
samten hydraulischen  Anlagen  sowie  die  grofse  Kuppel  der  Stern- 
warte sind  von  der  Firma  C.  Hoppe  hier,  hergestellt. 

Eis  ist  begreiflich,  dafs  wir  aufser  diesen  auf  allen  modernen 
Bühnen  anzutrelTenden  Vorrichtungen  auch  noch  eine  geraume  Anzahl 
anderer  verwenden  raufsten,  durch  welche  die  besonders  auf  unserer 
Bühne  erzeugten  Effekte  hervorgebracht  werden  konnten. 

Da  auf  unserer  Bühne  bekanntlich  keine  Personen  auflreten  — 
der  Vortragende  befindet  sich,  wie  auch  die  beigefügte  Abbildung 
dos  Zuschauerraums  (Titelbild)  zeigt,  vor  der  Bühnenöfl'nung  auf  einer 
besondeni  Kanzel  — so  brauchten  wir  dieselbe  für  gewöhnlich  nicht 
mit  einem  Podium  zu  überdecken.  Dagegen  ist  die  Einrichtung  ge- 
troffen, ein  solches  für  die  Vortragsabende  über  Experimentalphysik 
herzustellen;  die  Bühne  zeigt  dann  das  Bild  einer  Art  Säulenhalle, 
in  welcher  ein  längerer  Experimentirtisch  aufgestelll  ist.  Letzterer 
ist  mit  Wasser-,  Gas-  und  Elektrizitäts-Zuleitung  in  bequemer  Weise 
versehen.  E'ür  eine  Anzahl  anderer  Vorträge,  welche  nur  durch 
elektrisch  erleuchtete  Projektionsbilder  illustrirt  werden,  läfst  sich  die 
Bühnenöffnung  durch  eine  weifse  Leinewaud  verschliefsen;  auf  ihr 
werden  vom  Endo  des  Zuschauerraums  aus  die  Bilder  durch  einen 
grofsen  Projektions-Apparat  entworfen,  welcher  uns  von  Plössl  & Co. 
in  Wien  geliefert  worden  ist.  Eine  elektrische  Bogenlampe  von  ca. 
*1000  Kerzenstärke,  die  zu  ihrer  Speisung  eines  Stromes  von  40  Am- 
peres bedarf,  entwirft  die  Bilder  in  glänzender  Lichtstärke.  Der 
Apparat  ist  aufserdem  zur  direkten  Projektion  von  mikroskopischen 


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Präparaten  bei  starker  Vorgrofsorung  (als  elektrisches  Mikroskop), 
ferner  zur  objektiven  Darstellung  der  spektroskopischen  und  Polari- 
sations-Erscheinungen des  Lichtes  und  selbst  zur  Darstellung  gröfserer 
undurchsichtiger  Gegenstände  eingerichtet.  ln  den  letzterwähnten 
Eigenschaften  wurde  jedoch  dieser  werthvolle  Apparat  bisher  nur 
selten  dem  Publikum  vorgofülirt,  weil  sich  eine  andere  in  unserem 
Besitz  befindliche  ähnliche  Vorrichtung,  die  sogenannte  optische  Bank, 
von  Schmidt  & Ilaensch  hier  hergestellt,  für  solche  V'orführungen 
als  praktischer  und  besonders  auch  pädagogisch  wirksamer  erweist. 
Diese  optische  Bank  ist  in  dom  sogenannten  Hörsaal  aufgestellt  und 
hat  im  I>aufe  des  Sommers  bei  vielen  kleineren  Vorträgen  über 
mikroskopische  Gegenstände  die  besten  Dienste  gethan. 

Gegenwärtig  werden  die  sämmtliclion  kleineren  halbstündigen 
Nachmittagsvorträge,  deren  im  ersten  Halbjahr  des  Bestehens  unserer 
-Anstalt  im  ganzen  603  stattfanden,  im  Theaterraume  abgehalten ; gröfsere, 
den  Abend  füllende  Vorträge  erreichten  in  dieser  selben  Zeit  die 
Zalil  von  187,  darunter  die  120  öffentlichen  Wiederholungen  des  mit 
Dekorationen  ausgeslutteten  Vortrages:  _Von  der  Erde  bis  zum 

Monde“,  welcher  seit  Weihnachten  von  dem  über  _Die  Geschichte 
der  Urwelt“  verdrängt  w’orden  ist.  Als  Vortragender  dieser  beiden 
vom  Verfasser  dieses  Berichtes  herrührenden  V'orträge  fungirt  be- 
kanntlich Herr  Bergmann.  Es  folgt  hier  die  Liste  der  bis  Ende 
1889  im  übrigen  gehaltenen  gröfseren  Vorträge.  Es  sprach: 


Gustav  .\mberg 

3 mal  über 

Spectral-Analyse, 

4 

y 

n 

.\kustik, 

3 

11 

1» 

Wärme, 

4 

11 

„ 

Elektricität, 

F.  S.  Archonhold 

1 

n 

»1 

den  Bau  des  Weltalls, 

Fr.  Dreyei- 

1 

,, 

das  Reich  der  Urwesen. 

y M 

l> 

” 

11 

das  Leben  in  den  Tiefen 
des  Ozeans, 

0 

•1 

11 

Freundschaftsverhält- 
nisse zwischen  Pflan- 
zen und  Tbieron. 

Dr.  Felix  Korber 

4 

•1 

die  Sonne, 

y *1 

5 

1» 

Kometen  und  Stern- 
schnuppen, 

n M V 

3 

11 

das  Planeten-system, 

Dr.  Henry  Potonie 

3 

Bau  und  Leben  der 
Pflanzen, 

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Herr  Paul  Spies  1 mal  über  Speclral-Aiialyse, 

„ Sophus  Tromhold  3 „ „ die  Sonne, 

„ ,,  „ 3 „ „ den  Mond, 

„ „ „ 3 „ „ das  Planeleusysteni, 

„ „ „ 3 „ „ die  Sternenwell. 

„ Dr.  Max  Zwink  4 „ den  Abendhimmel. 

Es  sei  mir  jfestaltet  hier  noch  einig-e  Worte  einzullechten  über 
die  besondere  Aufgabe  dieses  wissenschaftlichen  Theaters  im  Rahmen 
unserer  Anstalt  und  auch  die  besondere  Art  der  populären  Darstellung, 
welche  hier  gepflegt  wird. 

Die  sehr  oft  wiederholten,  dekorativ  ausgestatteten  Vorträge  unter- 
scheiden sich  wesentlich  von  dem,  was  man  bisher  unter  ^lein 
populär-wissenschaftlichen  Vortrage  verstand.  Das  sonst  denselben 
gelegentlich  in  fast  zaghafter  Schüchternheit  hinzugefügte  Anschauungs- 
material ist  hier  mit  besonders  künstlerischer  Sorgfalt  und  Liebe  als 
das  Hauptsächlichste  an  der  Darstellung  ausgearbeitet.  Durch  die 
farbenprächtigen  malerischen  Schilderungen  schöner  und  grofsartiger 
Naturscenerien  soll  mit  dem  leiblichen  Auge  auch  zugleich  und  ge- 
wisserraafson  unbewufst  der  Geist  gefesselt  werden.  Man  soll  in  unser 
Theater  gehen  mit  derselben  Absicht,  mit  welcher  man  irgend  ein  an- 
deres Theater  besucht,  wo  ein  ernstes,  zu  tieferem  Nachdenken  an- 
regendes Schauspiel  uns  vorgeführt  wird.  Hier  wie  dort  darf  von  der 
Gedankenarbeit  des  Hörers  nicht  allzuviel  verlangt  werden.  Die  Ge- 
danken und  Entwickelungen  müssen  ohne  vorher  mitgebrachte  \'or- 
uussetzungen  leicht  aus  einander  folgen,  und  in  gleichem  Mafse  mit 
dem  Verstände  sollen  auch  die  Sinne,  die  ästhetische  Empfindung,  das 
Herz,  d.  h.  der  ganze  Mensch  beschäftigt  werden.  So  baut  sich  in 
dem  neuesten  Repertoiretück  der  Urania,  in  der  Geschichte  der  Ur- 
welt, ein  Naturdrama  auf,  das  zwar  wie  die  Schauspiele  auf  unseren 
übrigen  Theatern  nur  als  ein  ungemein  schwacher  Abglanz  der  Wahr- 
heit dennoch  geeignet  ist  das  allgemeine  Interesse  zu  fesseln.  Wir 
sehen  stufenweise  die  Erde  sich  aus  chaotischem  Wirrsal  des  Umebels 
bis  zu  ihrer  heutigen  Vollendung  empor  entwickeln.  Aus  den  Wu-ren 
der  dunklen  Urzeiten,  die  am  schwarz  behangenen  Himmel  noch  keine 
Sonne  kennen,  wo  dröhnende  Donnerschläge,  Vulkanausbrüche,  Erd- 
beben und  der  schreckliche  Kampf  des  Feuers  mit  dem  Wasser  uns 
erzittern  machen,  erheben  wir  uns  in  immer  lichtvollere,  freundlichere 
Zeitalter,  bis  wir  endlich  an  den  Gestaden  des  Mittelmeeres  im  Glanze 
■ ler  untergehenden  Sonne  in  der  Fülle  des  malerischsten  Farbenreich- 
thums unserer  gegenwärtigen  Schöpfung  schwelgen.  Mit  den  leisen 


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Kläagca  einer  lernher  tönenden  Musik  schlieft  dieses  Schauspiel  ab, 
welche  bedeuten  sollen,  wie  all  die  Schönheit  und  Poesie  in  der  grofsen 
Schöpfung,  welche  sich  in  .lahrraillionen  langem  Kampfe  vorbereiten 
mufste,  ihren  Zweck  doch  erst  zu  erfüllen  begann  als  die  empfindende 
Seele  des  Menschen  geboren  wai-d,  welche  sich  zuerst  für  solche  un- 
definirbaren  und  doch  unendlich  beseligenden  Eindrücke  der  Poesie, 
der  Musik,  das  Geheimnifs  des  Rhythmus  und  des  Ebenmafses 
empfänglich  zeigte;  und  wer  solchen  Eindrücken  verschlossen  bleibt 
— das  kann  nicht  oft  genug  wiederholt  werden  — dem  fehlt  ein 
Theil  dessen,  was  uns  zu  Menschen  macht.  Deshalb,  wollen  wir  mit 
-Menschen  eindrucksvoll  reden,  dürfen  wir  dieses  seelische  Element 
neben  dem  des  blofsen  Verstandes  nicht  vernachlässigen,  wie  es  leider 
in  sehr  vielen  der  sogenannten  populär-wissenschaftlichen  Vorträge 
geschehen  ist  Ja  bei  den  grofsen,  unser  Repertoir  hauptsächlich 
füllenden  Vorträgen,  welche  für  ein  sehr  grofses  Publikum  von  vorn- 
herein berechnet  sind,  sollte  sogar  dieses  seelische  Element  in  ge- 
^ wissera  Sinne  vorwiegen. 

Dieses  besonders  zu  betonen  schien  mir  hauptsächlich  deswegen 
nothwendig,  weil  mir  von  wissenschaftlicher  Seite  gelegentlich  Vor- 
stellungen wegen  des  geringen  wissenschaftlichen  Cmfanges  des  in 
diesen  Vorträgen  behandelten  Stoffes  gemacht  worden  sind.  Es  ist 
von  vornherein  begreiflich,  wie  sehr  man  auf  der  Oberfläche  bleiben 
mufs,  wenn  man  die  ganze  Geschichte  der  Erdentwickelung  in  einem 
Zeitraum  von  1‘  j Stunden  wiedergeben  will,  indem  man  das  ganze 
Gebäude  von  unten  auf  ohne  alle  Voraussetzung  aufbaut.  Es  stellt 
sich  bei  solchen  skizzenhaften  Darstellungen  oft  sogar  die  Nothwendig- 
keit  heraus,  um  das  Bild  nur  klarer  zu  gestalten  — was  die  Haupt- 
sache ist  — einige  Züge  hinzuwerfen,  welche  pe<lantischen  Kritikern 
als  direkt  unrichtig  erscheinen.  Als  charakteristisches  Beispiel  möchte 
ich  hier  folgendes  anführen:  Am  Schlüsse  des  Vortrages  „Von  der 
Erde  bis  zum  Mondo“  sieht  man  die  Sonne  hinter  dem  mittelländischen 
Meere  untergehen,  so  dafs  sich  dieselbe  auf  der  Wasserfläche  spiegelt; 
das  Spiegelbild  ist  elliptisch,  dadurch  die  Kugelgestalt  der  Erde  be- 
weisend. Ich  sage  nun  in  dem  Vortrage:  „Wir  beobachten,  dafs  das 
Spiegelbild  der  Sonne  auf  der  Meeresoberfläche  einem  deutlich  ge- 
drückten Kreise,  einer  Ellipse  alst),  gleicht,  während  cs  doch,  wenn  es  von 
einer  völlig  ebenen  Fläche  zurückstrahlte,  einen  vollkommenen  Kreis 
bilden  müfste,  ganz  ebenso  wie  die  Sonne  selbst."  Nun  wendet  man 
mir  ein.  dafs  die  Sonne  sich  ja  bei  dieser  Gelegenheit  nahe  am  Hori- 
zonte befindet  und  die  Strahlenbrechung  in  der  Luft  deshalb  auch  der 


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•281 


direkt  gfesehenen  Scheibe  der  Sonne  schon  eine  elliptische  Form  gebe, 
während  ich  sie  kreisförmig  darsteile.  Dies  ist  in  der  That  eine  Ab- 
weichung von  der  Wahrheit,  die  völlig  berechtigt  ist,  um  an  dieser 
Stelle  die  Zuhörer  nicht  erst  durch  weitläufige  Auseinandersetzungen 
über  die  hinzukommende,  aber  für  das  blofse  Auge  kaum  merkliche 
Wirkung  der  Kefraktion,  welche  hier  in  den  Gedankengang  garnicht  hin- 
eingehören, zu  ermüden  und  zu  verwirren.  Elbenso  habe  ich  es  in  dem 
zweiten  Vortrage  über  die  Urgeschichte  vorgezogen,  die  alte,  mehr  und 
mehr  von  den  heutigen  Forschem  verlassene  Ansicht  des  eigentlich  vul- 
kanischen Ursprungs  der  krystallinischen  Schiefer  beizubehalten,  weil 
sie  durchsichtiger  und  verständlicher  ist  als  die  neue.  Das  Wissen 
über  diese  Dinge  mag  dann  im  Geiste  der  Zuhörer,  wenn  sie  sich, 
angeregt  durch  das  Aufgenommene,  weiter  mit  ihnen  befassen  wollen, 
nach  darwinischen  Grundsätzen  aus  diesen  embryonalen,  ihren  eigenen 
Denkbedürfnissen  verwandteren  Ansätzen  einer  vergangenen  Stufe  sich 
um  so  leichter  weiter  emporarbeiten.  Unsere  Anstalt  soll  ja  den  Hoch- 
schulen keine  Konkurrenz  machen,  welche  man  im  ernsten  Drange, 
sein  Wissen  über  ein  bestimmtes  Gebiet  zur  gegenwärtig  erreichbaren 
•Stufe  emporzuheben,  besucht.  Es  sollte  bei  uns  nur  eine  wohlthuende, 
keineswegs  allen  neuesten  Wendungen  der  Hypothesen  im  einzelnen 
folgende,  sondern  nur  im  wesentlichen  aufklhrende  Anregung  gegeben 
werden,  bei  welcher  es  gewifs  auch  für  neunundneunzig  unter  hundert 
unserer  Zuhörer  sein  Bewenden  hat.  Das  müssen  wir,  die  wir  im 
Dienste  der  jungen  Urania  stehen,  stets  vor  Augen  behalten. 

Die  grösseren  Projektions-  und  Experimental -Vorträge,  die 
wöchentlich  ein-  bis  zweimal  den  das  Keperloir  beherrschenden, 
dekorativ  ausgeslatteten  Vortrag  ersetzen,  sind  dagegen  bestimmt,  eine 
weitergehende  Befriedigung  des  Wissensdranges  anzustreben;  sie  sind 
von  vornherein  für  ein  engeres,  ernstere  Ziele  verfolgendes  und  in 
srewissem  Sinne  vorgebildetes  Publikum  berechnet. 

Eine  noch  höhere  Stufe  endlich  sind  wir  gegenwärtig  bemüht 
in  geschlossenen  Vortrags-Cyklen  zu  schaffen,  in  welchen  einem 
kleineren  Kreise  in  einem  fortlaufenden  Kurse  speziellere  Belehrung 
über  den  Gebrauch  astronomischer  Instrumente  und  das  Sehen  im 
Fernrohr,  über  das  Experimentiren  mit  physikalischen  .\pparaten 
oder  die  Kunst  des  Mikroskopirens  geboten  werden  wird.  Hieran 
können  sich  sogar  im  nächsten  Winter  ausgedehntere  Vorträge  über 
mathematische  Geographie,  über  Physik  mit  besonderer  Berücksich- 
tigung der  Erscheinungen  und  Bedürfnisse  des  täglichen  Lebens  oder 
endlich  attch  über  das  mikroskopisch-biologische  Gebiet,  welches 


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mehr  als  alle  andern  in  das  tägliche  Leben  eingreift,  schliefsen.  Ks 
ist  damit  dann  wohl  den  Anfordornngen  aller  geistigen  Stufen  genügt, 
für  welche  eine  Art  von  populärer  Heimstätte  für  das  naturwissen- 
schaftliche Anschauungsbedürfnifs  sich  als  erforderlich  herausgestellt 
hat  Was  an  uns  ist  auch  diejenigen,  bei  denen  ein  noch  höherer 
Wisssensdrang  sich  als  ernst  und  dauernd  herausstellt,  zu  befrie- 
iligen,  wird  stets  gttschehen. 

Im  Kellergeschofs  des  Gebäudes  befinden  sich,  wie  der  dem 
vorangegangenen  Hefte  beigegebene  Plan  zeigt,  die  Laboratorien  und 
die  Maschinen- Anlage.  Es  ist  wohl  kaum  der  Ort  hier  davon  ein- 
gehender zu  berichten.  Doch  möchte  ich  nicht  verfehlen  im  all- 
gemeinen auf  die  interessante  Organisation  der  Kraft-Erzeugung  und 
-Uebertragung  hinzuweisen,  welche  von  diesen  unteren  Räumen  als 
dem  Centralpunkte  ausgeht.  Ein  höchst  complicirles  System  von 
Röhren  uml  Drähten,  welche  den  verschiedensten  Zwecken  dienen, 
durchzieht  von  hier  aus  das  Gebäude,  wie  die  Nerven  und  .\dern  einen 
lebendigen  Organismus.  Es  mag  ein  Ueberblick  derselben  hier  von 
verschiedenen  Standpunkten  interessant  sein. 

Nach  aufsen  hin  steht  die  Anstalt  mit  Kraftquellen  dreierlei  Art 
in  Verbindung:  Durch  liie  Gasleitung,  die  Wasserleitung  und  einen 
vierfachen  Kabel,  der  unser  elektrisches  Schaltbrett  mit  der  Maschinen- 
station der  Herren  Siemens  & Halske  verknüpft,  welche  sich  etwa 
dreihundert  Meter  von  unserm  Gebäude  entfernt  im  Landes-Ausstellungs- 
parke  befindet  und  uns  am  Abend,  sobald  unser  Lichtbedarf,  nament- 
lich für  die  Theater- Vorstellung  ein  sehr  grofser  winl,  mit  dem  nöthigen 
elektrischen  Strom  versieht.  Dort  arbeitet  im  Winter  von  6 Uhr 
Abends  an  eine  grofse,  von  einer  50-pferdigen  Dampfmaschine  ge- 
triebene, einen  maximalen  Strom  von  500  Amperes  liefernde  Dynamo- 
maschine. Um  das  Bild  <Ier  nach  aufsen  hin  gehenden  Verbindungen 
der  -Vustalt  zu  vervollständigen,  ist  auch  der  telephonischen  zu  ge- 
denken, welche  wöchentlich  einmal  dazu  benutzt  wird,  um  von  der 
königlichen  Sternwarte  die  astronomische  Zeit  direkt  auf  den  soge- 
nannten Chronographen  unserer  Sternwarte  mit  einer  (ienauigkeit  von 
einem  Hundertlheile  der  Sekunde  zu  übertragen. 

Die  Gasleitung  speist  zunächst  unsem  12-pferdigen  Gasmotor,  der 
zu  Kraftleistimgen  zweierlei  .\rl  verwendet  wird:  Er  bew'egt  einer- 
seits unsere  bis  70  Ampere  gebendes  Dynamomaschine,  welche  uns 
bis  5 Uhr  Abenrls  mit  Elektricität  zu  Keleuchtungszwecken  versorgt 
und  auch  zur  Ladung  der  elektrischen  Akkumulatoren  dient;  anderer- 
seits betreibt  er  eine  Wasserpumpe,  durch  welche  das  Wasser  unter 


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eiiipn  init  10250  kg  belasteten  Stempel  geprelst  und  daiiurch  einem 
Drucke  von  etwa  50  Atmosphänrn  ausgesetzt  wirtl.  Von  hier  aus  geht 
eine  Hochdruok-Röhrenleitung  durch  das  Gebäude,  um  «lieses  Wasser 
zur  Arbeitsleistung  einerseits  auf  die  Bühne,  zur  Hebung  der  Ver- 
senkung und  Bewegung  der  sogimannten  Flugbahnen,  und  weiter  zur 
grofsen  Kuppel  zu  befördern,  wo  es  die  Kuppel  selbst  um  ihre  Achse 
zu  drehen,  den  Spaltverschlufs  zu  öffnen  und  zu  sehliefsen  und  l•ndlich 
das  grofse  Podium  unter  dem  Instrumente  zu  heben  hat. 

Auch  die  gewöhnliche  Wasserleitung  hat  bei  uns  gelegentlich 
aufserordentlichen  Zwecken  zu  dienen.  Sie  ist  bis  zur  Hauptuhr  des 
eigenartigen  und  ganz  vorzüglich  funktionirenden  Uhrensystems  von 
Mayrhofer  geführt,  welches  jetzt  zur  Versorgung  von  gröfseren  einzelnen 
oder  von  kleineren  zusammenhängenden  Gebäuden  innerhalb  der  Stadt 
Berlin  und  mehrerer  anderer  deutschim  und  ausländischen  Städte  mit 
stets  genauer  Zeit  eingeführt  werden  wird.  Die  Urania  hat  ein  solches 
System  in  ihren  Räumen  im  kleinen  Umfange  eingolührt.  Die  Haupt- 
uhr des  S.ystems,  welche  durch  die  früher  schon  erwähnte  elek- 
trische Verbindung  mit  der  königl.  Sternwarte  stets  mit  der  richtigen 
Zeit  versorgt  winl  (die  wir  im  übrigen  auch  mit  unseren  eigenen 
Instrumenten  direkt  vom  Himmel  ablesen  können)  macht  jede  Stunde 
einmal  einen  elektrischen  Kontakt,  durch  welchen  ein  Gewicht  aus- 
gidöst  wird.  Dieses  öffnet  einen  Wasserleitungshahn,  worauf  das 
Wasser  eine  sogenannte  Streupumpe  durchströmt  und  aus  einem 
Röhrensysteme  die  Luft  pumpt.  Diese  Luftröhren  verbinden  die  Haupt- 
uhr mit  etwa  einem  Dutzend  Nebenuhren,  welche  in  <len  verschiedenen 
.\rbeitsräumen  aufgestellt  sind  und  dadurch  mit  Hülfe  einer  ingeniösen 
Vorrichtung  bis  auf  wenige  Sekunden  richtig  gestellt  und  aufgezogen 
werden.  Auch  die  Hauptuhr  wird  automatisch  durch  die  Kraft  des 
gewöhnlichen  Leitungswassers  aufgezogen,  so  dafs  man  das  ganz«- 
System  jahraus  jahrein  völlig  unbeaufsichtigt  und  unberührt  lassen 
darf,  vorausgesetzt  nur,  flafs  die  Hauptuhr  mit  richtiger  Zeit  versorgt 
bleibt,  was  schliefslich  auch  völlig  aulomittisch  unter  Benutzung  des 
Telephon-Netzes  geschehen  soll. 

Das  Röhren-  und  Drahtsystem,  welches  den  organischen  Körper 
der  Urania  durchzieht,  setzt  sich  demnach  aus  folgenden  Leitungen 
zu.sammen:  1.  Die  Heizgasleitung  zur  Speisung  des  Motors  und  der 
Gasöfen,  mit  denen  verschiedene  kleinere  Arbeits-  resp.  Wohnräume 
geheizt  werden;  2.  die  Leuchtgaslcitung,  welche  Gas  gewissen  physi- 
kalischen Apparaten  zuführt;  3.  die  gewöhnliche  Wasserleitung  und 
ihre  Rückleitung  des  abgehenden  Wassers;  4.  die  Hochdruckwa.sser- 


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leitung  mit  ihrer  Riickleitung;  5.  die  Luftleitung  zu  den  Uhren;  6.  die 
Dampfleitung  aus  der  Central-Heiz-Anlage;  7.  die  elektrische  Licht- 
leitung, welche  sich  aus  einer  grofsen  Zahl  verschieden  starker  Drähte 
für  die  verschiedenen  bei  uns  in  Verwendung  kommenden  elektrischen 
Beleuchtungskörper  zusammensetzt;  8.  die  Leitung  für  die  elektrischen 
Akkumulatoren,  bestehend  aus  zwei  Ladungsdrähten  und  den  früher 
schon  erwähnten  11  Arbeitsstromleitungen,  welche  das  ganze  Gebäude 
durchziehen;  9.  eine  g^rofse  Zahl  Tolephondrähte,  welche  die  in  den 
meisten  Arbeitsräumen  aufgestellten  Telephone  miteinander  verbinden; 
10.  eine  Anzahl  von  elektrischen  Drähten  auf  der  Sternwarte,  welche 
verschiedenen  zur  elektrischen  Registrirung  der  Beobachtungen  in 
den  betreffenden  Beobachtungsräumen  dienenden  Apparaten  angehören. 
Endlich  mag  wohl  am  besten  an  dieser  Stelle  gleich  eingeschaltet 
werden,  dafs  in  allernächster  Zeit  auch  noch  eine  andere  höchst  in- 
teressante Verbindung  der  Urania  nach  aufsen  hin  hergestellt  werden 
wird,  nämlich  die  mit  der  hiesigen  königlichen  Oper,  um  die  dortigen 
Musikaufführungen  in  unseren  Räumen  mit  Hülfe  des  Telephons  ge- 
niefsen  zu  können. 

In  all  diesen  viel  verzweigten  Röhren-  und  Drahtnetzen  pulsen 
die  den  grofsen  Organismus  der  Urania  belebenden  Kräfte  geschäftig 
auf  und  ab  und  verwandeln  sich  proteusartig  in  einander.  Das  Gas, 
welches  sich  im  Motor,  mit  atmosphärischer  Luft  vermischt,  explodirend 
zu  Wasser  zusamraenziehl,  setzt  zunächst  die  ungeheuere  Kraft  der 
chemischen  Affinität  in  Bewegung  um,  das  heifst,  Molekularbewegung 
verwandelt  sich  in  sichtbare.  Die  dadurch  getriebene  Dynamo- 
maschine verwandelt  die  letztere  in  elektrische  Kraft,  in  einen  Strom, 
der  in  reifsender  Schnelligkeit  sich  durch  die  Nervenstränge  des 
Gebäudes  hinbewegt.  In  den  Glühlampen,  welche  das  Licht  der 
untergangenen  Sonne  ersetzen  müfsen,  geht  die  elektrische  Bewegung 
zunächst  in  die  andere  molekulare  Bewegung  der  Wärme  und 
schliefslich  bei  steigender  Energie  in  die  verwandte  Bewegung  des 
Lichtes  über.  Damit  ist  ein  höchst  merkwürdiger  Kreisprozefs 
geschlossen.  Jenes  den  Motor  bewegende  Gas  ist  ein  Produkt  der 
Steinkohle,  diese  ein  solches  des  Sonnenlichtes  und  der  Sonnenwärme, 
welche  sich  in  dem  vollkommensten  der  Kraft-Akkumulatoren,  den 
Pflanzenkörpern  jener  riesigen  Unkrautwälder  der  Steinkohlenzeit 
angesammelt  hatte.  Das  vor  Jahrmillionen  verschluckte,  zurück- 
gehaltene Sonnenlicht  beleuchtet  uns  beute  im  elektrischen  Flammen- 
bogen:  Die  Natur  vorenthält  uns  nichts.  — 

Aber  auch  wir  haben  es  bereits  gelernt,  Kraftspeicher  zu  schaffen. 


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285 


In  dem  lockeren,  schwammartigoii  Faserwerke  der  elektrischen 
Akkumulatoren,  welches  dem  Zellgeflecht  der  Pllanzen  wohl  in 
gewissem  Sinne  zu  vergleichen  ist,  verwandelt  sich  die  aus  chemischer 
Affinität  erzeugte  lebendige  elektrische  Kraft  aufs  neue  in  zunächst 
wieder  latente  chemische  Affinität  zurück,  um  in  jedem  gegebenen 
Momente  sich  in  jede  beliebige  andere  Kraft  oder  Bewegungsform  zu 
kleiden.  Ein  neuer  Kreislauf  ist  geschlossen,  sobald  dieser  Akku- 
mulatoreustrom  in  dem  Uhrwerk,  das  unser  Fernrohr  der  täglicheu 
Bewegung  der  Sterne  nachfübrt,  sich  wieder  in  kreisende  Bewegung 
umsetzt.  Im  Physiksaal  winl  gelegentlich  noch  ein  anderer  Kreislauf 
des  Kraftspiels  geschlossen  in  jenem  Apparate,  in  welchem  durch  den 
elektrischen  Strom  das  Wasser  wieder  in  seine  beiden  Bestandthcile 
chemisch  getrennt  wird,  welche  sich  vorher  im  Gasmotor  explodirend 
vereinigt  hatten. 

Und  wieviel  andere  Isustungen  hat  dieser  Strom  noch  in  diesi-m 
Saale  auszuführen!  Selbst  in  Schall,  in  musikalischen  Wohllaut,  in 
den  Klang  der  menschlichen  Stimme  mufs  sich  jene  ursprüngliche 
Explosivkraft  im  Gasmotor  verwandeln,  wenn  der  Akkumulatorenstrom 
unsern  Phonographen  bewegt  und  so  die  Vibrationen  der  wiedertönen- 
den Membran  und  die  Schallwellen  der  Luft  hervorbringt.  Welche 
lange  Reihe  von  Wandlungen  raufste  hier  die  allgemeine,  letzte,  un- 
bekannte Naturkraft  durchlaufen,  bis  sie  uns  als  Musik  zum  Bewufst- 
sein  gelangt!  Die  chemische  Affinität  des  Wasserstoff-  und  des  Sauer- 
stoffgases  zu  einander  wird  im  Gasmotor  zu  rotirender  Bewegung, 
diese  zu  strömender  Elektrizität  in  der  Dynamomaschine,  diese  wieder 
zu  chemischer  Affinität  im  Akkumulator,  diese  wieder  zu  strömender 
Elektrizität,  diese  zu  rotirender  Bewegung  im  Motor  dos  Phonographen, 
diese  zu  vibrirender  Bewegung  der  Membran,  diese  zu  elastischer 
Bewegung  der  Luft,  diese  wieder  zurück  zu  vibrirpnder  Bewegung 
unseres  Trommelfelles,  welches  offenbar  seinerseits  durch  die  Um- 
setzung eines  Theiles  dieser  Bewegung  zurück  in  Elektrizität,  der 
empfindenden  Gehirnzelle  die  Mittheilung  des  erzeugten  Wohllautes 
macht.  Und  nun  endlich  wird  diese  Elektrizität,  dieses  Fünkchen 
Sonnenlicht,  das  ein  wucherndes  Unkraut  der  Urzeit  für  uns  auffing. 
zur  EmpSndung,  zu  Vibrationen  der  Seele!  Hier  aber  stehen  wir  an 
der  letzten  Grenze  unserer  Erkenntnifs,  vor  jenem  grofsen  Riithsel, 
wie  sich  diese  unendlich  geschmeidige  Kruft  in  den  Gedanken  umselzt, 
welcher,  gewaltiger  als  alles,  was  aus  ihr  sonst  entsprang,  gelernt  hat 
die  eigene  Erzeugerin  zu  beherrschen.  — 

Doch,  so  bestrickend  auch  die  w(ütere  Verfolgung  des  wunder- 


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286 


l)arcn  Spieles  iler  Xalurkräfic  sein  nniK',  'velclie  sich  in  den  Diens! 
der  Urania  f'eslellt  haben  und  hier  ihr  Wirken  aller  Welt  zu  offen- 
baren {jezwunpren  wenlen  — wir  müssen  doch  endlich  zum  Schlüsse 
dieser  überblickenden  Schilderunjr  unserer  Einrichtunjren  eilen. 

Wir  sind,  map  endlich  noch  mit  Oenupthuunp  hinziigefügt  werden, 
durch  die  möglichst  vielartige  Zergliederung  unserer  .\nstalt,  welche 
hier  beschrieben  wonien  ist,  in  die  glückliche  Lage  vei-setzt.  von  den 
weitesten  bis  zu  den  engsten  Kreisen  der  Gesellschaftsstufen  freudige 
und  dankbare  -Anerkennung  zu  ernten,  denn  über  60  000  Personen 
besuobten  im  ersten  Halbjahr  unseres  Bestehens  die  Urania.  Darunter 
befanden  sich  eine  grofse  Anzahl  Studirender,  welchen  der  Zutritt  zu 
einem  auf  die  Hälfte  ermäfsigten  Preise  gewährt  winl  und  besonders 
auch  Lehrer  der  städtischen  Schulen,  denen  eine  Zeitlang  der  Zutritt 
— in  Berücksichtigung  einer  vom  Magistrat  unserm  Institut  zugewandten 
Subvention  — völlig  unentgeltlich  gestattet  wurde,  .\ufserdem  be- 
suchen seit  Mitte  November  während  der  Morgenstunden  an  drei 
Wochentagen  jo  20t(  — 600  Schüler  unter  der  Leitung  ihrer  Lehrer  die 
.'Anstalt,  ferner  seit_Ende  des  verllossenen  Jahres  reg<dmäfsig  Sonntags 
zwischen  8 nnil  10  Uhr  früh  Arbeitervereine  zu  dem  minimalen  Ein- 
trittspreise von  20  Pfennigen  für  die  Person,  wofür  ihnen  im  beson- 
dern  ein  längerer  Projektions-Vortrag  gehalten  wird.  Endlich  belegen 
schon  während  des  ganzen  Winters  Vereine  und  Korporationen  die 
mittäglichen  Stunden  des  Sonntags,  um  unter  ermäfsigten  Bedingungen 
den  decorativ  ausgestattefen  Vortrag  als  Sondervorstellung  zu  hören. 
An  diesen  .Sonntagen  winl  dann  die  Anstalt  statt  um  12  Uhr  erst  um 
.T  Uhr  für  das  grofse  Publikum  geöffnet.  Die  gute  Bestandlähigkeit 
unserer  A'erwaltung  ist  durch  diesen  regen  und  imm(»r  wachsenden 
Be.such  aufser  Zweifel  gesetzt,  und  so  finden  wir  denn  also  in  der 
Befriedigung,  »Reiche  wir  vielen  gewähren,  auch  in  vollem  .Mafse 
unsere  eigene  wieder. 


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John  Murrays  Ansichten  über  die  Entstehung  der  Korallen-Riffe 

und  Atolle. 

Charles  Darwins  Anschauungen  Uber  die  Bildung  der  Korallen- 
riffe konnlen  sich  nur  so  lange  in  der  Gunst  der  Forscher  erhalten,  bis 
durch  eingehendes  Beobachten  des  Tiefseelebens  und  der  physischen 
Vorgänge  auf  occanischem  Gebiete  gründlichere  Kenntnisse  an  die 
Stelle  der  bisherigen  Vermulhungen  traten.  Der  während  der  Welt- 
iimseglung  des  „Heagle“  (1836)  untersuchte  Keelings-Atoll  bot  be- 
kanntlich mit  seinen  Erscheinungen  die  Grundlage  der  Darwinschen 
Spekulation,  aber  gerade  eben  jene  schienen  einem  späteren  Besucher 
dieses  Ortes,  0.  Forbes  (18711),  so  wenig  einer  allgemein  gültigen 
Beweiskraft  zu  enthalten,  dafs  sich  ihm  berechtigte  Zweifel  an  der 
bisher  mafsgebenden  Auffassung  aufdrängten,  obwohl  hervorragende 
Geologen,  wie  Lyell  und  Dana,  mit  dem  Vollgewicht  ihrer  Autorität 
für  dieselbe  eintraten. 

Vor  Allen  nimmt  der  ausgezeichnete  Kenner  des  Tiefseelebens, 
.John  Murray,  einen  abweichenden  Standpunkt  von  der  Darwin- 
schen Lehre  ein.  Er  verfocht  denselben  vor  einiger  Zeit  in  einem  in 
der  Royal  Institution  zu  London  gehaltenen  Vortrage,  der  in  der  Zeit- 
schrift , Nature“  (Vol.  XXXIX,  1889,  S.  424)  zur  Veröffentlichung  ge- 
langte. Da  die  Forschungen  des  englischen  Zoologen  während  der 
Challenger-Expedition  in  vieler  Beziehung  zu  neuen  Aufschlüssen 
über  die  Entstehungsart  der  Korallenbauten  geführt  haben,  wollen 
wir  uusem  Lesern  die  Ergebnisse  derselben  unter  Bezugnahme  auf 
die  nicht  minder  bedeutsamen  Darlegungen  unserer  deutschen  Fach- 
kenner Semper  und  J.  J.  Rein  vorführeu. 

Die  Grundlage  der  Darwinschen  Theorie  bildet  bekanntlich  die 
Voraussetzung,  dafs  die  Korallenthierchen  ihren  Bau  längs  der  tro- 
pischen Kontinentalküsten  und  am  Rande  oceanischer  Inseln  inner- 
halb beschränkter,  den  Lebensbedingungen  angemessener  Meerestiefen 
von  etwa  18  bis  46  m begannen,  dafs  der  unterseeische  Boden  mit 
nimniffl  und  Erd«.  U.  r>.  19 


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den  umlmuten  Küsten  und  Inseln  im  Laufe  der  Jalirtausende  allmählich 
zu  weichen  anfing,  und  die  Bewohner  des  Korallenstockes  somit  nach 
oben  hin  einen  weiteren  Spielraum  fanden,  um  das  begonnene  Werk 
fortselzen  zu  können.  Während  die  in  gröfserc  Tiefen  gelangenden 
Theile  des  Riffes  abstarben  und  durch  den  Einflufs  der  Atmosphäri- 
lien zu  festen  Kalkfelsen  erhärteten,  wurde  den  nachwachsenden  Ge- 
schlechtern auf  den  verödeten  Wohnstätten  der  Vorfaliren  ein  sicheres 
Fundament  lur  die  weitere  Entwickelung  geschaffen.  In  dieser  Weise 
soll  sich  durch  stetiges  Wachsthum  der  Ansiedlungen  die  Umwand- 
lung eines  Küstenriffes  in  einen  ringförmigen  Wallriff,  und  aus  letztcn-m 
endlich  die  Entstehung  eines  Atolls  oder  Lagunenriffes  durch  weiteres 
Einsinken  des  centralen  Insclberges  vollzogen  haben.') 

Murray  zeigt,  wie  gerade  das  diesem  Erklärungsversuch  als 
Voraussetzung  dienende  Versinken  der  Meeressohle  dem  Vcrständnifs 
der  mannigfaltigen  Erscheinungen  so  bedeutende  Schwierigkeiten  in 
den  Weg  legt,  dafs  in  dieser  Weise  die  Deutung  zur  Unmöglichkeit  wird. 

Die  Tiefseeforschungen  der  letzten  Jahrzehnte  bieten  durchaus 
keine  hinreichenden  Belege  für  das  Verschwinden  zahlreicher  Inseln 
und  ausgedehnter  ehemaliger  Küstenstriche  unter  den  Gewässern  der 
tropischen  Meere,  dergestalt,  dafs  an  ihrer  Stelle  eraporstrebende 
Korallenklippen  und  stille  I.aguneu  von  dem  früheren  Bestände  des 
versunkenen  Erdreichs  Kunde  geben;  vielmehr  liegen  genügende  An- 
zeichen vor,  die  ein  langsames  Aufsteigen  des  Seebodens  ganz  be- 
sonders in  den  typischen  Gegenden  des  Korallenanbaues  bezeugen, 
wie  denn  gerade  die  in  der  Nähe  vulkanischer  Inseln  so  reich  ent- 
w'ickelto  Korallenfauna  eher  auf  Hebungen  und  Aufschüttungen  in- 
folge unterseeischer  vulkanischer  Ausbrüche,  als  auf  ein  Niedersinken 
des  Meeresgrundes  schliefsen  läfst.  In  neuestem  Zeit  sind  Atolle  und 
Riffe  an  Orten  gefunden,  welche  die  unzweideutigsten  Spuren  einer 
fortschreitenden  Hebung  an  sich  tragen.  Eine  derartige  Niveauver- 
änderung  konnte  beispielsweise  A.  Agassiz  am  Alacran-Riff  an  der 
Küste  von  Jucatan  beobachten,  und  den  gleichen  Vorgang  stellten 
Semper  bei  der  nördlichen  Gruppe  der  Palaos-Inseln,  sowie  Gupp.v 
bei  den  Salomons-Inseln  fest.  Allerorten  finden  sich  auch  grofse  Er- 
hebungen von  Riffen  vor,  wie  beisjiielsweise  auf  den  Bermudas- 
Inseln,  woselbst  Rein  bei  seinen  Untersuchungen  einen  80  m über 


')  Kim*  neue,  von  Prot.  Boiiney  besorgte  Ausgabe  der  Darwinschen 
Abhandlung  .The  Structure  and  Distribution  of  Coral  Reefs-  ist  in  vorigem 
Jahre  erschienen. 


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289 


(lein  Wassernpicgel  hervorraeromlen  Korallonfelseii  antraf.-)  Diese  und 
eine  Reihe  anderer  l'mstände  haben  das  Bediirfhifs  nahe  frelojft,  für 
den  Hildiin^vorarang'  der  Korallenbauten  eine  laisunp  zu  suchen, 
welche  nicht  in  nothwendiffer  Vorbindiinfr  mit  der  Hypothese  einer 
allsremeinen  Senkim{r  einzelner  Thoile  der  Krdrinde  stellt. 

Nach  Murrays  Darleguiijr  haben  veir  uns  den  Boden  der  Welt- 
meere als  eine  vielfach  gefaltete,  von  Thiilem  und  Hügelketten  durch- 
zogene Fläche  vorzustellen.  Hier  und  da  mitten  im  Meere  wachsen 
hohe  Kegel  vulkanischen  Ursprungs  aus  dem  tiefen  Grunde  heraus, 
und  wo  diese  über  den  Wellen  emporragen,  da  bilden  sie  iene  in  der 
Wasserwüste  einsam  stehenden  Eilande,  wie  die  Insel  .Ascension  und 
den  St.  Pauls-Felsen,  mitunter  in  Gruppen  vereinigt,  wie  die  Azoren, 
die  Sandwich-,  Fiji-,  Samoa-  und  GesellschaDs-Inseln.  Uafs  solche 
Bergkegel  auch  unter  dem  Wasserspiegel  in  Mengen  verborgen  liegen, 
haben  die  Auslotungmi  der  britischen  Corvette  Challenger  an  der 
afrikanischen  Westküste  erwiesen,  und  Sondirungen  zum  Zwecke  einer 
Kabellegung  zwischen  Lissabon  und  Teneriffa  führten  zur  Auffindung 
sieben  solcher  Berggipfel,  zweifellos  vulkanischen  Ursprungs,  welche 
sich  900  bis  20  Meter  dem  Wasserspiegel  nähern. 

Diese  unterseeischen  Bänke  und  Erhebungen  gewähren  nach  der 
Ansicht  des  englischen  Zoologen  den  rilTbauenden  Polypen  die  Grund- 
pfeiler zu  ihren  Ansiedlungen,  insofern  sie  die  den  Thieren  zusagende 
Tiefe  nicht  überschreiten.  Chainisso  gelangte  gelegentlich  seiner 
Weltreise  bereits  zu  einer  ähnlichen  Muthmafsung,  indessen  die  da- 
malige Unkenntnifs  der  zur  .Anlage  eines  Korallenbaues  nüthigen  Be- 
dingung einer  geringfügigen  Meerestiefe  verhinderte  die  weitere  Ver- 
folgung seines  Gedankens.'') 

Selbst  in  dem  Falle,  wo  die  Felsenklippe  wegen  ihrer  zu  tiefen  Ijage 
unter  dem  AA'asser  den  Korallcn-Polypep  unerreichbar  war,  konnte  ein 
geeigneter  Bauplatz  mit  der  Zeit  geschaffen  worden,  indem  die  fohlende 
Höhe  durch  Mitwirkung  anderer  Lebewesen  sich  ergänzte.  V'ielfache 
Untersuchungen  haben  Murray  den  Beweis  geliefert,  dafs  die  ungeheure 
Menge  aller  jener  die  tropischen  .Aleere  bevölkernden  Organismen,  der 


= ) Die  (leutsrtie  Plankton-Expedition  dürfte  hierülicr  näheren  .Atifsclilufs 

geben. 

")  Diese  Lehre  findet  sich  am  Schlüsse  des  Ut.  Handes  des  Kntzebnesrhen 
Roispwerkes.  .Murray  bezeichnet  Cliamiasn  als  Urheber  derselben,  jedoch 
hat  Diibois  - Reymond  in  einer  akademisoheii  Festrede  (.A  daUiert  von 
Chamisso  als  Naturforscher“,  Heidlbg.,  Itkkü)  überzeugend  nachgewiesen,  dafs 
jene  Lehre  von  dessen  Reisebegleiter,  dem  Sehiffai-zte  Friedrich  Esehscholtz 
herstammt. 

I!U 


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291) 


Algen,  Kriisiacceii,  lihizopoden,  Medusen,  Infusorien,  Mollusken  — durch 
die  beständige  Ausscheidung  von  kalkhaltiger  Materie,  sowie  durch 
das  Niedersinken  ihrer  abgestorbenen  Schalen  und  Skelette  zur  Bildung 
bedeutender  Schichten  animalischen  Ursprungs  beigetragen  haben,  sodafs 
also  durch  Absetzung  solcher  Stoffe  au  die  Fclsmassen  eine  hinreichende 
Höhe  für  den  Anbau  des  eigentlichen  Korallen-Polypen  erreicht  werden 
kann.  Für  die  ungemeine  Fülle  solcher  organischen  Ablagerungen 
spricht  z.B.  die  ThaI.sache,  dafs  während  der  Fahrt  des  Challenger  ein  ein- 
ziger Zug  des  Travelnetzes  aus  einer  Tiefe  von  4250  in  mehr  als  hundert 
Zähne  von  Haien  und  dreifsig  bis  vieraig  Gehörgange  von  Cetacecn  zu 
Tage  brachte,  obwohl  das  Oeräthe  nur  wenige  Centimeter  in  den  Meeres- 
boden eindrang. 

Die  Korallenriffe  können  dieser  Darlegung  gemäfs  nur  Bildungen 
auf  der  Oberlliiche  solcher  durch  die  Absonderungen  der  Tiefsee- 
thiere  und  durch  die  Ablagerungen  der  Meeresströmungen  erhöhten 
unterseeischen  Gebirge  sein.))  Wo  deigleichen  zur  Ansiedlung  ge- 
eignete Sedimentbänke  in  grofser  Menge  vorhanden  waren,  entstanden 
auch  dichte  Gruppen  von  Korallenbauten ; dort,  wo  aber  grofse  Mecrcs- 
tiefon  sich  fanden,  war  auch  keine  Möglichkeit  zur  Bildung  derselben 
gegeben.  In  dem  inselarinen  Gebiete  der  Westküste  Amerikas  ist 
darum  die  Korallenfanna  nur  spärlich  entwickelt,  während  auf  dem 
lang  hingestreckten  gipfelreichen  Kücken  dos  südlichen  stillen  Ocean-s 
die  eigentliche  Heimstätte  des  riflbauenden  Polypen-Gesohlechtes  an- 
getroflen  wird. 

Die  mannigfachen  Foruienuiiterschiede  der  Korallenbauten,  ins- 
besondere der  Atolle,  haben  nach  Murray  in  der  Verschiedenheit  der 
-Vahrungszufuhr  ihren  Grund.  Diese  letztere  ist  wiederum  durch  die 
Strömungs-  und  Tcinperaturzustände  des  Meeres  bedingt.  Die  an  der 
Aufsenseite  der  Kiffe  gelegenen  Ansiedlungen  erhalten  reichlichere 
pelagische  Speise,  sie  sind  weniger  beeinträchtigt  durch  die  Schlamm- 
und  Sandraassen,  welche  das  Aufkommen  und  den  Fortbestand  der 
im  Innern  der  Atolle  lebenden  Bewohner  erschweren.  Durch  die 
kräftigere  Entwicklung  der  der  See-  und  Windseite  zugekehrten 
Bauten  soll  sich  in  der  Hauptsache  die  Entstehung  der  Lagunen  er- 
klären; allein  einen  bedeutenden  Einllufs  an  derselben  schreibt 
Murray  auch  der  Ijösungskraft  des  kohlensäurehaltigeu  Meereswassers 

M Korallen-AiiHiedluiif^eii  (Ior  rothmi  Moores  smd  ebenfalls  nur  dünne 
Krusten  auf  untorseoiseheii  Felsenzügen ; ihnen  fehlt  jedes  Waohsthum  nach 
oben,  welches  nach  Darwin  den  auf  sinkemlem  Grunde  stehenden  Atollen 
des  stillen  Oceans  ei^nthümlich  sein  soll.  (J.  Walther,  *Die  Korallouriffo 
dei'Sioailialbinsol;  Geolo^-isrhe  und  biologisch«*  Untersuchungen. ~ Leipzig,  l?i88.) 


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2!tl 

zu,  das,  mit  der  Fluth  in  die  Lagunenbecken  einströnieiid,  diese  tiefer 
und  tiefer  aushöhll.  Letztere  Vorstellung,  soweit  sie  das  chemische 
Erosiousvennögen  des  Meereswassers  anbetriffl,  dürfte  mit  Recht  be- 
zweifelt werden'’),  dafs  aber  die  Wallriffe  und  Atolle  als  selbsländige 
Bildungen  aufzufassen  seien,  die  sich  ohne  Vermittlung  von  Boden- 
senkungen allein  aus  den  Wachsthumsverhältnissen  ebenso  einfach  wie 
genügend  erklären  lassen,  ist  eine  Ansicht,  welche  die  Mehrzahl  der 
Eachkenner  — so  z.  B.  Agassiz  in  seiner  letzten  Schrift  über  die 
Sandwich-Inseln  — mit  Murray  theilt. 

Obwohl  die  Frage  nach  der  Entstehung  der  Korallenriffe  durch 
die  neueren  Untersuchimgen  Murrays  wiederum  zur  lebhaften  Be- 
sprechung gekoninien  ist,  an  der  sich  in  den  Spalten  der  „Nature'’ 
namhafte  englische  Uelehrto  (Irwine,  Uöss,  Guppy,  Wharton, 
Bo  Urne)  botheiligten,  harrt  sie  dennoch  einer  weiteren  Entscheidung. 
Namentlich  bedarf  es  noch  eingehcnderForschungen  über  die  Tiefgrenze, 
in  der  die  riffbaueude  Koralle  ihre  Thätigkcit  entfalten  kann,  sowie 
einer  genaueren  geologischen  Feststellung  der  Miichtigkeitsverhältnisse 
der  Kalkablagerungon  vermittelst  der  Tiefliohrungen  bei  Anlage  arte- 
sischer Brunnen.  Solche  Tiefbohrungen  sind  bisher  nur  von  Dana 
auf  der  Insel  (’ahu  unternommen  worden,  und  die  Ergebnisse  führten 
ihn,  der  Darwinschen  Theorie  entsprechend,  wiederum  zur  .Annahme 
einer  Senkung  der  Insel. 

Aber  genauere  Schlüsse  sind  zur  Zeit  nicht  möglich,  da  di(> 
durch  Bohrungen  zu  Tage  geförderten  Korallen  mit  den  jetzt  lebenden 
Arten  nicht  in  Vergleich  gestellt  werden  können.  .Jedenfalls  ist  auf 
Murrays  Anregung  die  Frage  nach  der  Bildung  der  Korallenbauten 
wiederum  in  den  Vordergrund  des  Interesses  gerückt,  und  die  Wissen- 
schaft kajin  ans  mancherlei  Widerspruch  nur  Gewinn  ziehen,  weil 
sich  die  Vertheidiger  einer  jeden  Ansicht  bemühen  müssen,  durch 
Thatsachen  und  Beobachtungen  ihre  Behauptungen  zu  bekräftigen. 

Sch  w. 

Schlagwetterexplosionen  und  Sonnenflecken.  .Aus  einem  Manu- 
skript des  Herrn  Iluguenel  in  Potsdam  bringen  wir  mit  Genehmi- 
gung des  Verfassers  folgende  Mittheilungen  zum  .Abdruck. 

Das  vermehrte  Auftreten  von  Kohlcnwasserstoffgasen  in  den  Stein- 
kohlenbergwerken, mit  welchem  die  (refahr  einer  Explosion  eine 

l.A'ber  die  Lüslictikeit  <lcr  Kalkcarboiiate  im  Seewaaaer  Hegen  neuere 
Itntersuclmngen  von  Robert  Irwine  vor  (Proe.  of  Kdingb..  isas.  Vol.  XV.  S.  .MG). 


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292 


betriiclillichf  Sioig'erung  erlang't,  wird  vou  Ili-rrn  Iluguenel  in  Bu- 
zii’huug  zu  solarer  Thätigkeit  gesetzt,  woraus  die  N'otliwendigkeit  sich 
ergab,  das  zahlreich  vorhandene  statistische  Material  der  Wetter- 
explosionen mit  den  für  eine  sulche  Untersuchung  die  sicherste  Grund- 
lage bietenden  Wolfschen  Kelativzahlen  zu  vergleichen,  wie  dies 
auch  von  11.  Fritz  in  seinem  neuesten  Werke:  „Die  wichtigsten  pe- 
riodischen Erscheinungen  der  Meteorologie  und  Kosmologie'’  S.  3Ü7 
befürwortet  wiril.  ln  der  folgenden  Tabelle  stehen  neben  den  Wolf- 
schen Relativzahlen  die  Anzahl  <ler  Schlagwetterexplosionen,  welche 
von  1861  -87  auf  den  einzelnen  Kohlenzechen  des  gefährdetsten  aller 
Kohlenreviere,  des  preufsischen  Oberbergamtsbezirkes  Dortmund'),  ein- 
getrelen  .sind. 


Jahr 

K 

Ex]ilos. 

,lahr 

R 

Kxplus. 

Jahr 

R 

K.'cplos. 

1861 

17.4 

32 

1871 

111.2 

40 

1880 

32.3 

62 

1862 

59.4 

28 

1872 

101.7 

36 

1881 

54.2 

76 

1868 

44.4 

21* 

1873 

66.3 

57 

1882 

59.6 

l’iO 

1864 

47.1 

25 

1874 

44.6 

45 

1883 

63.7 

115 

1865 

32.5 

32 

1875 

17.1 

52 

1884 

63.4 

101 

1866 

17.5 

33 

1876 

11.3 

43 

1885 

52.2 

100* 

1867 

7.3* 

65 

1877 

l'2.3 

37 

1886 

25.4 

114 

1868 

37.3 

46 

1878 

3.4’ 

' öl 

1887 

13.1 

64 

1869 

73.9 

47 

1879 

6.0 

83 

1888 

6.7* 

9 

1870 

139.1 

34* 

Für  die 

beiden 

ersten 

hier  in 

itgctheilte 

II  Perioden  der 

• Hau- 

figkeit  der  Bimnenflecken  zeigt  sich  ein  zwar  ziemlich  unregel- 
mafsiges,  jedoch  deutlich  ausgesprochenes  umgekehrtes  Vorhallen 
beider  Erscheinungen.  Die  gröfste  Hiiuflgkeitder  Schlagwetterexplosionen 
lallt  auf  die  Jahre  der  Sonnenlleckenminima,  die  geringste  Anzahl 
derselben  auf  die  der  .Maxima.  Bei  der  grofsen  Zunahme  der  Ex- 
plosionen von  1882  an  verwischt  sich  iliescr  entgegengesetzte  Gang 
beider  Er.soheinungen  aber  fast  völlig,  denn  für  1884  und  1885  zeigt 
sich  eine  nur  schwache  Eiiisenkung  in  der  Curve  der  Explosionszahlen. 
Inilessen  ist  hierbei  in  Erwägung  zu  ziehen,  dafs  mit  der  von  Jahr  zu 
Jahr  wachsenden  Zunahmt:  der  Kohlenüirderung  auch  der  Einflufs  der 
Zufälligkeiten  in  erheblichem  Anwachsen  begriffen  ist,  so  dafs  eine 
etwa  vorhuiideue  I’crioilicilüt  zeitweilig  durch  dieselben  gänzlich  zum 
Verschwinden  gebracht  werden  kann.  Sofern  nun  überhaupt  ein  so- 
larer Einflufs  wirksam  sein  sollte,  müfste  er  auch  in  einzelnen  hervor- 

‘1  Anlage  II  zum  Hauptbericlit  der  l'reursiachen  Solilagwetterkoinmiasian. 


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293 


Iretendcu  Füllen  merklich  werden;  es  laj^  daher  nahe,  diejeni^n  Tag-e 
näher  zu  untersuchen,  an  welchen  eine  beträchtliche  Erhöhung  der 
Sonnenthätigkeit  sicher  zu  konstatiren  war. 

Als  solche  Tage  erschienen  diejenigen  um  meisten  geeignet,  iui 
welchen  ein  sehr  schroffer  Wechsel  des  Fleckenareales  stattfand,  an 
denen  als«  z.  B.  ganze  Fleckengruppen  plötzlich  verschwanden,  andre 
Oruppen  nicht  minder  jdötzlich  neu  erschienen,  sonach  von  heftigen 
Revolutionen  in  dem  Sonnenkörper  Kunde  gaben.  Auf  eine  in  diesem 
Sinne  an  Herrn  Professor  R.  Wolf  in  Zürich  gerichtete  Anfrage  theilt 
derselbe  folgende  Tabelle  von  besonders  ausgezeichneten  Tagen  mit, 
wo  R wiederum  die  Relativzahl  für  die  betreffenden  Tage  bedeutet. 


Datum. 

R 

Massenexplnsion  auf  Zeche: 

Todte. 

1H61 

April 

18 

76 

19 

42 

Maria  bei  Höngen  (Aachen)  . . 

. . . 11 

20 

39 

1864 

Okt. 

19 

14 

20 

19 

Reden-Merchweiler  (Saarbrücken) 

...  34 

21 

32 

1868 

dan. 

14 

24 

15 

II 

Neu  Iserlohn  bei  Langendreer 

. . . 81 

16 

0 

1870 

Dez. 

11 

222 

12 

206 

...  36 

13 

171 

1871 

•Vpril 

1 

191 

2 

196 

■Shamrock  bei  Herne  .... 

. . . 10 

3 

143 

1871 

Dez. 

2ti 

62 

27 

85 

Schürbank  u,  Hharloltenburg  b.  Apl 

erbeck  13 

28 

70 

1880 

Jan. 

28 

28 

29 

13 

Preiissiach-Clus  bei  Minden 

. . . 17 

30 

25 

1881 

Juni 

23 

50 

24 

45 

Louise  u.  Erbsicdleii  b(>i  Barop 

,17 

25 

80 

1881 

Sept. 

9 

49 

10 

35 

11 

66 

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294 


Die  neben  die  von  Prof.  Wolf  gesetzten  Daten  der  Explosionen 
nebst  Zahl  der  tödtlieh  Verunglückten  finden  sich  in  der  amtlichen 
Statistik-')  als  die  umfangreichsten  der  340  lüdtlichen  ExplusionsfUlIe 
in  Preufseu  bis  Ende  1881  auf  S.  13  aufgefiihrt.  In  unsrer  Tabelle 
fehlt  der  8.  Juni  1880  fXeu-Iserlohn  23  Tudte),  doch  zeigen  auch  fiir 
diesen  Tag  die  vorangehenden  und  folgenden  Uelativzahlen  eine  rasche 
Aenderung  (13,  23,  35);  der  dort  angeführte  10.  September  1881  tZollem 
bei  Dortmund  lüTotlte),  welcher  die  Uebereinstimmung  noch  unterstützen 
würde,  ist  irrlhümlich,  da  die  Explosion  auf  Zeche  Zollern  erst  am 
15.  September  stattfand. 

Jedenfalls  ist  die  Uebereinstimmung  der  von  Prof  Wolf  ange- 
führten Tage  starken  Wechsels  der  Flockenareale  auf  der  Sonne  mit 
ilenen  umfangreicher  Schlagwetterexplosionen  in  Preufsen  zu  auffallend, 
um  mit  Stillschweigen  übergangen  zu  werden.  Indessen  dürften  wir 
uns  bis  auf  weiteres  mit  dieser  Thatsache  begnügen  müssen,  da  der 
ursächliche  Zusammenhang  beider  Erscheinungen  noch  ganz  in  Dunkel 
gehüllt  ist,  und  Erklärungen  unter  Beziehung  auf  die  thermischen 
Wirkungen  elektrischer  Erdströmeu.s.w.  zunächst  nur  als  geistreiche  Ein- 
fälle gelten  dürften.  Weitere  Forschungen  worden  auch  hierüber  viel- 
leicht später  helleres  Licht  verbreiten,  auch  mufs  man  sich  bei  allen, 
die  Sonnonthätigkeit  in  Betracht  ziehenden  Untersuchungen  des  von 
H.  Fritz  1.  c.  S.  420  ausgesprochenen  Mahnwortes  erinnern;  .Sehr 
gewagt  ist  es  stets,  eine  irgendwie  auffallende  Erscheinung  an  der 
Sonne  mit  einer  solchen  gleichzeitig  auf  der  Erde  eintretenden  in 
direkte  Verbindung  zu  bringen.  Schon  das  häufige  Vorkommen  der- 
artiger Erscheinungen  an  der  Sonne,  ohne  dafs  sich  auf  der  Erde 
etwas  Auffallendes  ereignet,  sollte  zur  Vorsicht  malmen;  noch  mehr 
aber  die  Wahrscheinlichkeit,  mit  der  sich  für  jeden  Vorgang  auf  der 
Erde  irgend  eine  Erscheinung  an  der  Sonne  auffinden  läfsl.*" 

t 

Kosten  der  Lick-Stemwarte.  Dem  kürzlich  erschienenen  Jahres- 
berichte der  University  of  California ' ) entnehmen  wir  folgende  Zahlen 
über  die  bisherigen  Kosten  der  grofsen,  auf  dem  Mount  Hamilton 
gelegenen  (im  Mai-  und  Junihefte  1889  in  unserer  Zeitschrift  beschrie- 
benen) Sternwarte.  Das  Stiftungskapital  für  den  Bau  und  die  Ein- 

*)  A.  Hafslachor.  Die  auf  den  Stcinkohlonbcrgwerkon  Hreufacns  in  den 
Jahren  18Gt— 81  durch  schlagende  Wetter  vcraiilafslon  Unglücksfalle.  Im  Auf- 
träge der  Schlagwetter-Kommission  bearbeitet.  Berlin,  1882. 

')  .\nnual  report  of  the  secretarj-  of  Ihe  board  of  regents  of  the  Universit.v 
of  California,  for  the  vear  18811  (Sacramento,  1889). 


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295 


riolKuiig-  des  Observaioriums  betrusr  700ÜU0  Dollars.  Bis  1,  Januar  1889 
waren  hiervon  au.s>ro(feben  über  694 UOO  Dollars;  die  bedeutendsten 
Quoten  absorbirteii  die  Eisenarbeiten,  Kuppeln,  nämlich  137  900.  und 
rlie  Instrumente  111900  Dollai-s.  Die  Verainsmur  eines  Kapitals  von 
ttOOOO  Dollars  dient  zur  Be.streilung’  der  laufenden  Austraben.  Die 
Jahresausla^en  fdebälter  u.  dgl.)  beliefen  sich  fiir  1888  89  auf  19840 
Dollars.  Das  Observatorinin  beschäftigt  6 Astronomen,  3 Werkleule 
und  wurde  1888/89  von  etwa  5800  Personen  besucht.  Die  Bibliothek 
zählt  derzeit  gegen  8000  Bände.  Der  Jahresbericht  führt  auch  die 
Jahresausgaben  einiger  anderer  grofser  Sternwarten  auf;  jene  des 
Naval-Observatory  in  Washington  betragen  über  GOOOO  Dollars  (7  Astro- 
nomen, 9 Seeoffiziere.  5 Mechaniker  etc.),  jene  des  llarvani  Gollege- 
• Ibservatory  30IH10;  das  Hoyal  t.lbservatory  zu  (Ireenwich  bedarf 
jährlich  42000  Dollars  (10  Astronomen,  10  Rechner  etc.).  Das  kaiser- 
liche Observatorium  zu  Pulkowa  hei  Petersburg  brauchte  schon  1845 
über  33000  Dollars  jährlich,  beschäftigte  1885  etwa  14  Astronomen 
und  50  l^ersonen  in  verschiedener  dienstlicher  Verwendung.  * 

♦ 

Km'heinuntcen  am  Sterneubimmel  im  Mouat  März*April. 

(Sämtliche  Zeitan;;aben  polten  für  Berliner  Zeit.) 

1.  Der  Mond. 

Aufg’an}'  Unteri^an^ 


18. 

März  Erdnähe 

jh 

41m 

Mg.  2f 

44m 

Nm. 

20. 

_ Neumond 

29 

.> 

;tfi 

28. 

- Erstes  Viertel 

48 

2 

14 

Mk 

29. 

- Erdferne 

lü 

41t 

3 

4 

■>. 

April  Vollmond 

t; 

4i; 

Ab.  !> 

•V: 

12. 

- Letztes  Viertel 

2 

20 

Mg.  9 

48 

. 

i:!. 

- Erdnähe 

a 

8 

II 

.1 

Vm, 

Maxima  der  Libration 

: 23. 

März.  5.  April. 

a Die  Planeten. 


Merkur 

V e n 11  a 

liectas. 

Deelin.  - Aufg. 

j| 

ünlerg. 

Rcela-s.j 

1 Declhi.j 

1 Aufg.  I 

Unlerg. 

l:i.  März 

22>»15® 

-13’  ■>■  61>58'"lf. 

3li40"W 

23l>  .77» 

!—  P49' 

G«  :i9"i|f. 

6h 27®  U. 

17. 

22  .39 

10  5.5  .5  .54  - 

4 0. 

ü 15 

1-  0 13 

t;  30  . 1 

6 40  . 

21. 

,2t!  4 , 

|—  8 29  !>  .'il  . 

4 21  . 

0 33 

!-  2 1.7 

6 22  . 

G .72  . 

25. 

23  21» 

--  5 14  5 45  - 

4 4.5  . 

0 .71 

4 I7,| 

, r.  14  . 

7 G . 

2;». 

_ 

23  .'»1! 

— 2 40  .5  40  _ 

.1  12  . 

I 9 

G 17:1 

1 G 5 . 

7 19  . 

2. 

April ! 

, 0 23 

l-l-  0 39  .5  34  - 

.7  40  . 

1 28 

8 15j 

.5  .58  _ 1 

7 .32  - 

6. 

0 .52 

r 4 13  ;.•»  29  _ 

fi  11  .0. 

1 40 

tu  11|, 

.7  19  . 1 

7 45  .. 

10. 

I 21 

7 :>:i  :>  22  . 

l!  .72  - 

2 .5 

; 12  2j 

5 42  - ' 

7 58  . 

14. 

- 

1 .V2 

1 II  SGi.l  1«  - 

i 7 28  . 

2 24 

'■-13  49l 

' .7  3G  . 

8 12  . 

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290 


1 

! M ii  V s 

.1  II 

p i t © r 

i 

j 

Rectas. 

1 

Declin.,  Aufg. 

Üiilerg. 

Kectas. 

Decliii.  1 

I Aufg. 

Unterg. 

15. 

1 

März 

Ißli 

—20»14'jOk36'»V. 

«••.5601g. 

20l*2G“  I 

— 19".34' 

i 4l>44i.llt. 

1>>  lOnti. 

21 

- 1 

ii> 

24 

—2040  1 0 24  . 

H - 

20  30 

-19  19 

4 23  . 

0 .53  . 

27. 

16 

01 

-21  4 0 10  .. 

8 IS  . 

20  3.5 

-19  4 

Ul. 

0 35  . 

April! 

16 

37 

21  25  ’ 11 .50  .U. 

7 .59  . 

20  39 

-18  51 

! 3 41  „ ! 

0 18  . 

«. 

« 1 

16 

42 

-2143  110.5  . 

I 7 39  . 

20  40 

-18  38 

, 0 19  . ! 

11  .59  \>. 

14. 

- , 

16 

4.5 

—22  1 i 11  17  , 

7 17  . 

20  4(i 

— 18  26 

ii  2 58  . j 

11  40  , 

1| 

1 

Saturn 

Uranus 

Rectas. 

1 Decliii.  1 Aufg. 

J Uiitcrg. 

Koctas.j  Docliu. 

Aufg. 

' Uulerg, 

y. 

Mä['z  l 

n)ii 

7m' 

-13"  2.5'!!  3l>4;i».^«. 

' 6>>19>«lj 

13'<08<" 

!— 9«31' 

9>'  16">  U. 

7I-46'"  Is. 

17. 

10 

.j  1 

— 13  37:3  7 . 

, 5 40 

13  .37 

1—  9 25 

8 43  . 

7 15  . 

i.S. 

, ;10 

3 : 

-13  4712  00  . 

I 5 14  - 

13  35 

1—9  18 

8 10  . 

j 6 42  . 

•>^ 

April  10 

o 

-,-13  .55  2 0 - 

4 42  . 

13  34 

i— 9 11 

' 7 36  . 

! 6 10  . 

la 

■ 

10 

0 i 

-i-14  1 ' 1 26  . 

4 10  . 

13  .33 

i « ‘| 

|7  3 . 

5 38  . 

FMongationen 

des  SaturntrabanUm  Titan 

: 20.  März  öatl., 

23.  Marz 

westl., 

5.  April  östl., 

13.  April  wosll. 

Elong. 

ij 

.f 

N B 

p t u n 

Rectas.  | 

Deel  in.  jj 

Aufg.  Unterg. 

12. 

Mürz  i.  4''  1'"  ^ 

-f-  18"  .59'  ! 

.Sli  50<"  Vm.  1 Oh  36>“  Ij. 

27. 

4 2 

-i-  19  4 

7 

. 1 11 

:34  ,1k. 

11. 

•April  4 4 ^ 

t-19  9| 

0 .W 

. 10 

37  . 

3.  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

(Nur  einige  in  die  Morgetiätundeii  fallende  Verflnstoniiigen  sind  beobachtbar.) 
31.  Mär/.  I.  Trab.  Verftnst.  Kintritt  .'>1‘  39'"  Morg.  (bei  Sonneiiaufg.l 
5.  April  II  . _ - 4 30  .. 

4.  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 

(Kür  Berlin  sichtbar) 


Grölsc 

Eintritt 

.Austritt 

25.  März 

• £ Tauri 

3.6-» 

10h  3.5»  Ab. 

lOk  .>}"•  Ab. 

8.  April 

• C Uibme 

.5.3 

3 .53  Mg. 

4 31  Mg. 

5- 

Veränderliche  Sterne. 

a)  Muxima  variabler  Sterne: 

.Maximum 

Helligkeit  im 

1890 

am 

Max. 

Min. 

Hectas.  DocUd. 

U V^iiginis 

28.  März 

7m 

lO-a 

12h  32'” 

.56»  r 7"  35'7 

R Hydrao 

12.  April 

5 

10 

13 

23 

42  - 22  42.6 

R Bootis 

14.  « 

(i— 7 

11-12 

14 

32 

21  ; 27  1.3.0 

IJ  « 

23.  Mäi-z 

9 

12  13 

14 

49 

14  18  8.3 

S Librao 

3.  April 

.S 

12 

15 

15 

4—19  .59.4' 

S Con^nae 

y. 

7 

12 

15 

Iß 

44  -i-  01  45.8 

Digitized  by  Google 


297 


Maximum 

liolligkeit  im 

1890 

am 

Max. 

Min. 

Kecta» 

Declin.  ' 

14  Librue 

29.  März 

y U) 

IS 

15  47 

23  — l.'i  .M.4 

B Scorpii 

10.  April 

10 

12 

16  11 

t;  — 32  40.« 

U Sagittarii 

22.  März 

7 

li 

rj  10 

14  lU  :!0.u 

S Cygtii 

6.  April 

9 

13 

20  3 

12  -i-  40.1 

T A(|Uarii 

6.  „ 

20  14 

,S  — 33.2. 

b)  MiuiiuH  der  Sturuo  vom  Algul-Typu»: 

U CophiM  . . IS.,  2S.  März,  2.,  7.,  12.  April  Nm. 

.AJgol  . . 16.  Mär/  Nm..  22.  Mg..  28.  Mg..  4.  April  Ab..  S.  Mitl..  14.  Mg. 

U Coroiiat*  . . 22.  März  Mg.,  2ü.  .Mg.,  5.  April  Mg..  12.  Mg. 

SCancri  . . 16.  März  Nm..  26.  Mg.,  4.  April  Nm.  14.  Mg. 

0 Librar  . . 17.  Miti'z  Mg..  21.  Ab..  26.  Milt..  31.  Mg.,  4.  April  Ab.,  i».  Via. 

U.  Mg. 

c)  Minima  oinigrr  Veräuderliclior  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 4.  April. 

\V  Virginis  . :10.  März, 

6.  Nachrichten  über  Kometen. 

der  im  Juiiuar>Hofte  aiigczeigleii,  guuz  aulaergewühiiUch  langen 
Sichtbarkeit  de.s  Uurnardschou  SeptemberkomeUm  liabeu  wir  zu  bemerkou, 
dafB  dieser  Komet,  falls  er  im  Fiübjalir  durch  die  grofsen  Inslrumeute  der 
Wiener,  Pulkowaer  oder  der  Lick-Stoniwarie  wieder  uufgefunden  wird,  an 
Dauer  der  Sichtbarkeit  selbst  den  längst  beoimchlbar  gewesonen  Kometen  dieses 
Jahrhunderts,  jenen  von  1811,  überlreffon  würde,  da  letzterer  .)10Tage  verfolgt 
werden  konnte,  während  der  Harnardsche  eine  Sichtbarkeit  vom  2.  September 
1SS8  bis  Mai  ISIK),  also  etwa  600  Tage  Beobaebtung3dau<*r  aufweisen  würde.  Der 
zweitgröfatu  Komet  unsers  Jahrhunderts,  der  Douutische  vom  Jahre  1858,  konnte 
nur  275  Tuge  gesehen  werden.  Die  viel  schwäehenm  vom  Juli  1825  und  vom 
Juni  1861  wunlen  dagegen  fast  ein  Jahr  lang  beobacliU*!.  Der  sehr  lichu 
schwache  zweite  Komet  dos  Jahres  1847  vermochte,  da  sich  seine  Kttlfernung 
von  der  Erdts  und  Sunno  nur  tangsuin  vergröfserte,  8 Monate  lang  für  uns 
sichtbar  zu  bleiben.  Der  Barnardsche Seplemberkomet  wird  schon  im  uächston 
Monate,  ira  März,  und  zwar  in  den  erelen  Morgenstunden,  wo  er  etwa  um 
3 Uhr  aufgeht,  gesucht  werden  können.  Kr  liewegt  sich  bis  Mai  vom  Stern- 
bilde  des  Schützen  langsam  durch  die  Milchstrafse  gegen  die  drid  Hauptstorne 
des  Sobiesky sehen  Schildes;  seine  Entfernung  von  der  Erde  wird  dann 
100  Mill.  Meilen  betragen.  Die  Bahn  des  Kometen  ist  durch  den  Umstand  be- 
merkensworlh  geworden,  dafs  sie,  nach  einer  neueren  Ib'cltuung  Berberichs. 
eine  hypi‘rbolische  (entgegen  der  sonst  für  Kometen  allgemein  geltenden 
Parabel)  zu  sein  scheint;  der  Berechner  muthmarst,  dafs  die  ursprünglich  )>ara* 
bolisclie  Bewegung  infolge  einer  Annäherung  de»  Kometen  an  Uranus  int 
Jahre  1882  durch  dessen  Attraktion  in  eine  hyperbolische  ver\vamlelt  worden 
sein  könnte. 


- - 


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Kleyers  Enryklopftdie  iltr  eesamleti  inathematiHrheii,  terhnlHchen  iiuil 
exakten  Naturwlssf*ii«ehaften.  Richard  Klimpert:  Dynamik  fester. 
Körper  7<>0  Seiten;  Allgemeine  Physik  372  Seiten;  \V.  Laska:  Sphärische 
und  theoretische  Astronomie  und  mathematische  Googfraphie  2Hi)  Seiten. 
Stuttgart,  Jul.  Maier  1.S8;).  8". 

ln  der  oben  genannten  Encyklopiidie  werden  in  einigen  dreifsig  Bänden 
welchen  noch  beständig  weitere  folgen,  alle  Zweige  mathematischer  und  phy- 
sikalischer Wissenschaften  sov.'io  die  Anwendungen  derselben  ausführlich 
behandelt.  Jeder  Band  enthalt  die  betreffende  Disziplin  in  eine  grofse  Anzahl 
von  Fragen  und  Antworten  zerlegt,  unter  Beifügung  von  Erklärungen,  wolclic 
das  auf  die  gestellte  Frage  bezügliche  historische  Detail,  Ausrechnung  der 
Formeln  u.  s.  w.  enthalten.  Durch  zweckraäfsig  gewählte  Aufgaben  nebst 
vollständiger  Auffrechnung  auch  tler  numerischen  Beispiele  wird  fiir  die  gehörige 
Einübung  und  Sicherheit  in  der  Anwendung  ties  vorgetragenen  Lohi'salzes 
gesorgt.  Wiewohl  durch  diese  in  allen  T/ehrbUchcru  des  Systems  durchgeführte 
Form  der  Stoff  sehr  weitschichtig  wird,  die  üeber.><ichtliclikoit  leidet,  und  viel- 
fache Wiederholungen  unvermeidlich  sind,  ist  dagegen  namentlich  für  den 
Selbstunterricht  die  grofse  Ausführlichkeit  und  gründliche  Durcharbeitung 
auch  der  kleinsten  Nebenrechnung  dem  wirklichen  Vorständnifs  und  der 
Fähigkeit,  von  dem  Erlernten  Anwendung  zu  machen,  entschieden  forderlich  — 
wenn  nur  das  ganze  Buch  wirklich  durehgearbeitet  wird,  was  aber  keine  un- 
beträchtliche Arbeit  ist!  FachUujte  und  Lehrer  werden  in  den  massenhaften 
Aufgaben  tmd  Anwendungen  vieles  Brauelihare  finden. 

Die  «Dynamik  fester  Körper“  beliundelt  zunächst  die  reine  Bewegungs- 
lehre (Phoronoiuie),  sudauu  die  Dynamik  des  materiellen  Punktes,  der  festen 
Körper,  endlich  die  Lehi*e  vom  Stofs  fester  Körper.  Dos  «Lehrbuch  <ler  all- 
gemeinen Physik“  enthält  die  genaue  Feststellung  der  physikalischen  Grund- 
begriffe, die  allgemeinen  Eigenschaften  der  Körper,  die  Gravitation  und  die 
Molokularkräfte. 

Das  ..Ivohrbucli  der  Aslronumie“  setzt  bei'eits  einige  Kenntnifs,  .soweit 
sie  durch  eines  der  populären  Lehrbücher  zu  erlangen  ist,  voraus,  aufseniem 
aber  eine  mathematische  Vorbildung,  welche  es  gestattet,  in  den  spateren 
Theilen  des  Werkes  Differential-  und  Integralrechnung  in  Aktion  treten  zu 
lassen.  Es  wird  etwa  soviel  geboten,  wie  an  den  polytechnischen  Kochscbuleu, 
wo  die  Astronomie  als  Nebenfach  der  ludiereu  Geodäsie  vorgetragen  wird. 
Zur  Ergänzung  ist  eine  kut*zgofafste  Darstellung  der  theoretischen  Astronomie 
l»eigefügt.  In  den  Angaben  der  Zahlenwerthe  ist  möglicliate  Genauigkeit  und 
Vollständigkeit  aogestrebt  worden,  ebenso  in  den  historischen  Erläuterungeu. 
Wir  zweifeln  nicht,  dal's  dieses  LehrbiuJi  jüngeren  Studirenden  der  Astronomie 


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vielfach  willkozninone  l'ntorstüUunK  bei  dom  Stiuliiiiii  der  klassischen  Autoren 
ihres  Faches  gewähren  wird.  Zworkmnfsi;?  sind  dio  jedem  Bande  am  Schlufs 
anff(Tüiften  Formolsamrahinjfen.  K.  W. 


Hermann  Fritz:  Die  wichtigsten  periudischen  Erscheinungen  der 

Meteoro1of?ie  und  Knsinolo^ie.  (Internat.  wiBsensch.  Bibliothek, 
Hand.)  Leipzig,  Brockhaus  ISHfi.  Preis  broch.  7 M, 

Dio  Kenntnifs  jener  Ki'scheinun^cn  auf  den  Qebioten  der  Astronomie, 
Meteorologie  und  Oeoph^Hik,  welche  in  ihrem  Auftreten  einem  bestimmten 
Wech.sel  unterworfen  sind  und  auf  eine  periodisch  wirkende  (irund Ursache 
deuten,  hat  sich  iu  neuerer  Zeit  untremein  erweitert.  Wahiviid  man  vor  zw'anziK 
.lahi'eii  von  diesen  Diiitfen  mit  Sicherheit  kaum  mehr  als  den  Zusammenhanff 
der  Erscheinungen  des  Erdmagnetismus  und  der  Polarlichter  mit  der  bekannten 
Sonnenileckenperiode  anzuführeii  wufste,  besitzen  wir  heute  ein  wahres  Heer 
von  Perioden ; für  die  Beziehungen  der  Sonnenthätigkeit  zu  den  Erschoiiiungen 
unseres  Ijuflmeeres  liefseii  sich  allein  gegmi  dreifsig  solcher  Perioden  uuf- 
zähien.  Wenn  nun  auch  gar  manche  der  diesbezüglichen  wisäenschaftlicheii 
Untersuchungen,  sei  es  wegen  Mangels  eines  gehörig  zureichenden  Heubach* 
Unigsmaterials,  sei  es  wegen  anderer  in  der  Hehandluugsart  des  Materials 
liegenden  Ursachen,  zum  Thcil  auf  noch  rocht  schwachen  FUfäcn  stehen,  .so 
ist  es  jedenfalls  sehr  an  der  Zeit,  einem  gröfseren  Publikum  uine  möglichst 
voUständigo  Sammlung  und  Uebersichl  der  bisher  gewounenen  Kesiiltute  vor* 
zulogen.  Man  wird  deshalb  dem  Verfasser  sehr  dankbar  sein  dafür,  dafs  er 
mit  obigem  Huche  eine  deiartige  Arbeit  unternommen  hat.  Wenn  vielleicht 
ein  besoudei*s  kritischer  Leser  aus  dem  Frit zachen  Werke  findet,  dafs  auf 
dem  Gebiete  des  Periodensuchens  ein  wenig  des  Guten  zu  viel  gethan  wird 
und  ihm  manche  der  Zahlen  noch  re<'ht  bezweiftdbar  scheinen,  so  kann  ich 
ihm  nur  heistimmen;  indofs  möge  er  sich  daran  erinnern,  dafs  auch  die  Xegation 
und  der  Widerspruch  der  Ergi'bnisse  für  die  wissenschaftliche  Erkenntnifs 
eines  gewissen  Worthes  nicht  entbehren. 

Der  erste  Abschnitt  des  Huches  ist  ein  kurz  gefafster  Abrifs  beschreiben* 
der  Astronomie  der  vornehmlichsteil  Körper  unseres  Sounensystmiis  mit  be- 
sonderer Berücksichtigung  der  Forschungen  über  dio  Sonne;  diu  Erscheinungen 
der  Sonnenflecken.  Fackeln  der  Sonne,  deren  Veränderlichkeit,  lUe  Ergebnisse 
der  spektralanaiytischen  Uutei'suchungen  darüber,  die  Messungen  über  Wärme- 
strahlung und  chemische  Wirkung  des  Sonnenlichtes,  sow’io  dio  Aiisichton 
über  die  Konstitution  der  Sonne  w'crden  daselbst  behandelt;  daran  reiht  sich 
ein  Ueberblick  über  dio  Erdwärmo.  die  Vertheilung  des  FesUm  und  Flüssigen 
auf  der  Erde,  einige  Eigonthümlichkeiten  der  Erdatmosphäre  und  die  Be* 
schaffenhoil  des  Monde.s. 

Die  Darlegung  der  Perioden  von  täglicher,  monatlicher  und  jührlicbor 
Dauer,  sowde  jener  von  mehrjährigem  Wechsel,  welche  bis  jetzt  mit  mehr  oder 
weniger  Sicherheit  an  verschiedenen  Eischeinungcn  haben  koustatirt  werden 
können,  folgt  im  2.  und  il.  Abschnitte  des  Werkes.  Hier  worden  insbesondere 
aufgefiihrt:  Die  täglichen  Schwankungen  und  dio  jährliche  Variation  der  Ele- 
mente des  Erdmagnetismus,  der  Luft*  und  Rndentemperatur,  des  Luftdruckes, 
der  Verdunstung  und  der  Niederschläge,  der  Winde  und  Stürme,  der  Gewitter 
und  Blitzschläge,  die  Perioden  des  Polarlichtes  und  der  Ebbe  und  Fluth.  sowie 


<Uo  wcniu’  sichere,  noch  meist  hlorsen  Venuuthiin^eii  unterlio^mde  IVhodicität 
der  Sonnen-  und  Mondhöfe,  Rejronhoj?on,  des  AVarhslhums  und  der  Verjräotf- 
lichkeit  in  der  orjfanisclien  Well  etc.,  fenier  eine  etwas  breiter  jfehaltene  Be- 
trachtung periodischer  kosmischer  Wirkunjyen  als  Ursache  der  Veriinderunj?en 
«les  Klimas,  der  Eniorwärniunjr  und  der  Kiszeit.  Kiner  besonderen  Abthenunjr 
sind  die  Tielfaehen  Heziehnnjrcn  jrewidinet  welche  man  zwi.xclien  der  Sonnen- 
ihiiüprkeit  und  verschiedenen  Krscheinunifen  j^efunden  hat  oder  dci'zeit  noch  ver- 
mulhet  Der  Verfasser  findet,  dafs  die  ll'/pjührijfe  Fleckenperiode,  ab^^seheii 
von  deren  )än|{«t  anerkanntem  Zusanimenhan^'’e  mit  dem  Krdma^'’netismns  und 
den  Polarlichtern,  noch  als  wahrscheinlich  bezeichnet  werden  mufs  hei  den 
MeeresstürTnen  nnd  Cj^kloneii,  bei  der  Bildung  von  CirriKewölk,  dem  Vorrücken 
und  ZurUckgehen  der  Gletscher,  1km  den  Schwankungen  des  Luftdruckes,  bei  der 
Ilugelhildung.  Avlihrend  die  Einwirkung  der  Sonnenthatigkeit  noch  problema- 
tisch ist  auf  Fruchterträge  fnamentlich  Weincrlrag  und  Weinqualität),  auf  die 
Ergebnisse  der  Fischerei,  das  Auftreten  von  Dürrjahivii,  Hochwässern,  Heu- 
schrecken, auf  die  Veriinderiingen  der  JupileroberlJäche  u.  dgl. 

Die  Resultate  über  das  Zutagetreten  gröfscrer  Perioden , namentlich  der 
’»(»- jährigen  Sonnenperiode,  oder  gewisser  Verhältnisse  der  PlanetenumlUufe.  in 
manchen  Erscheinungen  sind  in  dem  4.  Abschnitte  enthalten.  Mil  Sicherheit 
ist  die  56-Jährige  Periode  konstatirt  bei  den  Nordlichtern  und  dem  Erdmagitc- 
tismus,  der  Bestätigung  noch  bedüiftig  ist  sie  hei  einer  Reihe  von  Phänomenen, 
wie  der  .iHliresteniperatiir  und  den  Niederschlägen,  bei  gewissen  periodischen 
Veränderungen  der  Gewässerstande,  beim  Luftdruck,  bei  Stürmen  etc.  Des 
Vorhandenseins  einer  kurzen,  von  der  Sonnenrotation  abhUngenden  f2T-tägigen| 
Periode,  die  sich  in  manchen  Tempei‘alur!>eobachtungen  und  in  den  Polarlichloni 
zeigen  soll,  gedenkt  der  Verfasser  im  5.  Abschnitte  seines  Buches.  Mit  einem 
zusnmmenfassendcti  allgemeinen  Ueberblick  des  Ganzen  schliefst  er  das  Werk. 

Die  Darstelluni^art  des  Stoffes  ist  durchaus  knapp  und  sachlich,  nicht 
blofs  für  den  Fachmann  berechnet,  sondern  auch  für  den  wissenschaftlich  ge- 
bildeten Laien  verständlich.  Goldene  Worte  sind  es,  die  der  Verfasser  in  Be- 
zug  auf  ra«*hrere  modernste  Periodeneiitdeckuiigon  (Falb,  Zenger)  äufserl:  ich 
will  hoffen,  dafs  seine  Worte  auf  guten  Boden  fallen  und  manchem  zur  Ein- 
sicht verhelfen  über  die  Grundbedingungen  wissenschaftlicher  Arbeit. 

F.  K.  Oinzel. 


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Frl.  E.  K.  in  H.  (zu^rleicb  auch  llemi  W,  H.  in  B.).  Mit  grofseui  Ver- 
gnügcn  beantworten  wir  einer  so  aufmerksamen,  denkenden  Leaerin  ihre  aelir 
sachgemärsen  Fragen. 

Zu  dem  Ende  sei  zur  allgemeinen  Aufklärung  über  die  Kigenbowegung 
der  Sonne  vnrauageschickk  dafs  die  letztere  zugleich  mit  dem  ganzen  System 
erfolgt,  ihre  Richtung  und  ihre  Gröfse  aber  nur  ganz  ungefähr  ermittelt  worden 
konnte.  Diese  Eigenbewegung  theilt  unser  Sonnensystem  mit  den  übrigen 
Sternen  am  Himmel.  Alles  bewegt  sich  dort  und  zwar,  soweit  wir  bisher  über- 
sehen  können,  in  ganz  geradlinigen  Bahnen  mit  gleichförmiger  Oescliwindig- 
keit.  Was  w’ir  also  für  die  Eigenbewegung  der  Fixsterne  halten,  ist  im  Grunde 
nur  ein  Gemisch  dieser  wirklichen  eigenen  Bewegung  des  Sternes  mit  der 
eigenen  Bewegung  unseres  Sonnensystems,  durch  welche  der  Ort  des  Sternes 
nur  scheinbar  verrückt  winl.  Oie  Gröfsen  beider  Bew'egungen  können  wir 
leider  nicht  von  einander  trennen,  weil  wir  einerseits  die  unserer  Sonne  nicht 
genau  kennen  und  andrerseits  auch  nicht  die  Entfernung  dos  betreffenden  Fix- 
sternes, da,  wie  unmittelbar  einzusehen  ist,  die  Abspiegelung  der  Bewegung 
des  Sonnensystems  eino  um  so  kleinere  Gröfse  wird,  je  weiter  der  Stern  ent- 
fernt ist,  an  dessen  scheinbarer  VeiTÜi'kung  wir  diese  eigene  Bewegung  zu 
konstatiren  versuchen.  Die  Lage,  in  weicher  wir  uns  diesem  Problem  gegen- 
über befinden,  ist  etwa  durch  folgenden  Vorgleich  veranschaulicht:  .Stellen 
Sie  sich  vor,  wir  befänden  uns  auf  einem  Schiffe,  das  in  finsterer  Xacht  auf 
offenem  Ozean  seine  Strafse  zieht,  ohne  dafs  wir  über  die  Richtung  oder  die 
Geschwindigkeit  des  Schiffes  irgend  etwas  wissen.  Uebor  uns.  sagen  wir  in 
einem  Luftballon,  der  gleichfalls  mit  unbekannter  Geschwindigkeit  und  Rich- 
tung sich  fortbewegl,  befindet  sich  ein  Licht,  das  wir  beobachten.  Es  ist  dann 
wohl  anzunehmen,  dafs  sowohl  der  Ballon  wie  das  Schiff  eine  Zeit  lang  ein** 
geradlinig  fortschreitende  Bewegung  besitzen.  An  den  Masten  <les  Schiffes 
hinaufvisirend,  erkennen  wir  in  der  That,  dafs  der  leuchtende  Punkt  über  uns 
nicht  stille  steht  und  wir  können  vielleicht  auch  mit  einem  Winkelinstrument 
die  scheinbare  Bewegung  des  Lichtpunktes  durch  Abmessung  geg<*n  die  un- 
endlich weit  entfernten  Sterne  des  Himmels  verfolgen;  aber  die  wahre  Be- 
wegung wertlen  wir  hieraus  niemals  erkennen  können.  Denken  wir  uns  nun 
aber  einmal  die  ganze  Luft  erfüllt  von  solchen  Ballons,  wovon  jeder  seinen  eige- 
nen Weg  mit  verschiedener  Geschwindigkeit  und  in  verschiedener  Entfernung 
von  uns  beschreibt,  dann  wird  man  aus  dem  GewitT  der  scheinbaren  und  wirk- 
lichen Bewegungen  doch  bald  ein  gewi.sses  Gesotz  herausflndon,  dessen  Ursache 
unsere  eigene  Bewegung  ist.  Wenn  nämlich  die  Luftballons  slillstUnden,  so 
würden  sie  ja  infolge  unserer  eigenen  Bewegung  alle  sich  nach  rückwärts  zu 
bewegen  scheinen  und  zwar  die  über  unsern  Häuptern  am  schnellsten,  wenn 
auch  wegen  ihrer  verechiedenen  Entfernungen  vei*schieden  schnell,  die  vor  uns 


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SO'2 


dem  Horizonte  niilicr8leh<*nd4*n  lan^anuT.  Du  sich  nun  ulleidiiigs  diese  Lichler 
in  Wirklichkeit  in  allen  luö^licheii  Richtungen  bewegen,  .so  wird  dennoch  die 
rückschivitendc  Bewegung  gerade  über  uns  besomlei's  vorherrschen  müssen 
und  hieraus  kann  man  einen,  wenn  auch  ziemlich  vagen  S(;hlufs  übet  die 
Richtung  unserer  eigenen  Bewegung  machen. 

Nun  vertiitt  das  Schiff,  auf  welchem  wir  uns  befimlen.  aller  nicht  etw.i 
die  Stelle  unseres  Planeten  oder  auch  nur  der  Sonne,  sondern  unseres  ganzen 
Sonnensystems.  Denken  wir  uns  die  Sonne  in  der  Mitte  des  Schiffes  und  wir 
selbst  laufen  als  Erde  rings  um  dieselbe  herum,  so  müsseu  die  Liclilor  in  den 
Ballons  über  uns  aufsor  jener  geradlinigen  Bewegung  auch  uoch  Kreise  um 
einen  allerdings  wieder  infolge  der  Kigenbewegung  forlschreitcMiden  Punkt  be- 
schreiben, Kreise,  welche  wiederum  nur  die  Abspiegelung  unserer  eigenen 
Bewegung  innerhalb  des  Stdiiffes  sind.  Da  dic.so  Kreise  nun  an  allen  Licht- 
punkten über  uns,  zwar  wegen  ihrer  verschiedenen  Entfernung  verschieden 
grofs,  doch  in  derselben  Richtung  und  derselben  Zeit  ausgeführt  zu  beobachten 
sind,  so  erkennen  wir  unmittelbar,  dal's  sie  nur  sclieinbare  Bewegungen  vor- 
stellen und  dafs  nicht  etwa  alle,  von  einander  doch  ganz  unabhängige  Ballons 
solche  Kreise  in  gleichen  Zeilabschnitteii  durchlaufen.  Da  wir  nun  aber,  ob- 
gleich wir  über  die  Bewegung  unseres  Schiffes  nur  sehr  ungenaue  Kenntnifs 
besitzen,  doch  unsere  eigene  Bewegung  auf  dom  Schiffe  selbst  um  die  .Sonne 
herum  sehr  genau  ausmessen  können  und  andrerseits  auch  die  sclieinbare 
Kreisbewegung  der  Lichtpunkte  über  uns,  abgesehen  von  der  geradlinig  fort- 
schreitenden, so  können  wir  aus  der  Gröfse  der  Alispiogelung  dieser  bekannten 
Bewegung  auf  die  Entfenumg  schliefson,  in  welcher  diese  Abspiegelung  er- 
folgt. So  wird  also  das  Problem  der  Entfernungsmessung  trotz  der  verwickelleu 
Bewegungen  theoretisch  ganz  genau  zu  lösen  sein.  Wir  nelimen  eben  vou 
der  geradlinigen  Bewegung,  die  eine  Summe  unbekannter  Bewegungen  ist. 
.Vbstand  und  verfolgen  nur  die  kreisnirmik^e,  w-elcho  uns  für  unsen*  Zwecke 
völlig  genügt. 


Verlag  von  UennaDO  Paetol  Io  Berlin.  — Druck  von  Wilbelm  Grooau's  Bucbdruckonl  io  Rerlio. 
PUr  (lla  RedaeUon  Tprantwortlicb:  Dr.  M.  Wilfaelin  Uojer  in  Berlin. 
roberechUfrier  Nachdruck  aus  den»  Inhalt  dieser  ZeitechriR  uoteraa^ 
l/ebersetsuofpirecbt  Torbehalteo. 


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Lothabweichungen  in  der  Umgebung  von  Berlin. 

Von  Prof.  Dr.  A.  Fiseber, 

8«i'tioB»L-hef  im  Kdnlgl.  PfTufsitrheo  Otudütiacheu  laatituL 


Jj^nter  der  mathematischen  Oberfläche  der  Erde  verstehen  wir 
diejenige  Oleichgewichtsfläche,  welche  aus  der  gemeinsamen 
Wirkung  der  Anziehung  aller  Theile  der  Erdmasse  und  der 
durch  die  Umdrehung  der  Erde  um  ihre  Axe  erzeugten  Centrifugal- 
kraft  hervorgeht.  Wäre  die  Erde  vollständig  mit  W'asser  bedeckt,  so 
würde  die  Oberfläche  des  Wassers  zugleich  auch  die  mathematische 
der  Erde  sein.  Da  dies  nun  nicht  der  Fall  ist,  so  denkt  man  sich 


ein  Netz  von  Kanälen  über  die  Kontinente  gelegt,  welche  als  Fort- 
setzung der  Meeresoberfläche  die  Ozeane  auf  die  mannigfachste  Weise 
untereinander  verbinden  und  somit,  wenn  man  von  den  Unregelmäfsig- 
keiten  der  Wasserfläche  absieht,  die  durch  Ebbe  und  Fluth,  Strömungen, 
Winde  u.  s.  w.  verursacht  werden,  die  mathematische  Erdoberfläche 
darstellen. 


Nimmt  man  nun  an,  dafs  der  Erdkörper  entweder  überall  gleicho 
Dichtigkeit  habe  oder  dafs  dieselbe  von  der  Oberfläche  nach  dem  Mittel- 
punkte hin  nach  einem  bestimmten  Gesetze  zu-  oder  abnehme,  so  haben 
bereits  Huyghens  und  Newton  aus  theoretischen  Gründen  nachgewiesen, 
dafs  die  mathematische  Oberfläche  ein  Sphäroid  oder  abgeplattetes 
Umdrehungse Ilipsoid  sein  müsse. 

Nun  wissen  wir  aber,  dafs  diese  Voraussetzung  zwar  für  den 
flüssigen  Erdkern,  Jedoch  nicht  für  die  erstarrte  Erdkruste  gelten  kann, 
auf  welcher  nicht  allein  durch  den  Gegensatz  zwischen  Meer  und 
Festland  grofse  Dichtigkeitsunterschiede  stattfinden,  sondern  wo  auch 
Hiaimel  und  Erdn.  II.  7.  20 


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304 


auf  den  Kontinenleii  selbst  durch  die  Massive  gewaltiger  Oebirgsstöokc' 
und  Hochländer  gegenüber  weiten  ausgedehnten  Tiefebenen,  sowie 
durch  die  Lagerung  von  Massen  der  verschiedensten  Dichten  neben-, 
über-  und  durcheinander  in  der  Erdkruste  die  Dichtigkeitsverhältnisse 
eine  fortwährende  Aenderung  erleiden.  Aus  diesem  Grunde  wird  dem- 
uach  die  mathematische  Erdoberfläche  nicht  mehr  eine  einfache  mathe- 
inatiscbo  Fläche,  wie  das  Ellipsoid  sein,  sondern  wegen  der  aiifser- 
onientlich  verschiedenen  und  mannigfaltigsten  Dichtigkoitsänderungen 
der  Erdrinde  gleichfalls  eine  komplicirte,  durch  einen  einfachen 
mal  bematischen  Ausdruck  nicht  mehr  darstellbare  Fläche  bilden. 

Obwohl  Heinrich  Bruns  die  nothwendigen  Bedingungen,  bezw. 
Bef)bachtungen  und  Messungen  angegeben  hat,  um  diese  verwickelte, 
wirklich  statlfindende  mathematische  Oberfläche  unmittelbar  zu  be- 
stimmen, so  bieten  sich  der  Ausführung  dieser  Erfordernisse,  aufser 
ilem  Aufwand  an  Arbeit,  Zeit  und  Kosten,  welche  wohl  durch  die 
Gesellschaft  für  internationale  Erdmessung  bewältigt  werden  könnten, 
auch  noch  tlieoretische  Schwierigkeiten  dar,  da  es  der  Wissenschaft 
bis  jetzt  noch  nicht  gelungen  ist,  die  Gesetze  der  terrestrischen  Strahlen- 
brechung so  zu  erforschen  und  festzustellon,  dafs  man  die  Beträge 
derselben  und  deren  Abhängigkeit  von  atmosphärischen  Zuständen 
bei  trigonometrischen  Hohonmessungen  in  Kechnung  ziehen  könnte. 

Man  kommt  daher  schneller,  einfacher  und  sicherer  zum  Ziele, 
wenn  man  die  Erde  als  Uradrehungsellipsoid  annimmt,  aus  geodätischen 
Messungen  dessen  wahrscheinlichste  Gröfse  und  Gestalt  ermittelt  und 
dann  die  .Abweichungen  der  wirklich  stattfindendon  mathematischen 
Enioberfläche  von  diesem  Ellipsoid  bestimmt,  was  möglich  ist.  Es  ist 
dies  Verfahren  um  so  mehr  gestattet,  als  erfahrungsraäfsig  die  Unter- 
schiede beider  Flächen  nur  geringe  sind. 

Wir  haben  daher  zwei  tnathematische  Enioberflächen  zu  unter- 
scheiden; nämlich  die  ideale,  bei  welcher  überall  eine  gleichmäfsige 
Zunahme  der  Dichte  von  der  Oberfläche  bis  zum  Mittelpunkt  ange- 
nommen wird,  die  sich  durch  einen  einfachen  mathematischen  Ausdruck 
deliniren  läfst  und  die  wir  Ellipsoid  nennen;  dann  aber  die  reale, 
welche  den  stattfindenden  Dichtigkeitsschwankungen  entspricht  und 
die  von  Listing  den  Namen  Geoid  erhalten  hat.  Das  Ellipsoid  schmiegt 
sich  im  allgemeinen  dem  Geoid  an,  so  dafs  letzteres  das  erstere  bald 
berührt,  bald  koncentrisch  mit  ihm  läuft,  bald  dasselbe  schneidet,  so 
dafs  es  je  nach  der  Variation  der  Dichte  der  Erdkruste  einmal  über, 
das  anderemal  unter  dem  Ellipsoid  liegt.  Beide  Flächen  sind  Gleich- 
gewichts- oder  Niveauflächen  d.  h.  Flächen,  welche  in  jedem  ihrer 


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Punkte  senkrecht  zur  Richtung  der  Schwere  oder  des  Lothes  stehen. 
Daraus  folgt,  dafs,  wenn  das  Ellipsoid  von  dem  (ieoid  in  einom  Punkto 
herülirt  wird,  die  geoidische  und  ellipsoidisohe  Schwererichtung  oder 
die  Lothe  beider  Flächen  au  diesem  Punkto  zusammenfalten  inUssen. 
Dasselbe  wird  der  Fall  sein,  wenn  beide  Flächen  koncentrisoh  laufen, 
da  sie  dann  als  parallele  Flächen  zu  betrachten  sind.  Sobald  sich 
aber  beide  Flächen  schneiden  oder  einen  Winkel  mit  einander  bilden, 
fallen  auch  die  Lothe  nicht  mehr  zusammen,  sondern  bilden  (dienfalls 
einen  Winkel,  dessen  Gröfse  der  Wirkung  der  an  diesem  Orte  statt- 
findenden Dichtigkeitsverhällnisse  der  Erdrinde  entsprechen  wird. 
Dieser  Winkel  zwischen  den  beiden  Sohwererichtungen  oder  Lothen 
wird  nun  Lo thab  weich ung,  Lothablen  kung  oder  Lothstürung 
genannt  und  giebt  uns  die  Mittel  in  die  Hand,  die  Lage  des  Oeoids 
zum  Ellipsoid  zu  bestimmen  und  in  Bezug  auf  die  gröfsere  oder  ge- 
ringere Dichte  der  Erdkruste  der  betreffenden  Gegend  oder  über  die 
Dichte  der  störenden  Masse  Schlüsse  zu  ziehen.  Wir  verstehen  daher 
unter  der  störenden  Masse  diejenige  Masse,  deren  Dichte  von  der 
mittleren  Dichte  der  Erdoberfläche  abweicht,  und  infolge  dessen  die 
.Abweichungen  zwischen  Ellipsoid  und  Geoid  bewirkt  oder  die  Loth- 
störungen  verursacht. 

Man  unterscheidet  nun  allgemeine  und  lokale  Lothstörungen. 
je  nachdem  grofse,  weite  Gebiete  der  Erdoberfläche  gemeinsam  unter 
der  Wirkung  von  räumlich  sehr  ausgedehnten  Dichtigkeitsverschieden- 
heiten der  Erdrinde  stehen,  wie  sie  z.  H.  zwischen  Meer  und  Festland, 
Tafelländern  und  Tiefebenen  stattflnden,  oder  je  nachdem  sich  die  Loth- 
störungen  nur  über  ein  kleines,  begrenztes  .Areal  erstrecken,  hervor- 
gebracht durch  die  unregelmäfsige  Dichte  sichtbarer  Massen,  wie  z.  H 
von  Gebirgen  und  Höhlen  oder  durch  unterirdische  Masscnlagerungen 
von  gröfserer  oder  geringerer  Dichte,  wie  z.  B.  durch  Erz-,  Kohlen-,  .Salz- 
lager u.  a.,  auf  deren  Vorhandensein  man  häufig  erst  durch  die  er- 
mittelten Lothabweichungen  hingewiesen  wird.  .Man  spricht  daher  von 
<len  allgemeinen  fjOthabweichungen  Europas,  dagegen  von  den  lokalen 
Ixtthstörungen  im  Harz  oder  in  der  Umgegend  von  Moskau. 

Alle  Beobachtungen  und  Messungen,  seien  sie  nun  zur  Bestimmung 
der  Gröfse  und  Figur  der  Erde  oder  zur  Ermittelung  bestimmter  geo- 
dätischer Aufgaben  und  Untersuchungen  angestollt,  beziehen  sich  auf 
das  Geoid;  dagegen  legen  wir  für  alle  aus  denselben  hergeleileten 
roohnerischon  Operationen  auf  der  Erdoberfläche  die  einfache  Fläche 
des  Ellipsoids  zu  Grunde.  Kurz  ausgedrückt  heifst  dies:  Auf  dem 
Geoid  wird  beobachtet,  auf  dem  Ellipsoid  winl  gerechnet.  Daraus  folgt. 

•>ir 


(Jafs  diejenigen  üröfsen,  welche  man  wie  die  geographische  Breite  oder 
Polhöhe,  die  geographische  lünge  und  das  Azimut  (d.  h.  derjenige 
Winkel,  den  die  Richtung  nach  Punkt  B im  Punkte  A mit  dem  Meridian 
des  letzteren  macht)  einmal  direkt  und  unmittelbar  durch  astrono- 
mische Messungen  erhalten,  also  auf  dem  Geoid  bestimmen,  das  anderemal 
aber  auf  dem  EHlipsoid  rechnerisch  ermitteln  kann,  uns  in  den  Stand 
setzen  werden,  die  Abweichungen  beider  Flächen  oder  die  Lothab- 
weichungen aufzufinden.  Hierbei  ist  zu  bemerken,  dafs  man  das 
Kllipsoid  immer  als  die  ungestörte,  das  Geoid  aber  als  die  gestörte 
Fläche  betrachtet. 

Denken  wir  uns  nämlich  das  Ijoth  eines  Ortes  nach  oben  bis 
zur  Himmelskugel  verlängert,  so  trifft  es  dieselbe  in  einem  PunkU- 
den  wir  den  Scheitelpunkt  oder  das  Zenith  nennen.  Sobald  nun  Loth- 
slörung  vorhanden  ist,  schneiden  sich  beide  laithe  im  Erdort,  und  wir 
erhalten  durch  die  Verlängerung  der  Lothe  zwei  Zenithpunkte:  das 
ellipsoidische  oder  ungestörte,  und  das  geoidische  oder  das  gestörte 
Zenith.  Es  ist  demnach  die  Störung  des  Zenitlis  der  Störung  der 
Schwererichtung  diametral  entgegengesetzt.  Wird  daher  das  Loth 
durch  die  störende  Masse  z.  B.  nach  Süden  abgelenkt,  so  weicht 
ilas  gestörte  Zenith  um  denselben  Winkel  nach  Norden  ab. 

Kennt  man  daher  das  Azimut  der  Richtung  des  gestörten  ini 
ungestörten  Zenith  und  die  Entfernung  beider  Scheitelpunkte,  so  kann 
man  sich  die  Lothabweichung  im  betreffenden  Erdort  graphisch  ver- 
sinnbildlichen, wenn  man  die  T>age  des  gestörten  Zeniths  gegen  das 
ungestörte  auf  einer  Karte  nach  den  eben  genannten  Gröfsen  ein- 
zeichnet. Da  bei  Untersuchung  lokaler  Lothstörungen  immer  mehrere 
Stationen  in  Betracht  kommen,  so  wird  man  aus  den  Richtungen 
<ler  gestörtf-n  Zenithe  ersehen  können,  ob  die  Lothstörungen  von  einer 
Masse  von  grösserer  oder  geringerer  Dichte  als  der  mittleren  der  Erd- 
kruste verursacht  werden.  Strahlen  nämlich  die  Richtungen  des  ge- 
störten Zeniths  nach  einem  Punkte  hin  oder  konvergiren  sie,  so  gehen 
die  gestörten  Lothe  auseinander.  Die  störende  Masse  wird  demnach 
eine  geringere  Dichte  besitzen,  da  sie  die  Izttlie  von  sich  abstöfsl. 
Strahlen  sie  dagegen  von  einem  Punkte  aus  oder  divergiren  sie,  so 
werden  die  I.z)the  von  der  störenden  Masse  angezogen,  weshalb  <iieselbe 
demnach  eine  grössere  Dichte  besitzen  mufs. 

Diese  Gesamt  - Lothstörung  liifst  sich  allerdings  für  einen 
Punkt  direkt  nicht  bestimmen,  aber  man  kann  dieselbe  in  zwei  Theil- 
stürungen  zerlegen,  die  in  zwei  aufeinander  rechtwinklig  stehenden 


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307 


Ebenen  wirken,  nünilioh  in  die  Lothabweicliung  im  Meridian  oder  der 
lireite,  und  in  diejenige  iin  Parallel  oder  der  Länge.  Denn  da  wir 
diese  Grüfsen  sowohl  astronomisch  oder  geoidisch,  als  auch  geodätisch 
oder  ellipsoidisch  bestimmen  können,  so  sind  die  Unterschiede  beider 
Hestiinmungeu  zugleich  die  Lothstörmigen  in  Breite,  bezw.  in  Länge, 
woraus  man  alsdann  Azimut  und  Entfernung  des  gestörten  Zeniths,  also 
die  Gesamtstörung  dui-ch  den  Ausdruck  findet: 

tang  a = cos  und  A = (-j’ — sec  a = (f — Ij  cos  -s  cosec  a 

wo  a das  Azimut  und  A die  Entfernung  des  gestörten  Zeniths,  ausge- 
drückt in  Sekunden,  P — 1 die  Störung  in  Länge,  o'  — a die  in  Breite, 
■3  die  geodätische  Polhöhe  bedeutet.  Die  Differenzen  1'  — 1 und  -f'  — -f 
immer  im  Sinne  „astronomischer  weniger  geodätischer  Betrag“  gedacht. 

Bekatintlich  bestimmen  wir  die  Gröfse  und  Figur  des  Erdellip- 
soids  aus  Breiten-  und  Längengradmessungen.  Boi  ersteren  verbinden 
wir  zwei  Punkte,  die  in  demselben  Meridian,  bei  letzteren  zwei, 
die  in  demselben  Parallel  liegen,  durch  eine  Dreieokskette  mit  ein- 
ander. Nnchdetn  wir  nun  eine  Grundlinie  otlor  Basis  unmittelbar  ge- 
messen haben,  berechnen  wir  die  lineare  oder  geodätische  Blntfernung 
beider  Punkte.  Den  Winkelwerth  der  Entfernung  bestimmen  wir  aber 
aus  der  Differenz  der  astronomisch  bestimmten  Breiten,  bezw.  Längen 
lieider  Punkte.  Zwei  Qradmessungen  sind  nöthig,  um  Qröfse  und  Ge- 
stalt des  Bllipsoids  zu  ermitteln.  Natürlich  wird  die  Bestimmung  eines 
solchen,  nur  aus  zwei  Gradmessungen  hergeleiteten  Ellipsoids,  eine  sehr 
unsichere  sein.  Man  vereinigt  daher  mehrere  und  in  verschiedenen 
Ei-dgcgendeu  vorgenommene  .Messungen  zu  der  Bestimmung  des 
wahrscheinlichsten  Ellipsoids.  Da  uns  dieses  nun  die  Gestalt  des  un- 
gestörten Erdkörpers  darstellen  soll,  so  ist  klar,  dafs,  wenn  auf  einer 
oder  mehreren  Gradmossuugsstationen  Lothabweichungen  vorhanden 
sind,  diese  Störungen  bei  Bestimmung  des  Ellipsoids  mitwirken  und 
das  Kesultat  verfälschen  weiMen.  -Man  vortneidol  daher  gern,  solche 
gestörte  Stationen  zur  Ableitung  der  Erdligur  zu  benutzen,  oder  man 
sucht  deren  Lothstörungon  zu  ermitteln  und  in  Rechnung  zu  ziehen. 
Von  vornherein  weifs  man  aber  nicht,  ob  oiueStatiou  gestört  ist  oder  nicht. 
Obwohl  man  annehmoii  kann,  dafs  die  allgemeinen  Lothstörungon 
sich  in  der  Breiten-  oder  lüngendifferenz  gegenseitig  zum  gröfsten  Theil 
aufhebeu  und  zerstören  werden,  so  bleiben  doch  die  lokalen  Loth- 
abweichungen übrig,  die  erst  durch  besoudere  Untorsuohungou  foslzu- 
stellen  sind.  Deshalb  hat  die  erste  allgemeine  Conferenz  der  Mittel- 
europäischen Gradmessung,  welche  im  Oktober  1864  zu  Berlin  tagte. 


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308 


lioschloBsen,  dafs  die  Unigebunff  der  astronomischen  Hauptpunkte  einer 
(iradmessung  in  Bezug  auf  I^thabweieliungen  untersucht  werden  solle. 

Um  diesem  Verlangen  nachzukonimen,  ordnete  der  Direktor  des 
(teodiilischen  Instituts,  Herr  Professor  Helmert,  an,  dafs  auch  die 
Umgebung  des  trigonometrischen  und  aslronomisehen  Hauptpunkts 
Hauenberg,  des  Ausgangspunktes  für  die  Berechnung  der  geogra- 
phischen Breiten  und  langen  der  deutschen  Generalstabskarte  einer 
Untersuchung  auf  lokale  Lothstörungen  unterzogen  würde.  Dieser  Punkt 
liegt  nahezu  8 Kilometer  südlich  von  Berlin  auf  einer  kleinen  Anhöhe 
des  Gutes  Marienhöhe,  etwa  150  Meter  nördlich  der  Chaussee  von 
Tempelbof  nach  I.,ankwitz. 

Die  für  diese  Aufgabe  nöthigen  Beobachtungen  wunlen  in  den 
.'Sommermonaten  von  1888  und  1887  angestellt,  und  sind  dieselben  mit 
den  daraus  folgenden  Ergebnissen  in  <ier  Veröffentlichung  des  Königl. 
treodätischen  Instituts,  unter  dem  Titel;  „Lothabweichungen  in  der 
Umgebung  von  Berlin“  niedergelegt  worden. 

Da  die  erhaltenen  Resultate  auch  für  das  nicht  fachwissenschaft- 
liche Publikum  manches  Interessante  haben  dürften,  so  möge  es  ge- 
stattet sein,  dieselben  durch  diese  Zeitschrift  einem  gröfseren  Lese- 
kreise in  Kürze  bekannt  zu  geben. 

(Rclilufs  folgt) 


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Die  Californischen  Erdbeben  1850-88  in  ihrer  Beziehung 
zu  den  Finsternissen. 

Von  F.  K.  Ginzel, 

Astronom  am  Rocheuinstitut  (irr  Königl.  Sternwarte  in  Berlin. 
(Schlufs.) 

) 8 mag  noch  ein  Interesse  für  den  Leser  haben,  diejenigen  Krd- 

y'-t.  beben  des  Holdenschen  Kataloges  mit  den  gleichzeitigen  Fluth- 
''  konstellationeu  zu  vergleichen,  welche  nicht  mit  Sonnen-  und 
Xlondflnstemissen  zusammengefallon  sind.  Ich  hebe  aus  diesen  ( bereits 
in  dieser  Zeitschrift,  im  Oktoberheft  1889,  S.  55  mitgetheilten)  Heben  die- 
jenigen heraus,  welche  zwischen  1860 — 88  namentlich  in  Californien 
beobachtet  worden  sind.  Neben  die  Erdbobenmeldung  ist  die  Fluth- 
koustellation  gestellt;  wo  aufser  den  Angaben  über  ,.Aequatorstand" 
und  „Perigäum“  keine  Bemerkung  über  Neu-  oder  Vollmond  gemaclii 
ist,  tritt  in  der  Nähe  des  betreffenden  Tages  kein  Neu-  oder  Vollmond 
ein.  Es  folgen  zuerst  die 

stärkeren  Stö  fse  in  Cal  i fornion,  die  nicht  mit  Finsternissen 
zusammengefallen  sind. 

1851  Mai  t.5.  Beben  [—  Äq.  II.  P.  l.V  Voll.-M.) 

18.')-  Nov.  9.  Heftiger  Stofs  Koi-t  Yuma  [8.  Äq.  11.  P.] 

18.')8  Feb.  I.  . , San  Simeon,  Gobäudrbesebädig.  |—  Aq.  i.  P.] 

- Okt  23.  Mehrere  sehr  heftige  Stöfse  Humboldtbay.  [ - Aq.  21.  .\.] 

18,5.')  Jan.  24.  Heftiger  St.  ziemli<  h verbreitet  (—  Äq.  — P.| 

„ Juli  10.  Heftige  Stöfse  Lo.s  ,\ngoles,  Pt.  San  Juan  (—  .\(|  — P.  14.  Neii-.M.| 
18.50  Jan.  2.  u.  10.  Zwei  ziemlich  heftige  Stöfse  Catiforn.  (—  Aq,  — P„  resp.  — 
Äq.  10  P.] 

18,58  Nov.  26.  Sehr  heftiges  Beben  mit  schweren  Beschiidigungen  in  S.  Francisco, 
S.  Josö.  [—  Äq.  22.  P.  .5  Tage  nach  dem  Vollinondl) 

1861  Juli  3.  Durch  einige  Tage  schärfere  Stöfse  S.  Francisco  [—  Aq.  1.  A.) 
1864  März  6.  Beträchtlicher  Stofs  S.  Francisco,  S.  Josö,  .Stockten,  Santa  Cruz. 
(—  Äq.  7.  P.  8.  Neu-M.) 


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310 


186-5  Mai  24.  Scharfer  Stofs  S.  Francisco.  S.  Juan.  S.  Cruz.  [ — Äq,  23,  P.  24.  Neu-M.] 
IS66  Feb.  17.  Der  Lauf  des  Klamathflufe  g^estört.  [17.  Äq.  18.  P.  15.  Neu-M.J 

1868  Im  Gebiete  des  Kem-River  vom  3.— 28.  Sept.  mehrfache  Brdl»eben. 

1869  Oct-  7.  u,  8.  Mehrere  starke  Stöfse  Californ.  [ — Äq.  5.  P.  5,  Neu-M.] 

- Dez.  26.  Reihe  von  Stöfsen  Sacramento.  Stocktoii,  Marysville  u.  a.  O* 
[26.  Äq.  27.  P.) 

188T»  Jan.  30.  Anzahl  Stbfse  Susanville.  Lossen-  und  Sierra  Countj.  [ — Äq.  29.  P* 
30.  VoU-M.) 

Ferner  folgen  noch 

die  sehr  grofsen  und  schweren  Erdbeben  Californiens 
zwischen  1850—1888. 

1837  Jan.  9.  Schwer  in  Fort  Tejoii,  zei-stdrend  in  S.  Francisco,  San  Die^o-Bue- 
naventura  u.  v.  a.  O.  [ — Äq.  — P.  10.  Voll.M.] 

1865  Oct  8.  Zusanimenhän^nd  mit  der  Eruption  des  .Mount  Hood.  Siehe 
ad  '•)  »•).  S.  259. 

1867  Jan.  8.  Schreckliches  Erdbeben  Fort  Klamath  (Oregon).  [ — Äq.  — 1*.  6. 

Neumond.) 

1868  Oct.  21.  Das  gi-tifste  Erdbeben  C'aUforiiiens;  daselbst  in  den  meisten  Orten 

zerstörend  und  überaus  heftig.  [—  Äq.  — P.  Weder  Neu-  noch  Voll- 
mond, u.  am  25.  Mond  in  der  Erdferne.]  Mit  Nachwirkungen  am  22.,  23., 
2.J.,  26.,  27.,  30.,  .81.  Oktober  und  Beben  in  gröfseren  Intervallen  im  Nov., 
Dez.  bis  Januar  1869. 

1872  .März  26,  Grofses  Beben  im  Inyo  County  mit  grofsem  Verbreitungsgebiet; 
heftig«'  und  grofee  Zerstörungen;  Unzahl  Stöfse.  Nachzügler  bis  tief  in 
den  April  hinein.  [25  Äq.  — P.  VollM.  2.5.J  Vorher  waren  Stöfse  am 
17.,  18..  23..  2.5.  März. 

Stellen  wir  noch  die  Resultate  zusammen.  Zunächst  ergeben  sich 
unter  den  41  früher  aufgeführten  Beziehungen  von  Erdbeben  zu  Finster- 
nissen 28  Fälle,  wo  die  betreffenden  Sonnen-  oder  Mondfinsternisse 
von  einigen  Erdstöfsen  oder  einem  scharfen  Stöfse  gefolgt  waren  oder 
letztere  ihnen  vorausgingen.  Es  tratmi  ein 

.3  Fülle  bei  SonnenfinsternisHen. 

8 « Sonnonfliis!.,  Acquatorstand  u.  Perigäum, 

kein  Fall  ..  .Soiiuenfinst.  und  Aequatorstand. 

6 Fälh*  . Sonnenünst.  und  Perigäum. 

•5  . Sonnenfiiist.  und  Apogäum, 

2 - , Mondfinsternissen, 

8 ..  ..  MondÜnst.,  AotjuatoisUnd  u.  Perigäum, 

1 Fall  .Mundfinst.  und  Ae<|uatorstam1, 

2 Fälle  . MondliiiHt.  uml  Perigäum. 

3 ..  • Mondfinst.  und  Apogäum. 

2H. 

l^ntcr  den  als  stai-ka  Beben  bezeichneten  16  Fällen  (1868  ans- 
i(edclilus8en),  von  denen  keiner  mit  einer  Finsternifs  zusammenSel. 
fanden  sich 


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311 


ä Fälle  bei  Aequatorstand  und  {*eri}^äum, 

1 Fall  . Aequatoratand,  Perigäum  und  Neumond 

kein  Fall  . Ae<]uato»tand, 

2 Fälle  . Perigäum  und  Vollmond. 

.1  . . Perigäum  und  Neumond. 

2 - - Perigäum. 

2 . . Apogäum, 

2-3  „ unabhängig  von  Fluthkonetellatlonen. 

Von  den  6 sehr  schweren  zerstörenden  Erdheben  fand  eines 
bei  Neumond,  2 bei  Vollmond  (ohne  Verbindung  mit  weiteren  Fluth- 
faktoren),  eines  unabhängig  von  jeder  Konstellation  und  eines  als  Folge 
einer  vulkanischen  Eruption  statt. 

Wenn  also  diej  Erdbeben  der  lloldenschen  Reihe  so  unbeküm- 
mert um  die  Finsternisse  (41  Fälle  gegen  153  Finsternisse)  statthatten 
und  zwar  die  schärferen  Stöfse  eben  so  häufig  bei  Mondnahe  wie  bei 
Mondferne,  wie  ohne  besondere  Rücksicht  auf  die  verstärkenden 
Fluthfaktoren,  wenn  ferner  die  starken  und  die  schweren  Beben  gar 
ohne  jede  Beziehung  zum  III.  und  VII.  Fluthfaktor  (Finsternisse)  und 
zu  anderen  Konstellationen  sich  ereigneten,  so  spricht  das  wahrhaftig  herz- 
lich wenig  rürj  die  Falb  sehe  Fluththeorie.')  Und  doch  soll  der  Eiii- 
fiufs  des  Mondes  auf  die  Häufigkeit  und  Stärke  der  Erdbeben  „so 
deutlich  in  der  Statistik  ausgesprochen"  sein,  dafs  „nur  Unkenntnifs 
der  Thatsaohen  Zweifel  darüber  erzeugen  kann."  (!)  (Fa  1 b,  Urawälz.  im 
Weltall  221.) 

Nun  tnufs  ich  dem  Li-ser  ein  Heständnifs  machen,  das  ihm  ein 
wenig  unerwartet  kommen  wird:  ich  halte  nämlich  diese  meine  eigene 
bisherige  Untereuchung  der  lloldenschen  Erdbebenroihe  in  Bezug 
auf  deren  Abhängigkeit  von  Finsternissen  selber  nicht  für  sehr  wissen- 
schaftlich, obwohl  ich  dabei  immer  noch  wissenschaftlicher  Vorfahren 
bin,  als  Herr  Falb  in  seinen  Büchern.  Warum  sollte  es  nämlich  nicht 
gestattet  sein,  ganz  nach  Falbsohem  Vorbilde  solche  Statistik  ohne 
wissenschaftliche  Diskussion  und  Kritik  zu  treiben;  wird  eine  solche 
Methode  dem  Begründer  einer  grofsen  Theorie  nicht  verübelt  und 
findet  er  damit  genug  Gläubige,  so  darf  doch  einmal  auch  ein 

Ich  könne*  hier  noch  hin/.ufügen,  <lafs  sich  speziell  unter  jenen  120 
historischen  Sonnen- und  Mondfln.sterni.'tsen,  die  ich  behufs  gewisser  Aufgaben 
seinerzeit  sehr  eingehend  beziiglirh  der  ihnen  zu  (trundo  liegenden  geschicht- 
lichen iterichte  habe  untersuchen  müssen  (m.  s.  Dezember-  u.  Januai'heft  des 
I.  .Tshrg.  dieser  Zeitschrift),  nur  etwa  8 Fälle  vorfinden,  wo  von  den  Chronisten 
gleichzeitig  mit  den  Finsternissen  von  eingelretcnen  Erdbeben  Meldung 
gemacht  wird. 


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Sternwarten-Assislent  sich  wr  der  Haarspalterei  methodischer  Behaud- 
lungsart  seitwärts  in  die  Büsche  schlagen.  In  welcher  Weise  werden 
wir  (zum  xten  Male  schon)  darüber  belehrt,  dafs  die  h luththeorie 
richtig  ist?  Folgendormarsen:  Wenn  ein  besonderer  kritischer  Tag 
vorüber  ist,  werden  sämtliche  Arten  von  Wettersturz,  die  Erdbeben 
u.  8.  f..  die  sich  mehrere  Tage  vor  und  nach  der  kritischen  Epoche, 
gleichviel  wo,  ereignet  haben,  zusaminengestelll  und  als  Beweis  aus- 
gegeben.  üafs  es  aber  ein  nur  wenige  Quadratraeilen  umfassendes 
Gebiet  war,  ein  winziges  ‘Fleckchen  Europas,  wo  eine  solche  Störung 
vorkam,  dafs  ungeheure  Gebiete  der  Erde,  gegen  die  jenes  Fleckchen 
verschwinden  würde,  an  dentselben  kritischen  Tage  ruhig  geblieben 
sind,  dafs  aber  dafür  an  gar  nicht  kritischen  Tagen  sehr  grofse  Areale 
der  Erde  gleichzeitig  von  bedeutemlen  Störungen  betroft'en  wurden, 
ohne  dafs  die  drohenden  Zeichen  der  Fluthkonstellationeu  am  Himmel 
standen,  wird  wohlweislich  verschwiegen  oder  nicht  der  Erwägung 
Werth  befunden.  Ein  richtiger  Gläubiger  der  Fluththeorie  nimmt  eben 
die  Kämpen  her,  wo  er  sie  lindet  und  ohne  Rücksicht  auf  ihre 
Tauglichkeit.  Die  quecksilberartige  Beweglichkeit  und  Dehnbarkeit 
der  Theorie  erlaubt  es  ja,  fortwährend  Beziehungen  in  den  Epochen 
des  Mondumlaufes  zu  den  Ereignissen  anfzufinden.  Nehmen  wir,  um 
ein  Beispiel  zu  geben,  den  März  und  April  des  Jahres  1872  vor.  lu 
beiden  Monaten  giebt  es  folgende  Fluthfaktoren : 


’J.  März  letztes  Viert«*!, 

I. 

April  I/olzt.  V.  u.  Perig.  * 

<>.  . Perigäum.  * 

7. 

. Aequatoi'stand.  * 

y.  , Neumond,  * 

8. 

- Neumond,  * 

10.  - Aequatoi*stand,  * 

l.i. 

. Krat,  V.  u.  Apogünm. 

17.  « FarHtea  V'iertel, 

■’l. 

« Ac«pia!oi-8land.  * 

18.  . Apogäum, 

2;i. 

- Vollmond,  * 

’Jö.  - Voll-M.  u.  Ae«iu«tor8t.“ 

■J7. 

. Perigäum.  * 

.‘iO. 

„ Lf*Ut.  Viciiel. 

Da  haben  wir  also  gleich  zehn  kritische  Tage  [*)  (wobei  wir  die 
Mondviertel  nicht  als  Fluthfaktoren  mitnehmen),  die  nach  Falb  noch 
jeder  um  mindestens  zwei  dehnbar  sind,  so  dafs  kaum  der  halbe  März 
und  halbe  April  unkritisch  bleiben.  Natürlich  bestätigt  sich  diese  kri- 
tische Zeit  an  den  Ereignissen  sofort;  denn  es  gab  folgende  Erdbeben: 


ti.  Mäi-z  in  Deutschland. 


11.  , 

.Japan  (zerstörend), 

■2:t.  , 

Nordamerika, 

2ß.  . 

Califoniieii  (».  Seile  310), 

Stadt  Mexieo, 

28.  , 

Salzaeestadt, 

;t.  April  .’Vntiochia  (tchwerer  Stof«), 


14.  , 

Qolüküste  V.  Afrika, 

f».  . 

Vulkan  Merapi  (Jayai. 

16.1 

17.  > . 

iBlaml, 

18.1 

24.  . 

Vesuyeruption. 

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:ti:j 


Die  noch  offenen  Plälzo  kann  man  sogleich  besetzen,  wenn  die 
californisohen  Erdbeben  hinzngezogen  werden : 18.,  23.,  25.,  28.,  2‘J.  Mürz, 
3^  9.,  10.,  11.,  12.,  13.,  18.,  23.,  28.,  30.  .\pril.  Rechnet  man  noch  alle 
Enlstöfae  hinzu,  die  in  der  gleichen  Epoche  an  andern  behenreichen 
Gebieten  der  Ertle  wahrscheinlich  walirgenommen  worden  sind,  so 
bleibt  zuletzt  vom  März  und  April  1872  kein  Tag  übrig,  der  nicht 
■ beweiseir*  könnte.  N’un  komme  mir  noch  Einer  und  sage,  die 
Falbscho  Theorie  stimme  nicht!  Im  Gegentheil.  mein  I.a?sor,  sie 
inufs  immer  stimmen,  denn  man  wird,  selbst  wenn  <las  Zusammen- 
treffen von  nur  zwei  Fluthfaktoren  als  kritischer  Tag  betrachtet  wird, 
iiu  Jahre  immer  eine  Anzahl  Tage  finden,  die  sich  mit  Depressionen, 
Erdbeben  u.  s.  w.  bequem  in  Verbindung  bringen  läfst.  Der  Leser 
mögt“  zur  I’robe  die  Erklärung  iler  meteorologischen  Vorgänge,  Erd- 
beben und  schlagenden  Wetter,  die  sich  im  Laufe  eines  Monats  an 
verschiedenen  Orten  Europas  abgespielt  haben,  mittelst  der  Fluthkon- 
stellationen  versuchen;  er  hat  nur  einen  der  7 Falbschen  Heiligen 
(id  est  Fluthfaktoren)  anzurufen  und  er  wird  einen  dieser  dienstbaren 
Geister  immer  in  der  Nahe  vorfinden. 

Was  folgt  nun  aus  alldem?  Ich  habe  im  Vorhergehenden, 
wie  Herr  Falb  mit  der  Statistik  für  seine  Theorie  beweist,  auf  dem- 
.selben  Wege  gegen  seine  Theorie  bewiesen.  Solche  Beweisart,  sagte 
ich  schon,  ist  überhaupt  kein  hinreichender  Beweis.  Es  fehlt,  um  es 
gleich  in  ein  Wort  zu  fa.ssen,  die  wissenschaftliche  Kritik  darin. 
Darüber  wollte  ich  dem  I.a)ser  die  ,\tigen  öffnen.  Was  man  unter 
wissenschaftlich  kritischer  Behandlung  eines  gegebenen  Beobachtungs- 
materiales versteht,  ist  nicht  leicht  auseinanderzu.selzen,  da  es  zu  sehr 
auf  den  vorgelegten  Fall  und  das  beabsichtigte  Resultat  ankommt. 
.\ber  es  lüfst  sich  etwa  dahin  ausdriieken,  dafs  mau  darunter  die 
irleichmarsige  Betrachtung  der  Beobachtungen,  sowohl  der  für  eine 
Theorie  sprechenden,  als  auch  der  ihr  widersprechenden,  versteht, 
dafs  man  dabei  nach  Grundsätzen  der  Wahrscheinlichkeitsrechnung 
verfahrt,  die  aus  der  Vergleichung  von  Theorie  und  Beobachtung- 
liervorgehenden  Fehler  auf  die  ganze  Beobachtungsreihe  vertheill  und 
so  aus  dem  Ganzen  ein  den  mittleren  Verhältnissen  entsprechendes, 
also  ein  zugleich  der  Wahrheit  am  nächsten  kommendes  Endergebnifs 
zu  erhalten  sucht.  Dieser  Grundsatz  ist  gegenwärtig  in  der  Astronomie 
lind  Meteorologie  mit  Rocht  acccptirl,  wo  es  gilt,  hypothetische  Vor- 
aussetzungen mit  Beobachtungen  zu  vergleichen  und  daraus  Schlüsse 
liir  die  Erkenntnifs  von  Naturge.setzen  zu  ziehen.  So  kann  die  Nicht- 
beachtung dieses  Verfahrens  unter  Umständen  z.  B.  bei  der  Ermittlung 


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der  Bahn  eines  Kometen,  ein  sehr  von  der  Wahrheit  abweichendes, 
wenn  nicht  ganz  falsches  Resultat  ergeben.  Welcher  Wirrwarr  würde 
in  der  meteorologischen  Forschung  hervorgerufen  werden,  wenn  man 
die  kritische  Behandlung  der  Beobachtungen  bei  Seite  setzen  wollte. 
Diese  Bemerkungen  mögen  nur  darauf  hinweisen,  in  welche  Sackgassen 
lutd  Irrwege  man  mit  blofson  statistischen  Aufstellungen,  ohne  deren 
wissenschafllicho  Diskussion,  bei  der  l’ntersuchung  von  Naturerschei- 
nungen gerathen  kann  und  namentlich  das  Aufsuoheu  von  Perioden, 
d.  h.  von  gesetzmäfsig  wiederkehrenden,  auf  ein  und  dieselbe  Grund- 
ursache deutenden  Fällen,  ist  mit  vieler  Gefahr  verbunden.  15s  ist 
ganz  ungerechtfertigt,  in  dieser  Weise  Wetter-  und  Krdbeben-Statislik 
zu  treiben  und  auf  einige  Scheini-esultate  ein  ,Prophetenthum  zu 
gründen. ') 

Diese  vorhin  erwähnte  kritische  Behandlung  raufs  also  auch  bei 
der  Frage  des  Einflusses  der  Mondkonstellationetr  auf  Erdbeben  verlangt 
werden.  Dos  Pudels  Kern  bei  der  ganzen  Sache  hegt  nicht,  wie  das 
Publikum  oft  meint,  in  dem  Eintreffen  oder  Nichteintreffen  der  Fal  bsohen 
Prophezeihungen,  sondern  in  dem  gänzlichen  Mangel  eines  wissenschaft- 
lich geführten  Beweises  auf  Grund  wirklich  ausreichenden  Beobachtungs- 
materials. Einen  so  gestalteten  Nachweis  haben  wohl  nicht  die  Gegner 
der  Falbschen  Theorie  zu  liefern,  sondern  er  fällt  dem  Begründer 
dieser  Theorie  selber  zu.  Es  ist  dabei  noch  die  Frage,  ob  die  Beob- 
aohtimgen  der  Erdbeben  zu  solch’  einer  Untersuchung  derzeit  schon 
ausroichen.  Denn  es  wäre  von  besonderer  Wichtigkeit,  dafs  diese 
Beobachtungen  systematisch  gemacht  worden  sind,  also  der  Zeitfolge 
nach  möglichst  wenige  Lücken  haben.  Die  älteren  Reihen  von  Perrey 
u.  A.  sind  in  dieser  Hinsicht  alle  viel  zu  lückenhaft.  Erst  die  neueren, 
an  sei  smographischen  Instrumenten  gemachten  Aufzeiolmungen  dürften 
allmählich  ein  geeignetes  Material  repräsentiren.  Ob  die  japanische 
Bebungsreihe  (s.  Novemberhoft  S.  109)  schon  zureicht,  würde  ein 
näheres  Eingehen  auf  dieselbe  lehren.  Derzeit  stehen  wir  mit  solchem 
Material  erst  am  Anfänge.  DieProphezeihungeu  werden  zur  Vermehrung 

')  Jener  Thoil  der  Tagesprosso , der  die  «kritischen  Tage“  verbreiten 
liilfl  (in  der  Nebenabsicht,  dieselben  als  Sensationsrutter  vor  den  Lesern  aus- 
zustreuen) angeblich,  damit  das  Publikum  sich  seine  eigene  Ansicht  bUden 
könne,  dürfte  diese  Politik  kaum  überlegt  haben.  Das  Pnbliknm  kann  sich 
gar  nicht  eine  Ansicht  bilden,  denn  es  müfste  dazu  jeder  Zeitungsleser  erstens 
bei  jedem  vorkommonden  Falle  über  das  gesamte  nothwendige  meteorologische 
und  seismische  Beobachtungsmaterial  verfügen,  und  zweitens  müfste  jeder 
wissenschaftlich  hinreichend  gpeschult  sein,  um  die  Dinge  richtig  zu  unter- 
scheiden und  daran  Kritik  üben  zu  können. 


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;ii5 

«ler  Beobachtungen  wenig  nützen,  da  die  schwächeren  Erdbeben  der 
Allgemeinheit  zu  sehr  entgehen;  es  bleibt  nur  derselbe  rationelle 
Weg,  den  die  Meteorologie  unseres  .lahrhunderts  gegangen  ist:  die 
möglichste  Vermehrung  der  Erdbebeninstrumente  und  die  Organisation 
ausgedehnter  Beobachtungsnetze  in  bebenreichen  Bezirken.  Nament- 
lich betreffs  der  mikroseismischen  Beben,  d.  h.  den  sehr  schwachen 
und  sehr  h.Hufigen  Erschütterungen  eines  und  desselben  beben  reichen 
Gebietes  (Japan,  Californien,  Centralamerika  u.  s.  w.)  darf  man  die 
Hoffnung  hegen,  dafs  es  bei  der  richtigen  Behandlung  gerade  solcher 
Reihen  am  ehesten  gelingen  wird,  die  Ursachen  der  Erdbeben  auf- 
zudecken. Für  die  Theorie  der  Fluthkonstellationen  müssen  diese 
Reihen,  da  sich  in  ihnen  der  etwaige  Mondeinflufs  klarer  aussprechen 
inufs,  entscheidend  sein.  Sollte  die  Erscheinung  der  Erdbeben  that- 
sächlich  an  kosmische  Ursachen  geknüpft,  also  periodischer  Natur 
sein,  so  müfsten  sich,  wie  Prof.  H.  Fritz  sehr  richtig  bemerkt,  , täg- 
liche, jährliche  Sonnenperioden,  Perioden  des  Mondumlaufes,  seines 
Breitenwechsels,  wie  die  Bewegung  seines  Perigäums  und  Apogäums 
und  des  Umlaufs  der  Mondknoten,  welche  die  18,6jährige  Nutations- 
periode  der  Erdaxe  erzeugen,  in  den  Erscheinungen  ahspiegeln.“  Der- 
zeit aber  ist  es  noch  viel  zu  frühe,  auf  den  schwankenden  Gründen 
unzureichender  Erfahrungen  schon  Schlüsse  auszu.sprechen. 

Die  Frage  des  Mondeinflusses  auf  Erdbeben  soll  hier  gamicht 
geleugnet  werden;  ja  dieser  Einflufs  wäre,  im  Falle  die  Lohre  von 
einem  flüfsigen  Erdinnern  richtig  ist,  wahrscheinlich,  obgleich  dieser 
Einflufs  sich  noch  geringer  hcrausstelleu  und  für  Erdbebenvorhei - 
sagungen  unbrauchbarer  sein  wird,  als  es  die  ohnehin  verschwindend 
kleinen  Ueberschüsse  sind,  die  man  aus  der  Mondwirkung  auf  das  im 
Vergleich  zum  Erdinnern  viel  beweglichere  Element  des  Luflmeeres 
(Druck,  Bewölkung,  Gewitter  u.  s.  w.)  hat  finden  können.  Unsere 
Opposition  richtet  sich  erst  in  zweiter  Hinsicht  gegen  die  Sache,  in 
erster  Linie  aber  gegen  die  Art,  wie  die  Falb  sehe  Theorie  das  An- 
sehen von  Wissenschaftlichkeit  annehmen  und  in  der  Oeffentliohkeit 
das  Feld  dominiren  will.  Dieser  Weg  mag  vielleicht  ganz  dazu  ge- 
schaffen sein,  das  Publikum  für  sich  einzunehmen;  vor  der  Wissen- 
schaft aber  ist  dieser  Weg  (so  paradox  es  klingen  mag)  ein  falscher, 
selbst  wenn  die  Theorie  richtig  wäre. 


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lieber  Kometen  imd  Sternschnuppen. 

Vortrag,  gehalten  in  der  physikaliscli-ökonomisohen  Oesellschafl  in 

Königsberg. 

Von  Prot  C.  P.  W.  Peters, 

Dir»ctor  der  Kffl.  Stemwerte  xu  Kdoigaberic. 

^'^^nter  den  Himmelsersoheinungon  giobt  es  eine  Anzahl,  welche 
, - . zu  allen  Zeiten  und  bei  allen  Völkern,  auf  welcher  Kulturstufe 
dieselben  auch  gestanden  haben,  stets  das  allergröfste  Aufsehen 
erregten  und  auch  noch  bei  dem  jetzigen  Stande  der  Wissenschaft  den 
Beobachtern  manches  unerklärte  Phänomen  darbieten.  Zu  diesen  Er- 
scheinungen gehören  namentlich  die  totalen  Sonnenfinsternisse,  ferner 
das  plötzliche  Aufleuchten  heller  Sterne,  stärkere  Sternschnuppenfälle 
und  grofse  Kometen.  Dieses  Aufsehen  ist  ein  verschiedenartiges  bei 
civilisirten  und  uncivilisirten  Menschen,  und  während  den  ersteren 
durch  bisher  unerklärte  Erscheinungen  Anlafs  gegeben  wird  zu  Unter- 
suchungen über  die  Ursachen,  welche  sie  hervorbringen,  wird  bei  den 
Völkern  einer  geringeren  Kulturstufe  darin  das  Walten  höherer  Mächte. 
Zeichen  und  Wunder  gesehen,  die  irgend  welche  böse  oder  gute  Vor- 
bedeutung für  die  Geschicke  der  Menschen  haben.  So  wird  über  das 
Faktum  des  Eintretens  von  Sonnen-  und  Mondfinsternissen  sich  jetzt 
kein  halbwegs  gebildeter  Mensch  mehr  aufregen,  wir  können  uns  aber 
nicht  darüber  wundern,  dafs  in  alten  Zeiten,  so  lange  die  Ursachen  der 
Finsternisse  nicht  bekannt  waren,  und  noch  jetzt  bei  wilden  Völker- 
schaften, durch  Sonnen-  und  Mondfinsternisse  Furcht  und  Schrecken 
entsteht  Es  liegt  eben  in  der  menschlichen  Natur,  sich  bei  auffallen- 
den, unerklärlichen  Naturereignissen  zu  ängstigen,  darin  Vorbedeu- 
tungen, meist  bevorstehender  schlimmer  Ereignisse  zu  suchen,  und  da 
ja  zu  allen  Zeiten  dieses  oder  jenes  Ueble  vorfällt,  das  unangenehme 


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Kometen -Landschaft.  Originalzeichnung  von  Wilhelm 


;ii7 

Breignifs  mit  der  scheinbar  schlimmen  Vorbedeutung  in  Verbindung 
zu  setzen.  Und  da  bei  den  Himmelsersoheinungen  zu  allen  Zeiten 
viele  unerklärbare  Voi^änge  stattfanden,  so  bat  sieb  ja  auch  Zufällen 
Zeiten  der  Aberglaube  ihrer  bemächtigt,  und  seit  Jahrtausenden  bis 
in  die  neueste  Zeit  hinein  hat  es  Leute  gegeben,  die  aus  Erscheinungen 
am  Himmel  auf  gleichzeitige  oder  zukünftige  Ereignisse  auf  der  Erde 
geschlossen  haben.  Zu  solchen  Schlüssen  taugen  nun  otfenbar  nur 
diejenigen  Himmelserscheinungen,  deren  Ursachen  nicht  bekannt  sind, 
oder  vielmehr  die,  welche  man  selbst  nicht  Vorhersagen  kann.  Die 
Bewegung  der  Sonne  und  des  Mondes,  deren  Regolmäfsigkeit  schon 
in  frühen  Zeiten  erkannt  wurde  und  deren  Gesetze  schon  seit  Hipparoh 
im  zweiten  Jahrhundert  vor  Christus  so  genau  erkannt  waren,  dafs  der 
Ort  jedes  der  beiden  Gestirne  auf  lange  Zeit  im  voraus  für  jeden  Tag 
angegeben  werden  konnte,  haben  weit  weniger  zu  astrologischen 
Zwecken  gedient  als  zum  Beispiel  die  scheinbar  verschlungenen  und 
keinen  einfachen  Gesetzen  folgenden  Bewegungen  der  Planeten.  Und 
es  war  auch  in  der  That  keine  andere  Erscheinung  am  Himmel  so 
geeignet  zu  astrologischen  Studien  wie  diese  Bewegungen.  Das  Auf- 
leuchten eines  neuen  Fixsterns,  das  Erscheinen  grofser  Kometen  waren 
zwar  weit  auffallendere  Phänomene,  als  der  ruhige  Gang  der  Planeten, 
aber  dafür  war  der  eine  oder  andere  dieser  letzteren  allnächtlich  zu 
sehen,  und  vor  der  Entdeckung  der  Kopernikanischen  und  Keplerschen 
Gesetze  waren  ihre  Bewegungen  scheinbar  so  willkürlich,  so  wenig 
bestimmten  Gesetzen  unterworfen,  dafs  der  Gedanke  wohl  entschuldbar 
ist,  sie  seien  iin  Zusammenhang  mit  den  ebenfalls  dem  Zufälle  und 
keinen  erkennbaren  Gesetzen  unterworfenen  Schicksalen  der  Menschen. 
Denn  selbst  derjenige  unter  den  Astronomen  des  Alterthums,  welcher 
sich  am  meisten  Mühe  gab,  Gesetze  für  die  Plaiietenbewegungen  zu 
finden,  Ptolemäus,  kam  hei  seiner  Aufstellung  der  Theorie  der  epi- 
cyklischen  Bewegung  der  Planeten  auf  so  zusammengesetzte  Räder- 
werke, welche  ihren  I^uf  allein  erklären  konnten,  dafs  ihm  sein  System 
schliefslich  selbst  unwahrscheinlich  erschien.  Und  so  wenig  war  er 
überzeugt  davon,  dafs  in  ursprünglich  einfachen  Gesetzen  die  Trieb- 
federn der  komplizirten  Bewegungen  zu  suchen  seien,  dafs  auch  er 
auf  den  Irrweg  der  Astrologie  gerieth.  Diese  trügerische  Wissenschaft 
konnte  erst  nach  den  Zeiten  eines  Kopernikus,  Kepler  und  New'ton 
fallen;  erst  dann  hatte  die  Astrologie  jede  Berechtigung  verloren,  als 
es  nicht  mehr  uüthig  war  nach  dem  Himmel  zu  sehen,  um  den  Stand 
der  Planeten  zu  wissen,  sondern  mau  sich  ihren  Stand  für  jetle  Zeit 
nach  bekannten  einfachen  Gesetzen  berechnen  konnte. 


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Es  bleiben  indessen  immer  noch  manche  Phänomene  am  Himmel, 
welche  nicht  vorhergesagl  werden  können  und  ganz  unerwartet  ein- 
ireten.  Zu  diesen  gehört  vor  allem  das  Erscheinen  grofser  Kometen, 
ilie  schon  deswegen  jederzeit  das  Aufsehen  der  Menschen  erregt 
haben,  weil  sie  sieh  durch  ihre  Gestalt  so  auffällig  von  allen  anderen 
H imroelskörpcrn  iinlerscheiden. 

Die  schwachen,  sogenannten  teleskopischen  Kometen,  welche  nur 
mit  Hilfe  lichtstarker  Fernrohre  erkannt  werden  können,  zeichnen 
sich  allerdings  nur  wenig  vor  einer  gewissen  Art  von  anderen  Ge- 
stirnen, den  Nebelflecken  aus,  und  sind  von  ihnen  meist  nur  da- 
ilurch  zu  unterscheiden,  dafs  sie  ihren  Ort  am  Himmel  verändern, 
während  die  Nebelflecke  so|  wie  die  Fixsterne  feststehen.  Ein  solcher 
Komet  erscheint  meistens  als  matt  leuchtende  elliptische  Scheibe,  in 
der  Mitte  wenig  heller  als  am  Rande.  Kommt  der  Komet  nun  in 
seiner  Bahn  der  Sonne  und  der  Erde  näher,  so  verändert  sich  sein 
Aussehen.  Eine  Partie,  meist  nicht  in  der  Mitte,  sondern  mehr  nach 
einem  Ende  zu  gelegen,  verdichtet  sich  und  bildet  den  sogenannten 
K ern  des  Kometen,  bei  noch  gröfserer  Annäherung  erscheint  an  der 
dem  Kern  gegenüberliegenden  Seite  eine  schweifartige  Verlängerung, 
welche  allmählich,  je  mehr  der  Komet  sich  der  Sonne  und  der  Erde 
näheid,  gröfser  und  gröfser  wird,  und  unter  Umständen  ganz  aufser- 
ordentliche  Dimensionen  annehmen  kann,  wovon  wir  in  den  iletzten 
.Jahrzehnten  mehrfache  Beispiele  gesehen  haben. 

Die  Länge  des  Schweifes  ist  mitunter  ungemein  bedeutend,  sie 
betrug  z.  B.  bei  dem  Kometen  vom  Jahre  1861  über  100  Grad.  Aber 
nicht  immer  sind  die  Kometen  von  so  langer  Schweiläusdehnung  zu- 
gleich die  hellsten;  so  war  z.  B.  der  Donatische  Komet  vom  Jahre 
18B8  uicht  so  grofs  wie  der  ihm  nach  3 Jahren  folgende,  aber  be- 
trächtlich heller.  Ueberhaupt  sind  die  Erscheinungen  der  Kometen 
sehr  verschieden.  Mehrfach  sind  Kometen  erschienen,  die  so  hell 
waren,  dafs  sie  den  ganzen  Tag  über,  selbst  in  unmittelbarer  Nähe 
der  Sonne,  gesehen  werden  konnten;  der  letzte  von  dieser  ungewöhn- 
lichen Helligkeit  war  einer  vom  Jahre  1882.  So  wie  die  Helligkeit, 
ist  auch  die  Gestalt  sehr  verschieden,  sie  sind  bald  nach  der  einen, 
bald  nach  beiden  Seilen  gebogen,  bald  ganz  gerade,  bald  flammen- 
arlig  gewellt.  So  finden  wir  denn  auch  in  allen  Schriften  vielfache 
Vergleichungen  ihrer  Formen  mit  bekannten  Gegenständen.  Sie 
werden  verglichen  mit  Besen,  Ruthen,  Fackeln,  Balken,  Schwerteni 
und  dergl.  m.  Und  somit  werden  sie  denn  zu  Verkündigern  grofser 
Ereignisse  schon  durch  ihre  Form.  Sie  verkünden  Seuchen,  welche, 


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319 


vie  ein  Beeen  den  Kehricht,  so  die  Menschen  von  der  Erde  weg- 
fegen, ihre  Gestalt  als  Rnthe  bezeichnet  ein  bevorstehendes  8traf‘- 
gericht  fUr  die  Sünden  der  Menschen,  ein  Schwert  ist  Vorzeichen 
eines  drohenden  Krieges.  Es  folgt  nun  aus  dem  Gesagten,  dafs  die 
Kometen  nicht  immer  gerade  Unglück  prophezeihen  konnten,  denn  bei 
beginnenden  Kriegen  mufsten  sie  für  ein  Volk  die  Niederlage,  und 
dadurch  nothwendig  für  das  andere  den  Sieg  bedeuten,  und  wir  Anden 
denn  auch  häufig,  dafs  die  Völker  einen  Kometen  sich  zum  Vortheil, 
den  Feinden  zum  Nachtheil  deuten.  Einen  glückbringenden  Kometen 
erwähnt  auch,  allerdings  in  eigenthümlicher  Weise,  Seneca,  der  von 
ihm  sagt;  Wir  sahen  alle  während  der  segensreichen  Herrschaft  des 
Xero  den  Kometen,  der  den  schlechten  Huf  dieser  Gestirne  zu 
Schanden  machte. 


Pig.  I.  Der  Halleyeche  Komet  am  ay.  Oktober  iSsj  (nach  Struee). 

Ich  sehe  nun  ab  von  demjenigen  Einflüssen  der  Kometen  auf  die 
Menschheit,  welche  nur  der  Aberglaube  finden  konnte,  und  wende 
mich  zu  anderen,  die  mit  etwas  mehr  Berechtigung  in  ihnen  gefunden 
wurden.  So  lange  man  noch  annahm,  dafs  die  Kometen  in  der 
irdischen  ,\tmosphäre  ihren  Ursprung  nahmen,  konnte  wohl  mit  Recht 
geschlossen  werden,  dafs  durch  das  ,\usscheiden  so  kolossaler  Körper 
die  Luft  verändert  und  dadurch  der  Gesundheitszustand  der  Menschen 
und  Thiere,  sowie  auch  das  Gedeihen  der  Pflanzen  beeinflufst  werden 
könnte.  Die  Erweiterung  der  Kenntnisse  über  die  Kometen  zeigte 
freilich,  dafs  sie  nicht  unserer  Atmosphäre  angehörten,  sondern  im 
Himmelsraume  umherirrten  und  zwar  wahrscheinlich,  da  doch  nur 
der  kleinste  Theil  in  den  Bereich  unserer  Sehkraft  gelangen  kann, 
in  aufserordentlich  grofser  Zahl.  Hierdurch  entstanden  aber  neue 
Gefahren.  Die  Planeten  bewegen  sich  alle  in  Bahnen,  die  nicht  wesent- 

Ilinitn#!  uDd  Erde.  II.  7.  21 


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320 


lieh  vom  Kreise  verschieden  sind,  und  ihre  Eintfemungen  von  der 
Sonne  sind  derartig,  daTs  keiner  von  ihnen  jemals  mit  der  Erde  in 
Kollision  kommen  kann.  Anders  ist  es  mit  den  Kometen,  deren  Ekit- 
femungen  von  der  Sonne  in  den  verschiedenen  Theilen  ihrer  Bahn 
sehr  verschieden  sind.  Der  Komet  vom  Jahre  1680  näherte  sich  der 
Oberfläche  der  Sonne  bis  auf  32000  geographische  Meilen,  eine  Elnt- 
femung,  weiche  nur  etwa  sechs  Zehntel  der  mittleren  Entfernung  des 
Mondes  von  der  Erde  beträgt.  Dabei  entfernen  sich  die  meisten 
Kometen  wieder  bis  auf  unroefsbare  Distanzen  von  der  Sonne.  Manche 
durohschneiden  die  Bahn  der  Erde,  und  es  ist  demnach  durchaus 
nicht  unwahrscheinlich,  dafs  ein  Zusammenstofs  der  Erde  mit  einem 
Kometen  stattflnden  kann.  Noch  leichter  als  mit  dem  Kopfe  wird  die 
Erde  mit  dem  Schweife  eines  Kometen  Zusammentreffen;  dies  wird 
namentlich  begünstigt  durch  die  riesige  Oröfse  mancher  Kometen.  Der 
Schweif  des  Kometen  vom  Jahre  1 680  war  25  Millionen  geographische 
Meilen  lang,  der  des  zweiten  Kometen  von  1811  hatte  eine  Tünge  von 
30  Millionen  Meilen  und  der  des  Kometen  von  1843  eine  lünge  von 
40  Millionen  Meilen,  eine  I.Änge,  welche  doppelt  so  grofs  ist,  wie  die 
Entfernung  der  Erde  von  der  Sonne.  Eine  gelegentliche  Kollision 
der  Erde  mit  einem  Theile  eines  Kometen  ist  demnach  sehr  wohl 
denkbar. 

Die  Gefahr,  welche  der  Erde  bei  einer  grofsen  -Annäherung 
eines  Kometen  drohen  kann,  hängt  nun  offenbar  von  der  physischen 
Beschaffenheit  des  Kometen  ab.  Diese  Gefahr  kann  von  verschiedener 
Art  sein.  Denn  erstens  könnte  die  Masse  des  Kometen  so  grofs  sein, 
dafs  seine  Anziehung  gegen  die  Erde  diese  aus  ihrer  Bahn  lenken 
könnte.  Ja  beim  Zusammentreffen  unglücklicher  Umstände  könnte  die 
Wirkung  selbst  darin  bestehen,  dafs  die  Erde  direkt  in  die  Sonne 
stürzte.  Eine  solche  Gefahr  ist  nun  zum  Glück  nicht  vorhanden 
wegen  der  ungemein  geringen  Masse  der  Kometen.  Einer  von  den 
Kometen,  welche  der  Erde  bisher  am  nächsten  gekommen  sind,  war 
der  Lexellsche  vom  Jahre  1770;  sein  kürzester  Abstand  von  der 
Erde  war  300000  geographische  Meilen,  ungefähr  die  sechsmalige 
Entfernung  des  Mondes  von  der  Erde,  und  die  Einwirkung  der  Erde 
auf  den  Kometen  war  so  stark,  dafs  seine  Umlaufszeit  sich  dadurch 
um  zwei  Tage  veränderte.  Aber  durch  die  Anziehung  des  Kometen 
gegen  die  Erde  mufs  sich  auch  die  Umlaufszeit  der  Erde,  und  somit 
die  Länge  des  Jahres  ändern.  Es  läfst  sich  berechnen,  dafs.  wenn 
die  Masse  des  Kometen  gleich  der  Masse  der  Erde  gewesen  wäre 
sich  die  Länge  des  .Jahres  um  2 Stunden  53  Minuten  verändert  haben 


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321 

mUrste.  Sie  hat  aioh  aber  g^wib  nicht  um  zwei  Sekunden  geändert, 
und  es  folgt  daraus,  dafs  die  Masse  des  Kometen  nioht  den  fünf- 
tausendsten  Theil  der  Krdmasse  erreicht  hat  Derselbe  Komet  hatte 
ursprünglich  eine  ziemlich  beträchtliche  Umlaufszeit  von  48V]  Jaliren. 
Im  Jahre  1767  näherte  er  sich  in  seiner  Bahn  so  sehr  dem  Jupiter, 
dafs  er  mitten  durch  das  System  der  Monde  dieses  Planeten  hindurch- 
ging, ohne  darin  eine  merkbare  Störung  zu  verursachen.  Dagegen 
wurde  die  Bahn  des  Kometen  stark  verändert;  er  bekam  eine  Umlaufs- 
zeit  von  ö'/?  Jahren.  Im  Jahre  1779  begegnete  er  dem  Jupiter  zuni 
zweiten  Male;  er  ging  wieder  durch  dessen  Satellitensystem  hinduroh, 
olme  darin  Störungen  zu  verursachen,  aber  seine  Bahn  wurde  wieder 
gewaltsam  geändert,  so  dafs  seine  Umlaufszeit  wieder  auf  16  Jahre 
gestiegen,  und  seine  kürzeste  Entfernung  von  der  Sonne  3Vi  Mal  so 
grofs  geworden  ist,  wie  die  Entfernung  der  Erde  von  der  Sonne;  wir 
haben  demnach  einstweilen  keine  Aussicht,  ihn  jemals  wieder  zu  sehen. 

Wenn  aber  auch  die  Masse  der  Kometen  so  gering  ist,  dafs  eine 
Ablenkung  der  Erde  aus  ihrer  Bahn  nioht  zu  befürchten  steht,  so 
könnte  doch  ein  Zusammenstofs  eines  Kometen  mit  der  Erde  von 
unangenehmen  Folgen  sein,  und  zwar  einmal  dann,  wenn  der  Komet 
aus  festen  Bestandtheilen  zusammengesetzt  ist,  durch  die  gewaltsame 
Wirkung  des  Stofses  auf  die  Erde,  zweitens  aber  könnte  der  Komet 
aus  gasartigen  Stoffen  giftiger  Natur  bestehen,  durch  deren  Ver- 
mischung mit  der  Atmosphäre  der  Gesundheit  Gefahr  drohen  könnte. 
So  lange  wir  also  nichts  über  die  physische  Beschaffenheit  der 
Kometen  wissen,  können  wir  einen  Zusammenstofs  mit  ihnen  nioht 
als  unbedenklich  ansehen. 

Ich  werde  hierauf  nachher  wieder  zurüokkommen,  und  wende 
mich  zunächst  zu  der  Betrachtung  der  Bahnen  der  Kometen.  Nach 
dem  Gesetze  der  Trägheit  bewegt  sich  ein  Körper,  auf  den  keine 
Kräfte  wirken,  von  dem  wir  also  auch  voraussetzen,  dafs  er  sich 
aufserhalb  der  Anziehungskraft  anderer  Körper  befindet,  geradlinig  und 
mit  gleiohfärmiger  Geschwindigkeit  durch  den  Weltraum.  An  und  für 
sich  ist  dabei  jede  Geschwindigkeit  von  gleicher  Wahrscheinlichkeit, 
sie  kann  also  auch  gleich  Null  sein,  d.  h.  der  Körper  kann  im  Raume 
Stillstehen,  aber  die  Wahrscheinlichkeit  eines  solchen  speziellen  Falles 
<ler  Geschwindigkeit  ist  offenbar  sehr  klein,  ebenso  klein  wie  die 
Wahrscheinlichkeit  irgend  eines  anderen  speziellen  Falles,  z.  B.  einer 
Bewegping  mit  genau  derselben  Geschwindigkeit  wie  die  Sonne  sie 
liat  Wenn  nun  aber  irgend  eine  Kraft  auf  den  Körper  wirkt,  so 
hört  die  Gleiohmäfsigkeit  seiner  Bewegung  auf.  Ist  diese  Kraft  die 

21* 


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322 


Anziphungskraft  uiul  geht  sie  nur  ron  einem  einzigen  Punkt,  z.  K. 
von  dem  Mittelpunkt  der  Sonnp  aus,  so  mufs  der  Körper  um  diesen 
Punkt  sich  ln  einem  Kegelschnitt  bewegen,  und  die  Länge  der  grolken 
Achse  dieses  Kegelschnitts  steht  in  unmittelbarem  Zusammenhänge  mit 
der  tangentialen  Geschwindigkeit,  welche  der  Körper  in  irgend  einem 
beliebigen  Punkte  seiner  Bahn  hat.  Wenn  wir  uns  nun  vorstellen,  dafs 
im  Weltraum  eine  grofse  Anzahl  von  Körpern  beliebig  vertheilt  ist. 
welche  ursprünglich  sich  geradlinig  in  allen  möglichen  Richtungen  fort- 
bewegt, so  werden  sich  von  diesen  Körpern  im  Verlaufe  der  Zeit  manche 
infolge  ihrer  eigenen  und  der  Bewegung,  welche  die  Sonne  im  Weltraum 
hat,  dieser  nähern  und  von  ihr  ang^zogen  werden.  Wir  können  nun  be- 
rechnen, wie  grofs  die  Wahrscheinlichkeit  ist,  dafs  sich  ein  solcher  Körper 
in  einer  Hyperbel,  in  einer  Parabel  oder  in  einem  anderen  Kegelschnitt 
um  die  Sonne  bewegen  wird.  Als  Resultat  ergiebt  sich,  dafs  unter 
der  gemachten  Voraussetzung  kein  einziger  Körper  in  einer  ge- 
schlossenen Kurve,  d.  h.  in  einem  Kreise  oder  einer  Ellipse,  die  Sonne 
umkreisen  kann,  dafs  sich  wenige  in  der  Parabel,  bei  weitem  die 
meisten  dagegen  in  einer  Hyperbel  um  die  Sonne  bewegen  müssen. 

Wenn  die  gemachte  Voraussetzung  die  richtige  ist,  so  mufs  die  Statistik 
der  Bewegungen  der  Himmelskörper  dasselbe  Resultat  ergeben.  Wir 
finden  dagegen,  dafs  sämtliche  Planeten  ihre  Bewegungen  um  die 
Sonne  in  Ellipsen  ausführen,  welche  wenig  vom  Kreise  abweichen; 
wir  finden  ferner,  dafs  die  grofse  Mehrzahl  der  Kometen  Hahnen  be- 
schreibt, welche,  so  weit  wir  sie  bestimmen  können,  von  der  Parabel  gar- 
nioht  abweichen,  dafs  dieBewegung  einer verhältnifsmäfsig geringen  Zahl 
in  langgestreckten  Ellipsen  gesehieht,  und  dafs  eine  noch  viel  geringere 
Anzahl  sich  in  der  Hyperbel  bewegt.  Es  geht  daraus  hervor,  dafs 
unsere  Voraussetzung  für  diese  beiden  Klassen  von  Weltkörpem  nicht 
zutriffi,  und  dafs  bezüglich  ihrer  noch  andere  Verhältnisse  obwalten, 
welche  bestimmend  auf  die  Form  ihrer  Bahnen  eingewirkt  haben. 
Die  einfachste  und  plausibelste  Annahme  besteht  nun  darin,  dafs  so- 
wohl die  Planeten  als  auch  die  Kometen  von  Anfang  an  Glieder 
des  Sonnensystems  gewesen  sind.  In  welcher  Weise  nach  der  Kant- 
Laplaceschen  Hypothese  angenommen  wird,  dafs  die  Planeten  sich 
von  der  Sonne  abgetrennt  haben,  ist  allgemein  bekannt.  Diese  Hypothese 
findet  eine  bedeutende  Stütze  in  dem  Umstande,  dafs  sämtliche  Planeten 
und  ihre  Satelliten  sich  in  Bahnen  bewegen,  welche  gegen  die  Ebene 
des  Sonnenäquators  nur  sehr  wenig  geneigt  sind,  sowie  in  der  voll- 
kommenen Uebereinstimmung  der  Richtung  ihrer  Bewegungen.  Es 
geht  hieraus  mit  gröfster  Wahrscheinlichkeit  hervor,  dafs  die  Sonm- 


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323 


zur  Zeit  der  Abtrenauag^  der  Planeten  schon  eine  Rotation  um  ihre 
Aehae  im  gleichen  Binne  wie  jetzt  gehabt  hat.  Uie  Geschwindigkeit 
ihrer  Umdrehung  ist  aber  dabei  sicher  nicht  konstant  geblieben,  sondern 
höchstwahrscheinlich  im  Laufe  der  Zeit  gewachsen,  und  so  können 
wir  uns  denn  auch  eine  Zeit  vorstellen,  in  welcher  die  Drehung  noch 
eine  sehr  geringe  und  unmerkliche  gewesen  ist,  während  hiervon 
unabhängige  Bewegungen  der  einzelnen  Theile  des  Sonnenkörpers 
in  weit  gröfserem  Mafsstabe  als  jetzt  stattgefunden  haben  mögen. 

Wenn  wir  nun  eine  Vergleichung  der  Bahnen  der  bisher  be- 
kannten Kometen  anstellen,  so  finden  wir  durchaus  keine  Ueberein- 
stimmungen  in  den  Bahnebenen  und  Richtungen  der  Bewegungen, 
wie  solche  bei  den  Planeten  vorhanden  sind,  und  wir  können  daraus 
schliefsen,  dafs,  wenn  die  Kometen  ebenfalls  zu  allen  Zeiten  Glieder 
des  Sonnensystems  gewesen  sind,  ihre  Ablösung  von  dem  eigentlichen 
Sonnenkörper  zu  einer  Zeit  stattgefunden  haben  mufs,  als  eine  merk- 
liche Achsendrehung  desselben,  wenigstens  auf  seiner  äulseren  Ober- 
fläche, noch  nicht  stattfand.  Dafs  aber  die  Kometen  wirklich  Mit- 
glieder des  Sonnensystems  sind,  g^ht  aus  ihrer  fast  durchweg  para- 
bolischen Bewegung  hervor.  Wenn  sich  nämlich  ein  Körper  in  der 
Parabel  um  die  Sonne  bewegt,  so  hat  er  seine  gröfste  Geschwindigkeit 
an  demjenigen  Punkte  seiner  Bahn,  au  welchem  er  der  Sonne  am 
nächsten  ist.  Wenn  er  diesen  Punkt  passirt  hat,  so  nimmt  seine 
Geschwindigkeit  fortwährend  ab  und  nähert  sich  mehr  und  mehr  der 
Null  als  Grenze.  Mach  einer  überaus  langen  Zeit  wird  demnach  seine 
Bewegung  einen  unmerklioh  kleinen  Betrag  erreichen.  Umgekohn 
hat  aber  die  Bewegungsgeschwindigkeit  des  Körpers,  ehe  er  die 
■Sonnennähe  erreicht,  fortwährend  zugenommen  und  war  vor  einer 
überaus  langen  Zeit  gleichfalls  der  Null  sehr  nahe.  Hier  spreche  ich 
aber  nicht  von  der  absoluten  Bewegung  des  Körpers  im  Raume, 
sondern  von  seiner  relativen  Bewegung  zur  Sonne,  und  es  folgt 
daraus,  dafs  der  eben  erwähnte  Grenzfall  nicht  einen  Stillstand  im 
Raume,  sondern  eine  Bewegung  bedeutet,  welche  parallel  der  Sonnen- 
bewegung vor  sich  geht,  und  eine  ihr  gleiche  Geschwindigkeit  hat. 
Die  grofse  Mehrzahl  der  von  uns  beobachteten  Kometen  hat  sich 
demnach  in  früheren  Zeiten  äufserst  nahe  geradlinig  und  parallel  der 
Sonnenbewegung  fortbewegt.  Eine  solche  Gleichrnäfsigkeit  der  Be- 
wegung deutet  aber  mit  der  gröfsten  Wahrscheinlichkeit  auf  einen 
früheren  Zusammenhang  der  Kometen  mit  der  Sonne.  Wenn  nun 
eine  relativ  geringe  Anzahl  von  Kometen  sich  in  Ellipsen  und  Hyper- 
beln bewegt,  so  beweist  dies  keineswegs,  dafs  ihre  ursprüngliche  Be- 


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324 


wegung  eine  andere  war  als  die  der  meisten  anderen  Kometen,  sondern 
es  ist  sehr  wohl  möglich,  dals  sie  bei  ihrem  Eintreten  in  den  Bereich 
des  Planetensystems  von  dem  einen  oder  anderen  dieser  Weltkörper 
aus  ihrer  ursprünglichen  Bahn  abgelenkt  wurden. 

Ich  verlasse  jetzt  zunächst  die  Kometen  und  wende  mich  zu 
einer  scheinbar  ganz  verschiedenen  Art  von  Himmelserscheinungen, 
nämlich  zu  den  Sternschnuppen. 

ln  jeder  sternenhellen  Nacht  sieht  man  durchschnittlich  in  der 
Stunde  vier  bis  fünf  dieser  eigenthümlichen  stemartigen  Körper  am 
Himmel  entlang  fliegen,  bald  in  sehr  geringem  Glanze  und  sofort 
spurlos  erlöschend,  bald  von  beträchtlicher  Helligkeit,  mitunter  in 
einer  minutenlang,  in  seltenen  Fällen  stundenlang  leuchtenden  Linie 
eine  langsam  verschwindende  Spur  ihres  Weges  zurücklassend.  In 
manchen  Nächten,  namentlich  alljährlich  gegen  den  10.  August  und 
18.  November,  steigert  sich  die  Zahl  der  stündlich  fallenden  Stern- 
schnuppen erheblich,  und  es  sind  au  diesen  Tagen  stündlich  im 
Durchschnitt  13  bis  15  zu  erwarten.  Bisweilen  kann  die  Zahl  der 
Sternschnuppen  aufserordentlich  steigen ; so  fielen  in  der  Nacht  vom 
12.  auf  den  13.  November  1833  während  neun  Stunden  über  240  000. 
was  für  die  Stunde  im  Durchscimitt  gegen  27  000  ergiebL  In  der 
Nacht  vom  13.  auf  den  14.  November  1866  fielen  in  einer  Stunde  über 
11000,  am  27.  November  1872  in  einer  Stunde  gegen  18  000  Stern- 
schnuppen, also  in  jeder  Sekunde  durchschnittlich  fünf,  am  27.  No- 
vember 1886  gegen  8000  in  der  Stunde,  und  zwar  bezeichnen  diese 
Zahlen  nicht  die  der  teleskopischen,  sondern  die  der  mit  freiem  Auge 
sichtbaren  Sternschnuppen. 

Solche  Phänomene  mufsten  natürlich  zu  allen  Zeilen  grofses 
.\ufsehen  erregen,  und  seit  dem  Jahre  644  v.  Chr.,  der  Zeit  des 
zweiten  messenischen  Krieges,  aus  welcher  in  den  chinesischen  Annalen 
berichtet  wird,  dafs  in  einer  Nacht  ein  Regen  von  Sternen  fiel,  haben 
wir  manche  Nachrichten  ähnlicher  Erscheinungen.  Zum  Theil  sind 
die  Beschreibungen  sehr  kurz,  aber  charakteristisch.  So  steht  in 
einem  altindischen  Gedicht,  „dafs  man  vom  Firmament  die  Hiramels- 
fackeln  fallen  sah,  wie  von  Rauch  umhüllte  Flammen,  und  die  Sterne 
zu  Tausenden  vom  Himmel  herabfielen.“  Ferner  lesen  wir,  dafs  am 
25.  April  1096  „unzählbare  Augen  Ln  Frankreich  die  Sterne  so  dicht 
wie  Hagel  vom  Himmel  fallen  sahen,“  und  dieses  Ereignifs  wurde 
als  Vorbedeutung  der  Kreuzzüge  gedeutet.  Die  Stemschnuppen- 
schwärme  werden  öfters  verglichen  mit  Schneeflocken,  Raketen  und 
dergleichen. 


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326 


In  der  Nacht  vom  11.  auf  den  12.  November  1799  gegen  3Vj  Uhr 
Morgens  beobachteten  Humboldt  und  Bonpland  in  Oiimana  in 
Südamerika  vier  Stunden  lang  viele  Taueende  von  Sternschnuppen. 
Bonpland,  der  die  Erscheinung  zuerst  bemerkte,  versicherte,  dafs  gleich 
zu  Anlang  kein  Stück  am  Himmel  so  grofs  als  drei  Munddurchmesser 
gewesen  wäre,  das  nicht  jeden  Augenblick  von  Sternschnuppen  ge- 
wimmelt hätte.  Die  Einwohner  von  Cumana,  welche  schon  vor  vier 
Uhr  aus  den  Häusern  gingen,  um  die  Frühmesse  zu  hören,  geriethen 
durch  die  Erscheinung  in  Angst;  die  ältesten  von  ihnen  erinnerten 
sich,  dafs  dem  grofsen  Elrdbeben  des  Jahres  1760,  also  33  Jahre  vor- 
her, ein  ganz  ähnliches  Phänomen  vorausgegangen  war. 

Derselbe  Stemschnuppenfallwurde  beobachtet  in  dem  französischen 
Guyana,  „wo  man  den  Himmel  gegen  Norden  wie  in  Flammen  stehen 
sah.  Anderthalb  Stunden  lang  schossen  unzählige  Stemsclmuppen 
durch  den  Himmel  und  verbreiteten  ein  so  starkes  Licht,  dafs  man  die 
Meteore  mit  den  sprühenden  Funkengarben  bei  einem  Feuerwerk  ver- 
gleichen konnte.“  Der  .Astronom  der  Vereinigten  Staaten,  Ellicot, 
der  sich  auf  einem  Schiffe  im  Kanal  von  Bahama  befand,  sah,  wie  er 
schreibt,  am  ganzen  Himmel  so  viele  Meteore  als  Sterne;  sie  fuhren 
nach  allen  Richtungen  dahin;  manche  schienen  senkrecht  niederzufallen 
und  man  glaubte  jeden  Augenblick,  sie  würden  aufsSchiff  herabkommen. 
In  Labrador  zu  Nain  und  Hoffenthal,  in  Grönland  zu  Lichtenau  und 
Neu-Hermhut  geriethen  die  Eskimos  in  Schreck  über  die  ungeheure 
Menge  von  Meteoren,  die  in  der  Dämmerung  nach  allen  Himmels- 
gegenden niederiielen. 

Vom  Jahre  1799  an  fiel  längere  Zeit  hindurch  kein  besonders 
grofser  Stemschnuppenschwarm ; dagegen  wurde  jetzt  bemerkt,  dafs 
alljährlich  am  12.  und  13.  November  eine  mehr  als  gewöhnlich  grofse 
Zahl  sichtbar  wurde,  und  man  wurde  dadurch  zuerst  auf  die  Periodizität 
der  Erscheimmg  aufmerksam.  Im  Jahre  1831,  also  32  Jahre  nach 
Humboldts  Beobachtung  in  Cumana,  am  13.  November  früh  morgens 
wurde  wiederum  ein  gröfserer  Schwarm  beobachtefi  der  in  der  Minute 
durchschnittlich  mindestens  2 Sternschnuppen  brachte.  Im  folgenden 
Jahre,  in  der  Nacht  vom  12.  auf  den  13.  November  1832  wurde  wieder 
ein  starker  Meteorfall  beobachtet,  und  im  Jahre  1833  fiel,  wieder  in  der 
Nacht  vom  12.  auf  den  13.  November,  der  schon  vorhin  erwähnte 
kolossale  Schwarm,  welcher  in  einer  Nacht  über  240  000  Stern- 
schnuppen brachte.  In  diesem  Jahre  wurde  man  auf  eine  besondere 
Erscheinung  aufmerksam. 

Die  vielen  Meteore  nämlich,  welche  scheinbar  in  allen  möglichen 


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82t> 


Uiohtungen  den  Himmel  durchkreu2ten,  zeigten  in  einer  Bi\ziehung 
einen  merkwürdigen  Zusammenhang.  Wenn  man  sieh  nämlich  die 
Bahnen,  die  bis  auf  ganz  vereinzelte  Ausnahmen  geradlinig  erschienen, 
verlängert  dachte,  so  trafen  eie  alle  in  einem  Punkte  des  Himmels,  der 
nahezu  auf  den  Stern  Gamma  des  grofsen  Löwen  hei,  zusammen,  und 
dieser  sog^enannte  Radiationspunkt  der  Sternschnuppen  blieb  die  ganze 
Nacht  immer  an  demselben  Orte  in  der  Nähe  des  genannten  Sterns, 
er  nahm  also  an  der  scheinbar  täglichen  Bewegung  der  Fixsterne 
theil,  oder  mit  anderen  Worten,  er  nahm  nicht  theil  an  der  Drehung 
der  Erde  um  ihre  Achse.  Hieraus  wurde  es  nun  aber  gleich  klar, 
dafs  die  Sternschnuppen  nicht  in  der  Atmosphäi-e  entstehen,  denn 
sonst  hätten  sie  an  der  Drehung  der  Erde  theiluelimen  müssen,  son- 
dern dafs  sie  kosmischer  Natur  seien  und  von  aufsen  aus  dem  Welt- 
raum in  unsere  Atmosphäre  kamen.  Wenn  man  annahm,  dafs  alle  zu 
dem  Schwarm  gehörigen  .Sternschnuppen  parallel  unter  einander,  aus 
einer  Kichtung  gegen  die  Erde  flögen,  die  durch  den  Stern  Gamma 
des  Löwen  bezeichnet  wii'd,  so  mufste  sich  den  Beobachtern  gerade 
ilie  beobachtete  Erscheinung  darbieten,  nämlich  eine  scheinbare  Diver- 
genz der  Bahnen  nach  allen  möglichen  Richtungen,  aber  ein  Zusammen- 
treffen der  in  Gedanken  über  den  Anfangspunkt  hinaus  verlängerten 
Bahnen  mit  dem  mehrfach  erwähnten  Fixsterne. 

Ich  fasse  jetzt  zusammen,  was  aus  den  Stem.schnuppenbeobach- 
tungen  bis  zum  Jahre  1833  gefolgert  werden  konnte. 

Da  die  Sternschnuppen,  wie  jetzt  mit  Sicherheit  erkannt  war,  von 
aufserhalb  in  die  Atmosphäre  eindrangen,  also  im  Weltraum  unab- 
hängig von  der  Erde  sich  bewegende  Körper  waren,  so  mufste  man 
nothwendig  sohliefsen,  da  sie  im  Bereich  der  Anziehungskraft  der 
Sonne  sich  befänden,  dafs  sie,  ebenso  wie  die  Planeten  und  Kometen, 
sich  in  einem  Kegelschnitt  um  die  Sonne  bewegen  müfsten.  Da  nun 
ferner  die  Erde  an  bestimmten  Jahrestagen  oder,  wenn  wir  einstweilen 
nur  den  No  vera  bersch  warm  berücksichtigen,  immer  am  12.  bis  14.  No- 
\’ember  mit  einer  besonders  grofsen  Zalil  von  Sternschnuppen  zusammen- 
triffl,  die  alle  denselben  Radiationspunkt  haben,  so  mufs  daraus  ge- 
schlossen werden,  dafs  der  Kegelschnitt,  in  dem  die  Sternschnuppen 
sich  durch  den  Himmelsraum  bewegen,  die  Erdbalm  in  der  Gegend 
durchschneidet,  wo  sich  die  Erde  am  12.  bis  14.  November  befindet. 

Aus  den  bisher  genannten  Daten  konnte  man  also  darauf  sohliefsen, 
dafs  sich  die  Sternschnuppen  in  einem  Kegelschnitt  bewegen;  in  wel- 
chem Kegelschnitt  aber,  diese  Frage  war  noch  nicht  definitiv  zu  be- 
antworten. Indessen  liefe  sich  hierüber  doch  schon  eine  Vermuthung 


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327 


auüstellen.  loh  erwähnte  schon,  dafs  im  Jahre  1766,  dann  wieder  1796 
und  endlich  IS32  und  1833  besonders  starke  Sternschnuppenfälle  be- 
obachtet wurden,  und  es  schien  dies  darauf  hinzudeuten,  dafs  die  be- 
deutenderen Fälle  eine  Periode  von  33  — 34  Jahren  hätten.  Unter 
dieser  Annahme  wagte  es  zuerst  Olbers,  das  Erscheinen  eines  stär- 
keren Schwarms  für  den  November  1867  vorher  zu  verkündigen,  und 
dieser  kam  auch  wirklich  in  ganz  besonderer  Stärke,  jedoch  schon  ein 
Jahr  früher,  in  der  Nacht  vom  13.  auf  den  14.  November  1866.  Nun 
konnte  an  der  33— ■34jährigen  Periode  nicht  mehr  gezweifelt  werden, 
und  hieraus  wurde  eine  wichtige  Folgerung  gfezogen. 

Wenn  nämlich  die  Erde  in  gewissen,  sich  immer  gleichbleibenden 
Zeitintervallen  beim  Durchpassiren  durch  die  Stemsohnuppenbahn 
immer  wieder  auf  einen  besonders  grofsen  Sternschnuppensohwarm 
stöfst,  so  ist  es  sehr  walirsoheinlich,  dafs  es  immer  derselbe  Schwarm 
ist,  mit  dem  sie  zusammentrilTt.  Ist  diee  aber  der  Fall,  so  kann  die 
Bahn  der  Sternschnuppen  weder  eine  Hyperbel  noch  eine  Parabel 
sein,  weil  dann  der  Schwarm  nie  wieder  auf  denselben  Punkt  seiner 
Bahn  zurückkehren  könnte,  sondern  die  Bahn  mufs  eine  in  sich  ge- 
schlossene Curve  sein.  Sind  aber  die  Hyperbel  und  Parabel  ausge- 
schlossen, so  bleiben  von  Kegelschnitten  nur  noch  die  Ellipse  und 
der  Kreis  übrig,  und  da  aus  verschiedenen  Gründen  an  einen  Kreis 
nicht  gedacht  werden  kann,  so  bleibt  nur  noch  die  Annahme,  dafs 
sich  die  Sternschnuppen  der  Novemberperiode  in  einer  Ellipse  um  die 
Sonne  bewegen,  und  zwar  findet  man  für  die  Umlaufszeit  jeder  Stern- 
schnuppe, wenn  man  alle  bekannt  gewordenen  stärkeren  Fälle  be- 
rücksichtigt, 33 '4  Jahre. 

Oie  Sternschnuppen  der  Novemberperiode  bewogen  sich  also  in 
einem  elliptischen  Ringe  um  die  Sonne.  An  jedem  Punkte  dieses 
Ringes  befindet  sich  eine  gröfsere  Anzahl  von  Sternschnuppen,  an 
einzelnen  Punkten  befinden  sich  dagegen  stärkere  Anhäufungen,  und 
mit  einer  derselben  trifft  die  Erde  ungefähr  alle  33  Jahre  zusammen. 
Man  ist  nun  im  stände,  aus  der  Lage  des  Radiationspunktes  und  der 
Umlaufszeit  die  Oröfso,  Form  und  Lage  der  Ellipse  genauer  zu  er- 
mitteln, und  BO  hat  sich  denn  gefunden,  dafs  die  Bahn  der  November- 
stemsohnuppen  in  ihrer  gröfsten  Nähe  gegen  20  Millionen  geographische 
Meilen,  in  ihrer  gröfsten  Entfernung  dagegen  um  394  Millionen  Meilen 
von  der  Sonne  absteht,  d.  h.  in  ihrer  gröfsten  Nähe  ist  sie  von  der 
.Sonne  etwa  so  weit  entfernt  wie  die  Erde,  in  ihrer  gröfsten  Entfernung 
so  weit  wie  der  Uranus. 

Ich  erwähnte  nun  schon,  dafs  aufser  am  12./14.  November  noch 


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an  anderen  Tagen  im  Jahre  mehr  Stemschnuppen  als  durohsohnittlioh 
zu  sehen  sind.  Bei  manchem  dieser  Fälle  ist  es  nun  auch  mögliob, 
einen  bestimmten  Radiationspunkt  reslzustellen,  und  dadurch  die  Bahn 
der  Sternschnuppen  zu  bestimmen,  an  manchen  Tagen,  wie  z.  B.  am 
10.  August,  trifft  dagegen  die  Erde  mit  mehreren  Stemschnuppen- 
sohwärmen  zugleich  zusammen,  was  dadurch  erkannt  werden  kann, 
dafs  die  Stemschnuppen  mehrere  Hadiationspunkte  haben.  Es  lassen 
sich  nun  bei  weitem  nicht  alle  Bahnen  von  Steraschnuppenschwärmeu 
<lurch  eine  Ellipse  darstellen,  sondern  ganz  wie  bei  den  Kometen  ist 
die  Balm  in  der  Hegel  von  der  Parabel  gar  nicht  zu  unterscheiden. 
Hier  haben  wir  nun  eine  auffällige  Aehnlichkeit  zwischen  Kometen  und 
Stemsohnuppenschwärmen;  beide  bewegen  sich  in  einzelnen  Fällen 
in  verhältnirsmärsig  kleinen  Ellipsen  um  die  Sonne,  in  den  meisten 
Fällen  dagegen  ist  ihre  Bahn  so  lang  gestreckt,  daPs  sie  nicht  merk- 
lich von  einer  Parabel  abweicht. 

Beide  Alien  von  Weltkörpem  haben  aber  noch  einen  innigeren 
Zusammenhang,  wie  im  .Jahre  1866  von  Schiaparelli  naohgewiesen 
wurde,  welcher  zeigte,  dafs  [einer  der  Meteorschwärme  des  10.  August 
dieselbe  Bahn  im  Raume  verfolgte,  wie  der  dritte  Komet  des  Jahres 
1862.  Es  traf  sich  ferner  zufällig,  dafs  am  Ende  des  Jahres  1865  ein 
Komet  entdeckt  wurde,  von  welchem  die  Beobachtungen  ziemlich  bald 
zeigten,  dafs  er  sich  nicht  in  einer.  Parabel  bewege.  Es  wurden  daher 
von  verschiedenen  Seiten  elliptische  Bahnen  gerechnet,  und  da  fand 
es  sich  denn,  dafs  der  Komet  eine  Umlaufszeit  von  etw’as  über  33  Jahren 
habe.  Als  nun  im  November  1866  der  grofse  Sterasohnuppenschwann 
fiel,  wurden  von  diesem  auch  elliptische  Bahnen  gerechnet,  welche, 
wie  ich  vorhin  schon  sagte,  ebenfalls  eine  Umlaufszeit  von  etwas  über 
.33  Jahren  ergaben.  Einem  und  dem  andern  fiel  diese  gleiche  Um- 
laufszeit auf;  der  Gedanke  lag  nahe,  auch  die  übrigen  Bahnelemente 
beider  Erscheinungen  zu  vergleichen,  und  da  fand  sieh  denn  als  Re- 
sultat, dafs  sämtliche  Bahnelemente  des  Kometen  und  des  Stem- 
schnuppenschwarmes  des  November  ebenfalls  fast  genau  gleich  waren, 
woraus  folgte,  dafs  der  Komet  sich  in  dem  elliptischen  Stemsohnuppen- 
ringe,  mit  derselben  Geschwindigkeit  wie  die  Stemschnuppen  selbst, 
um  die  Sonne  bewegt.  Diese  beiden  überraschenden  Erscheinungen 
mufsten  dazu  anregen,  ähnliche  Verwandtschaften  aufzusuohen,  und  in 
der  That  hat  sich  denn  auch  fast  bei  jedem  periodischen  Sterasohnuppen- 
falle  der  Zusammenhang  mit  einem  Kometen  naohweisen  lassen. 

Die  Auffindung  dieser  Verwandtschaften  zwischen  Kometen  und 
Sternschnuppen  mufste  nun  zu  der  Frage  führen;  hat  eich  der  Stem- 


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sohnuppenschwarm  aus  dem  Kometen  gebildet,  oder  ist  der  Komet  nur 
ein  Theil  des  Stemschnuppenringfes,  vielleicht  nur  eine  starke  An- 
häufung von  Sternschnuppen,  ähnlich  wie  der  Schwarm  vom  18.  No- 
vember? Hierüber  waren  die  Ansichten  ursprünglich  getheilt,  indessen 
kann  jetzt  nach  den  eingehenden  Untersuchungen  Schiaparellis 
nicht  daran  gezweifelt  werden,  dafs  die  erstere  Ansicht  die  richtige 
ist,  dafs  sich  nämlich  der  Stemschnuppenschwarm  aus  dem  Kometen 
entwickelt  hat. 

Es  fragt  sich  nun,  ob  schon  Erscheinungen  an  den  Kometen 
beobachtet  sind,  welche  auf  ein  solches  ZurUcklassen  von  Körpern 
in  ihrer  Bahn  sohliefsen  lassen?  Ich  erwähnte  schon  früher,  dafs  sich 
die  Kometen  in  ihrem  Aussehen  stark  verändern,  wenn  sie  sich  der 


Kit;.  -'  Kopf  de«  Donatlachen  Kometen  am  «6.  SepL  1858. 

Erde  und  der  Sonne  nähern.  Jetzt  inurs  ich  zwischen  diesen  beiden 
Fällen  unterscheiden.  Wenn  sich  nämlich  ein  Komet  der  Erde  nähert, 
so  mufs  er,  wie  jeder  Gegenstand,  der  sich  uns  nähert,  sich  scheinbar 
vergröfsem,  ohne  dafs  darum  eine  wirkliche  Vergröfserung  eintritt. 
•\ber  auch  das  Aussehen  kann  sich  ändern.  Schwächere  Partien,  die 
in  gröfserer  Entfernung  nicht  gesehen  werden  konnten,  werden  in 
gröfserer  Nähe  deutlich;  der  Kern,  der  gewöhnlich  nur  klein  ist,  kann 
in  grofser  Feme  einen  so  kleinen  Winkel  ergeben,  dafs  er  nicht  mehr 
wahrgenommen  werden  kann,  — kurz,  alle  Erscheinungen,  die  ich 
vorhin  über  Schweifbildung  und  dergleichen  beschrieb,  können  ein- 
treten,  wenn  sich  der  Komet  der  Erde  und  nicht  der  Sonne  nähert,  — 
es  ist  dabei  nur  nicht  zu  vergessen,  dafs  die  Erscheinungen  dann  nur 
scheinbar  sind. 


Anders  ist  die  Saolie,  wenn  sich  ein  Komet  der  Sonne  näher«, 
ohne  sioh  daboi  der  ICrde  zu  nähern.  Auch  in  diesem  Falle  tritt  eine 
Vergröfserunff  des  Kometen  ein,  und  diese  ist  für  uns  besonders 
wichtig,  denn  sie  kann  nicht  blofs  scheinbar,  sondern  sie  mufs  reell 
sein.  Auch  das  Aussehen  des  Kometen  ändert  sioh,  namentlich  wird 
er  bei  grofser  Annäherung  an  die  Sonne  bedeutend  heller  und  sein 
Schweif  wird  gröfser.  Bs  treten  also  bei  seiner  Annäherung  an  die 
Sonne  physische  V'eränderiingen  ira  Kometen  ein,  welche  wir  beob- 
achten können.  Offenbar  sind  nun  die  günstigsten  Bedingungen  für 
die  Beobachtungen  dann  erfüllt,  wenn  der  Komet  sowohl  von  der 
Sonne,  als  von  der  Krde  nicht  zu  weit  absteht. 

Be  ist  nun  im  Verlaufe  des  vorigen  und  des  jetzigen  Jahr- 
hunderts eine  grofse  Anzahl  heller  Kometen  beobachtet  worden,  und 
sie  haben  in  ihrer  Brscheinung,  wenn  auch  im  einzelnen  mannig- 


Pig.  3.  Gegen  die  Sonne  gerichtete  AusstrUmung  des  Halleyschen  Kometen 
vom  s.  bis  8.  Oktober  1835. 

fache  Verschiedenheiten,  so  doch  im  allgemeinen  alle  eine  grofse 
Aehnlichkeit.  Von  dem  eigentlichen  Kerne  der  Kometen,  der  übrigens 
niemals  scharf  begrenzt,  sondern  am  Rande  sehr  verwaschen  ist, 
scheint  nämlich  eine  Lichtmaterie  meist  fächerförmig  gegen  die  Sonne 
hin  auszuströmen,  die,  wenn  sie  sich  eine  Strecke  von  dem  Kometen 
entfernt  hat,  sioh  seitlich  wendet,  und  dann,  wie  es  scheint,  von  der 
Sonne  abgestofsen  wird,  an  dem  Kometenkern  vorbeizieht,  und  sioh 
im  Schweife  des  Kometen  verliert.  Je  mehr  sich  der  Komet  der 
Sonne  nähert,  um  so  stärker  tritt  diese  Brscheinung  auf  Die  Aus- 
strömung geht  nicht  immer  genau  in  der  Richtung  auf  die  Sonne  vor 
sioh,  sie  neigt  sich  bald  mehr  nach  der  einen,  bald  mehr  nach  der 
andern  Seite,  sie  nimmt  oft  pendelartige  Schwingungen  an,  und  ihre 
Bewegungen  gehen  mitunter  sehr  rasch  vor  sichi-so  sah  Bessel  am 
Halleysohen  Kometen  im  Jahre  1836  in  wenigen  Stunden  die  Rich- 
tung der  Ausströmung  sioh  um  36  Grad  neigen. 


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»31 


Ke  ist  schon  seit  langer  Zeit  anerkannt,  dafs  diese  eigenthüm- 
liehen  Vorgänge  im  Kometen  sieh  nicht  allein  durch  die  Newton* 
sehen  Oravitationsgesetze  erklären  lassen,  sondern  dals  hier  noch 
andere  Kräfte  im  Spiele  sein  müssen.  Namentlich  wird  wohl  hierbei 
die  Elektrizität  eine  Rolle  spielen. 

Wodurch  die  elektrischen  Vorgänge  im  Kometen  aber  hervor- 
gerufen werden,  darüber  wissen  wir  noch  nichts  Gewisses;  wahr- 
scheinlich werden  sie  aber  bewirkt  durch  die  Sonnenwärme,  welche 
vielleicht  auf  der  der  Sonne  zugeriohteten  Seite  des  Kometenkerns 


Fig.  4.  Der  Donatische  Komet  am  5.  Oktober  1858. 


eine  Art  von  Siedeprozefs  hervorruft.  Unzweifelhaft  geht  aber  aus  dem 
übereinstimmenden  Aussehen  der  gröfseren  Kometen  hervor,  dafs  die 
Sonne  auf  gewisse  Theile  der  Kometen  eine  abstofsende  Wirkung  übt. 
Wenn  nun  durch  irgend  eine  Ursache  Körpertheile  vom  Kern  des 
Kometen  weggeschleudert  wenlen,  so  müssen  diese,  wenn  die  Sonne 
abstofsend  auf  sie  wirkt,  eine  hyperbolische  Bahn  beschreiben,  in  deren 
einem,  und  zwar  dem  nach  der  konvexen  Seile  der  Rahn  liegenden 
Brennpunkte  die  Sonne  steht.  Je  stärker  nun  die  repiilsive  Kraft  der 
Sonne  ist,  um  so  näher  werden  die  Bahnen  der  verschietlenen  Körper 
bei  einander  liegen,  und  um  so  schmäler  mufs  der  Schweif  erscheinen. 


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332 


Nun  hat  Brediohin  in  Moskau  nachgewiesen,  dafs  es  im  wesent- 
lichen drei  Typen  von  Koinetensohweifen  giebt:  1.  ganz  lange,  sehr 
schmale,  2.  breitere,  meist  federförmige,  itnd  3.  sehr  breite,  kurze 
Schweife.  Bisweilen  kommen  auch  bei  einem  und  demselben  Kometen 

mehrere  Schweife  von  verschie- 
denem Typus  vor. 

Aus  der  Form  der  Schweife 
kann  man  nun  auf  die  Oröfse  der 
Kepulsionskrafl  einen  Schlufs 
ziehen,  welche  die  Sonne  auf  die 
in  den  Kometen  befindlichen  Stoffe 
ausUbt,  und  nimmt  man  nach 
Zül  lnersUntersuchungenao,dars 
diese  Repulsionskräfte  in  umge- 
kehrtemVerhältnissezu  den  Atom- 
gewichten der  in  den  Schweifen 
enthaltenen  Substanzen  stehen,  su 
findet  man,  dafs  dio  drei  ver- 
schiedenen Typen  der  Kometen- 
schweife entstehen  können , wenn 
die  Substanzen,  aus  welchen  sie  srebildet  werden,  resp.  Wasserstoff. 
Kohlenwasserstoff  und  Eisen  sind.  In  der  That  läfst  sich  das  Vor- 
handensein von  Kohlenwasserstoff  auf  spektroskopischem  Wege  fast 
an  allen  Kometen  nachweisen. 

Die  elektrische  Wirkung  der  Sonne  winl  also,  wie  es  scheint,  zur 
Folge  haben,  dafs  im  Verlaufe 
der  ^it  die  Masse  eines  Ko- 
meten veiTingert  und  aufge- 
löst wird. 

Aber  eine  Atiflösitng  des- 
selben mufs  auch  durch  die 
Gravitation  selbst  hervorge- 
nifen  werden, wenn  der  Komet 
aus  vielen  Körpern  von  sehr 
geringer  Ma.sse  besteht.  Durch 
die  Anziehung  des  Mondes  und 
der  Sonne  gegen  die  Ertle 
entsteht  bekanntlich  die  Ebbe 
und  Fluth.  Die  Anziehung  Fig.fi.  Der  grofse  Komet  von  t86i  am  So.  Juni 
wirkt  nämlich  stärker  gegen  die  dem  anziehenden  Körper  zunächst 


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3;{;t 


liegende  Partie  der  Erdoberfläche  als  gegen  den  Mittelpunkt  der  Erde, 
und  gegen  diesen  stärker  als  gegen  die  noch  weiter  entfernten  Theile  der 
Erde.  Dadurch  entsteht  eine  Erhebung  der  Meere  gegen  den  Mond  und 
die  Sonne  hin,  und  dieselbe  würde  sehr  regelmäfsig  der  Bewegung  des 
Mondes  und  der  Sonne  folgen,  wenn  die  ganze  Erde  von  Wasser  be- 
deckt wäre,  und  sie  würde  sehr  erheblich  sein,  wenn  die  Anziehungs- 
kraft der  Erde  selbst  nicht  sehr  bedeutend  wäre.  Durch  diese  wird  die 
Erhebung  sehr  beschränkt,  weil  eben  die  Erde  mit  grofserKraft  das  Wasser 
in  einer  Richtung,  welche  senkrecht  auf  ihrer  Oberfläche  steht,  anzieht. 

Eine  ähnliche  Erscheinung,  wie  die  Fluth  auf  der  Erde,  wird 
nun  die  Anziehungskraft  der  Sonne  auf  dem  Kometen  hervorrufen. 
Auch  in  dem  Kometen  findet  eine  gegenseitige  Anziehung  der  ein- 
zelnen Theile  statt,  wie  bei  der  Erde;  aber  wegen  der  äufserst  ge- 
ringen Masse  des  Kometen  nur  in  relativ  geringem  Grade,  und  wenn 
der  Komet  der  Sonne  sehr  nahe  kommt,  so  kann  die  Anziehungskraft 
dieser  letzteren  die  ihr  näher  geleg^enen  Theile  des  Kometen  so  weit 
von  den  entfernteren  abziehen,  dafs  diese  auflösende  Wirkung  die 
gegenseitige  Anziehungskraft  der  einzelnen  Theile  des  Kometen  über- 
steigt Es  werden  dadurch  Theile  des  Kometen  von  der  Gesamtheit 
abgesondert  und  verfolgen  von  der  Zeit  an  ihre  eigene  Bahn  um  die 
Sonne,  die  allerdings  der  Bahn  des  Kometen  sehr  ähnlich  sein  mufs. 
Bei  gröfserer  Entfernung 
des  Kometen  von  der  Sonne 
wird  ihre  auflösende  Kraft 
geringer,  und  kann  wohl 
ganz  unmerklich  werden, 
aber  bei  Kometen  von 
elliptischer  Bahn  werden 
sich  jedesmal  bei  ihrer 
Rückkehr  zur  SonneTheile  - ^er  Bielasche  Doppelkomet  am 

ablösen,  und  diese  müssen  19.  Februar  1846. 

schliefslich  die  ganze  Bahn  erfüllen  und  einen  elliptischen  Ring  um 
die  Sonne  bilden. 

Dieser  Vorgang  bringt  mich  auf  einen,  der  vielleicht  hiermit, 
vielleicht  aber  auch  mit  der  vorhin  erwähnten  elektrischen  Wirkung 
der  Sonne  in  Zusammenhang  steht,  es  ist  dies  die  mehrfach  beobachtete 
Zweitheilung  von  Kometen.  Diese  war  besonders  auffallend  bei  dem 
Bielasohen  Kometen  im  Jahre  1846.  Dieser  Komet  hat  eine  sehr 
kurze  Umlaufszeit,  nämlich  von  nur  6’/«  Jahren.  Er  war  schon  früher 
häufig  beobachtet  und  zeigte  nichts  besonders  Auffälliges,  er  erschien 


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nämlich  als  blasae  Scheibe  ohne  Spur  eines  Schweifes  mit  einem 
feinen  Kerne.  Im  .lanuar  1846  theilte  er  sich  aber  in  zwei  Kometen, 
ilie  zuerst  sehr  nahe  bei  einander  waren,  dann  sich  etwas  mehr  von 
einander  entfernten.  Sie  blieben  auch  anßnglich  offenbar  in  einer 
i^wissen  Verbindunfi'  mit  einander,  da  bald  der  eine,  bald  der  andere 
heller  war,  und  es  auch  einigen  Beobachtern  erschien,  als  wenn  beide 
Kometen  durch  eine  gemeinsame  Lichtmaterie  verbunden  seien.  Man 
war  nun  gespannt  auf  die  nächste  Wiederkehr  des  Kometen  im  Jahre 
1852.  und  in  der  That  erschienen  auch  wietler  beide  Kometen,  die 
sich  aber  unterdessen  ziemlich  weit  von  einander  entfernt  hatten. 

Diese  Theilung  des  Bielasohen  Kometen  steht  nicht  allein  da 
.Schon  Seneca  spricht  von  der  Zweitheilung  eines  Kometen.  Am 
26.  Februar  1860  entdeckte  ferner  Liais  in  Olinda  in  Brasilien  einen 
Kometen,  der  auch  aus  zwei  getrennten  Xebeln  bestand.  Die  Kometen 
von  1618  und  1652  haben,  wie  von  den  Astronomen  Wendelin 
und  Hevel  berichtet  wird,  ebenfalls  mehrere  Kerne  gehabt,  und  in 


Kig.  S.  Der  Komet  von  1653  (nach  Hevel.) 
neuerer  Zeit  sind  bei  mehreren  Kometen  ähnliche  Erscheinungen  be- 
obachtet worden.  Ganz  besonders  merkwürdig  in  dieser  Beziehung 
war  aber  der  zweite  Komet  des  .Jahres  1882.  Eine  Theilung  des 
Kerns  dieses  Kometen  in  zwei  Theile  wurde  zuerst  am  5.  Oktober 
auf  der  Sternwarte  in  Kiel  bemerkt.  Am  13.  Oktober  zeigten  sich 
drei  Kerne,  einige  Tage  später  vier  und  im  Januar  1883  fünf  Kerne. 
Ferner  entdeckte  schon  am  9.  Oktober  Julius  Schmidt,  der  Direktor 
der  Athener  Sternwarte,  dafs  sich,  wenige  Grade  vom  Kometen  ent- 
fernt, ein  nebelförmiges  Gebilde  befand,  welches  sich  parallel  dem 
Kometenkerne  bewegte,  aber  schon  nach  wenigen  Tag^n  verschwand. 
Am  14.  Oktober  fand  Barnard  in  Nashville  sechs  bis  acht  gesonderte 
Xebelmassen  in  der  Nähe  des  Kometen,  die  aber  ebenfalls  rasch  vei^ 
schwanden,  und  einige  Tage  später  erblickte  Brooks  in  Phelps 
wiederum  einen  kurze  Zeit  sichtbaren  Nebel  an  einer  anderen  Stelle. 
Es  haben  sich  also  unzweifelhaft  Theile  des  Kometen  abgetrennt  und 
binnen  kurzer  Zeit  gänzlich  aufgfelöst. 


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33S 


Dreierlei  Vorgänge,  die  Theilung  der  Kometen,  die  Wirkung  der 
polaren  Kräfte,  welche  die  Schweifbildung  verursachen,  und  endlich 
die  auflösende  Kraft,  welche  durch  die  Attraktion  der  Sonne  bewirkt 
wird,  müssen  n>in,  wie  es  scheint,  nothwendig  zur  Folge  haben,  dafs 
die  Kometen  allmählich  immer  kleiner  und  schwächer  werden.  Nicht 
bei  jedem  Kometen,  und  hier  kann  nur  von  denen  mit  kurzer  Umlaufs- 
zeit die  Rede  sein,  ist  nun  eine  solche  Abnahme  mit  Sicherheit  kon- 
statirt  üei  einigen  allerdings.  So  war  z.  B.  der  Halleysche  Komet 
bei  seiner  Erdnähe  im  Jahre  145ti,  wie  die  Chronisten  schreiben,  von 
einer  erschrecklichen  Gröfse,  sein  Schweif  hatte  eine  scheinbare  Länge 
von  60  Grad.  Bei  seinen  beiden  folgenden  Erscheinungen,  1531  und 
1607.  war  er  ebenfalls  noch  sehr  grofs,  daun  aber,  1682,  1769  und 
1835  hat  die  Gröfse  stufenweise  abgenommen.  Vermutliel  ist  eine  ähnliche 
Abnalime  auch  bei  demEnckeschen  Kometen  von  3'/,-jähriger  Umlaufs- 
zeit ; indessen  war  dieser  bei  neueren  Erscheinungen  zum  Theil  wieder 
recht  hell.  Solche  Zunahme  der  Helligkeit  tritt  bisweilen  sehr  plötzlich 
ein,  so  z.  B.  wurde  ein  im  Frühling  1888  sichtbar  gewesener  Komet, 
während  er  sich  von  der  Erde  und  iler  Sonne  entfernte,  plötzlich  be- 
deutend heller.  Diese  Helligkeitszunalimc  wurde  zuerst  auf  der 
Königsberger  Sternwarte  von  Dr.  Franz  bemerkt.  Dagegen  sind 
theilweise  Kometen  von  kurzer  Umlaufszeit  später  nicht  wit^der  aul- 
gefunden, also,  wie  es  scheint,  gänzlich  aufgelöst,  und  hier  ist  be- 
sonders wieder  der  Bielasche  Komet  zu  nennen. 

Dieser  Komet  wurde  nämlich  nach  seiner  Erscheinung  im  Jahre 
1852  nicht  wieder  aufgefunden,  trotz  des  sorgfältigsten  Suchens  mit 
den  lichtstarksten  Fernrohren,  und  es  ist  somit  wohl  anzunehmen,  dafs 
er  sich  nach  seiner  Zweitheilung  noch  weiter  aufgelöst  hat. 

Das  Jahr  1872  brachte  hierfür  eine  Bestätigung.  Der  Bielasche 
Komet  hatte  nämlich,  sobald  seine  Bahn  festgestellt  war,  vielfach  Be- 
sorgnisse wegen  eines  möglichen  Zusammenstofses  mit  der  Erde  erregt, 
weil  seine  Balm  in  einem  Punkte  fast  genau  mit  der  Erdbahn  zusammen- 
fallf.  Diesen  Punkt  sollte  der  Komet  nach  der  Rechnung  in  den  ersten 
Tagen  des  September  1872  passiren;  denselben  Punkt  passirte  die 
Erde  am  27.  November.  Hatte  sich  nun  der  Komet  ganz  aufgelöst, 
so  mufste  sich  in  der  Nähe  seines  früheren  Standes  eine  starke  An- 
häufung von  Sternschnuppen  beönden,  und  es  war  wahrscheinlich, 
dafs  in  den  letzten  Tagen  des  November  die  Erde  bei  ihrem  Fluge 
durch  die  Kometenbahn  einen  Theil  der  Kometenmasse  aufüng.  Dies 
Ereignifs  trat  in  der  That  ein.  Am  Abend  des  27.  November,  noch 
während  der  Dämmerung,  fiel  manchen  Beobachtern  eine  gröfsere  An- 

HSmmel  tind  Erdf.  1*90.  II.  7.  j>2 


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zahl  von  Sternsohmippen  auf;  die  Zahl  wuchs  rasch,  bis  auf  stündlich 
18  000,  beträchtlich  mehr  als  am  13.  November  1866;  auch  hatte  jeder 
dieser  beiden  Fälle  seine  individuelle  Bigenthümlicbkeit;  die  Meteore 
des  Kometen  von  1866  waren  im  allgemeinen  gröfser  und  heller,  als 
die  des  Bielaschen  Kometen,  im  Jahre  1799  überstieg  ihre  scheinbare 
Gröfse  zum  Theil  weit  die  scheinbare  Gröfse  des  Mondes;  die  Meteore 
des  Biela  erreichten  nur  ausnahmsweise  die  scheinbare  Gröfse  und 
Helligkeit  des  Jupiter.  Auch  die  Farbe  war  verschieden;  die  Meteore 
des  13.  November  waren  vorwiegend  grünlich,  die  des  Biela  orange- 
farbig. Erstere  hinterliofsen  meist  schmale,  helle  Schweife,  letztere 
breite,  beinahe  rauchartige. 

Aus  diesen  äufseren  Erscheinungen  wird  es  schon  wahrscheinlich, 
dafs  die  Meteore  beider  Kometen  und  somit  wohl  auch  die  Kometen 
selbst  in  physikalischer  und  chemischer  Beziehung  nicht  von  ganz 
gleichartiger  Beschaffenheit  sind.  Genaueres  darüber  zu  erfahren  ist 
schwierig.  Denn  noch  niemals,  selbst  nicht  bei  den  gröfsten  Stem- 
schnuppenfällen  ist  mit  Sicherheit  konstatirt,  dafs  eine  Sternschnuppe  die 
Oberfläche  der  Erde  erreicht  hat  und  hierin  unterscheiden  sie  sich  von  den 
Feuerkugeln  und  Meteorsteinen,  welche  schon  durch  ihre  ausgeprägte 
hyperbolische  Bewegung  zeigen,  dafs  sie  wesentlich  anderer  Natur  sind 
imd  ursprünglich  keinen  Zusammenhang  mit  dom  Sonnensystem  haben. 
Die  ungeheure  Geschwindigkeit,  mit  der  die  Sternschnuppen  durch 
ihre  Bahn  fliegen  und  welche  im  Durchschnitt  zu  fünf  deutschen  Meilen 
in  der  Sekunde  ermittelt  ist,  bewirkt  bei  der  Berührung  der  Meteore 
mit  der  Erdatmosphäre  eine  so  g^rofse  Erhitzung,  dafs  sie  in  Brand 
kommen  und  sich,  wie  es  scheint,  ohne  merkbaren  Niederschlag  zu 
lünterlassen,  verflüchtigen  und  es  deutet  dies  darauf  hin,  dafs  ilire 
Masse  wesentlich  anders  ist  als  die  der  Feuerkugeln.  Wohl  giebt  es  ein 
Mittel  in  der  Spektralanalyse,  durch  welches  auf  weite  Elntfemungen 
ein  Urtheil  über  die  chemische  Beschaffenheit  der  Himmelskörper  er- 
langt werden  kann,  aber  dieser  Weg  hat  bei  den  Sternschnuppen 
bisher  nicht  zu  grofsen  Aufschlüssen  geführt.  Die  Uauptschwierigkeit 
lieget  hier  in  der  kurzen  Zeit  der  Sichtbarkeit  und  der  schnellen  Be- 
wegung. welche  jede  genaue  Messung  vereitelt. 

I.smge  Zeit  war  es  der  Wunsch  der  Astronomen,  den  Vorüber- 
gang  eines  Kometen  vor  der  Sonnenscheibe  beobachten  zu  können, 
um  auf  diesem  Wege  vielleicht  näheres  über  die  Beschaffenheit  des 
Kometenkerns  zu  erfahren.  Durch  den  mehrfach  erwähnten  zweiten 
Kometen  des  Jahres  1882  wurde  dieser  Wunsch  unerwartet  erfüllt. 
Bei  seiner  Annäherung  an  die  Sonne  erhielt  dieser  Komet  eine  solche 


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3.-J7 


Liohtintensität,  dafs  er  am  hellen  Taj^e  gesehen  und  bis  zu  seinem 
Kintritt  in  den  Sonnenrand  deutlioh  beobachtet  werden  konnte.  Sowie 
aber  der  Kern  in  die  Sonnensoheibe  eintral,  verschwand  er  völlig  und 
wurde  erst  wieder  sichtbar,  nachdem  er  die  Sonnenscheibe  passirt 
hatte.  Dieses  auffallende  Ergebnifs  läfst  darauf  schliefsen,  dal's  der 
Kometenkem  aus  Theilen  von  aufserordentlich  geringen  Dimensionen 
besteht.') 

-\uf  die  Bewegung  sehr  kleiner  Körper  müfste  aber  eine  im 
Weltraum  etwa  vorhandene  fein  zertlieilte  Materie  einen  relativ  grofsen 
Widerstand  aiisühen.  Bekanntlich  glaubte  Kncke  bei  der  Bewegung 
<les  nach  ihm  benannten  Kometen  die  Wirkung  eines  widerstehenden 
Mittels  zu  finden,  indessen  sind  die  neueren  Untersuchungen  dieser 
.\nnahme  im  allgemeinen  nicht  günstig  gewesen.  Denn  einmal  hat  der 
Enckesche  Komet  selbst  durchaus  nicht  bei  jedem  seiner  Umläufe 
eine  solche  Wirkung  erkennen  lassen,  dann  aber  ist  auch  bei  keinem 
anderen  Kometen  eine  ähnliche  Störung  in  der  Balmbewegung  nach- 
gewiesen.  Dies  ist  um  so  merkwürdiger,  als  manche  Kometen  sich 
der  Sonnenoberfläohe  überaus  genähert  haben  und  in  Kegionen  ge- 
kommen sind,  in  denen  bei  totalen  Sonnenfinsternissen  die  sogenannte 
Konnenconma  sichtbar  ist,  die  den  Eindruck  einer  ausgebreiteten  Sonnen- 
atmosphäre macht.  Von  diesen  Regionen  bleibt  der  Enckesche 
Komet  immer  weit  entfernt  und  wir  müssen  daher  annehmen,  dafs  die 
Anomalien  in  seiner  Bewegung,  deren  Vorhandensein  nicht  bezweifelt 
werden  kann,  dnrch  andere  Ursachen  als  durch  ein  widerstehendes 
Mittel  hervorgebracht  werden. 

Ich  komme  hiermit  zum  Schlufs.  Vor  1800  Jahren  schrieb 
Seneca  in  einer  naturwissenschaftlichen  Abhandlung:  „Wie  können 
wir  uns  darüber  wundem,  dafs  wir  von  den  Kometen,  die  so  selten 
erscheinen,  so  wenig  wissen?  Wir  erblicken  weder  den  .\nfang  noch 
das  Endo  ihrer  Bahnen,  in  denen  sie  aus  unermefsliohen  Entfernungen 
zu  uns  herniedersteigen.  Noch  sind  es  nicht  1500  Jahre,  seit  Griechen- 
land die  .Sterne  zählte  und  ihnen  Namen  gab.  Noch  giebt  es  viele 
Völker,  welche  die  Ursachen  der  Mondfinsternisse  nicht  kennen.  Es 
wird  einst  die  Zeit  kommen,  wo  durch  jahrhundertlange  Arbeit  das 

')  Auch  im  .lahre  182()  wurde  zu  einer  Zeit,  als  nach  der  Rechnung  ein 
Komet  die  Sonnonscheibe  pa.ssiren  sollte,  nichts  .\u£rälliges  gefunden.  Da  aber 
tiieser  Komet  am  Tage  nicht  sichtbar,  und  das  Wetter  überall  sehr  ungünstig 
war,  so  wurde  damals  das  negative  Resultat  auf  die  Unsicherheit  der  Berechnung 
geschoben,  hat  aber  ein  erhöhtes  Interesse  gewonnen,  da  cs  mit  der  neueren 
l'lrfahrung  vollkommen  in  Ueboreinstimmung  ist. 

2'2* 


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388 


an  den  Ta^  gebracht  wird,  was  uns  jetat  verborgen  ist  Es  wird  die 
Zeit  kommen,  wo  unsere  Nachkommen  sich  wundern  werden,  dafs  so 
offenbare  Dinge  uns  unbekannt  geblieben  sind.“ 

Wir  müssen  gestehen,  dafs  diese  Zeit  noch  nicht  gekommen  ist. 
Wohl  sind  wir  in  der  Kenntnifs  der  Kometen  seit  Senecas  Zeiten 
bedeutend  vorgeschritten,  aber  sie  kann  bei  weitem  noch  nicht  als 
abgeschlossen  angesehen  werden.  Es  ist  nicht  daran  zu  zweifeln, 
dafs  diese  Himmelskörper  noch  lange  Zeit  zu  interessanten  Unter- 
suchungen und  durch  sie  noch  lange  Zeit  zur  Auffindung  interessanter 
Resultate  führen  werden. 


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Beimengung  von  Säuren  in  Regenwasser  und  Schnee. 

Üie  Annahme,  dafs  das  in  der  freien  Atmosphäre  gebildete  Wassei', 
welches  in  Form  von  Kegen  oder  Schnee  zur  Erdoberfläche  gelangt, 
von  fremden  Stoffen  nahezu  ebenso  frei  sei  wie  destilbrtes  Wasser, 
entfernt  sich  oft  beträchtlich  von  der  Wirklichkeit.  Schon  seit  langer 
Zeit  war  mau  auf  die  Anwesenheit  von  Salpetersäure  im  Regenwasser 
aufmerksam  geworden;  die  namentlich  in  England  ausgefUhrten  Versuchs- 
reihen ergeben  Mengen,  welche  nach  verschiedenen  Bestimmungen 
0,S3  kg  bis  0,83  kg  Salpetersäure  pro  Jahr  betragen,  welches  Quantum 
man  sich  auf  einen  Hektar  Landes  vertheilt  zu  denken  hat. 

Da  die  Bildung  der  Sal|>etersäure  hauptsächlich  eine  Folge 
elektrischer  Entladungen  in  der  Atmosphäre  ist,  so  war  zu  erwarten, 
dafs  die  tropischen  Regen  besonders  gewitterreicher  Orte  sehr  viel 
reicher  an  Salpetersäure  sein  dürften,  als  die  Regen  der  gemäfsigten 
Zone.  Dies  bestätigt  sich  durch  chemische  Untersuchungen  von  Muntz 
und  M a rcan  o '),  welche  das  Regenwasser  in  Caracas  in  Venezuela  unter- 
suchten. Die  Station  lieget  922  in  hoch  und  hat  häufige  Oewitter. 
In  den  Jahren  1883 — 85  wurden  121  Regenfälle  untersucht.  Da  die 
jährliche  Regenmenge  ziemlich  genau  1 m beträgt,  so  erzielt  die  durch- 
schnittliche Menge  von  2,23  ragr.  pro  läter  5,78  kg  im  .lahre  pro 
Hektar.  Auf  der  Insel  Reunion  ergaben  gleichartige  Bestimmungen 
eine  Menge  von  6,93  kg. 

Hiernach  ist  in  Breiten  der  gemäfsigten  Zone  die  Menge  der 
vom  Regen  herabgeführten  Salpetersäure  zu  gering,  um  von  irgend 
welcher  Be<!eutung  für  die  Vegetation  zu  sein.  Anders  in  den  Tropen, 
wo  die  Natur  selbst  eine  Düngung  des  Bodens  auBführl,  welche  künst- 
lich nur  durch  die  Anwendung  von  50  kg.  Natronsalpeter  auf  den 
Hektar  zu  ersetzen  wäre,  und  wesentlich  geeignet  ist,  zu  der  reichen 
Entfaltung  tropischer  Vegetation  beizutragen. 

')  OompU‘3  rendue»  CVIII.  lOtii. 


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3-JO 


Als  eint»  weitere,  aber  durchaus  unerwünschte  Beitfabe  von 
Säuren  haben  wir  noch  der  Schwefelsäure  Erwähnung  zu  ihun.  Diese 
findet  sich  im  Regenwasser,  jedoch  nur  in  Städten  und  in  der  Nähe 
derselben;  ihr  Auftreten  ist  also  eine  Folge  industrieller  Thätigkeit, 
und  unzweifelhaft  auf  die  massenhafte  V’erbrennung  von  Steinkohle 
zurückzuführen.  Unter  den  Verbrennungsprodukteu  der  Steinkohle 
tritt  auch  schweflige  Säure  auf,  welche  von  Thau  oder  Kegenwasser 
absorbirt  wird,  und  durch  den  Sauerstoff  der  Luft  oxydirt,  sich  zu 
verdünnter  Schwefelsäure  umwandelt.  Ira  Durchschnitt  ergiebt  sich 
für  eine  Anzahl  deutscher  Städte  0,02  gr.  Schwefelsäure  pro  Liter 
Hegenwasser.  Allein  durch  die  Anwesenheit  dieser  Säure  im  atmo- 
sphärischen Niederschlag  erklärt  sich  die  schnelle  Verwitterung  des 
Marmors  und  der  freien  Luft  ausgesetzter  Wandgemälde,  sofern  nicht 
ganz  besondere  Schutzmafsregeln  zur  Erhaltung  derselben  in  An- 
wendung kommen.  Viel  weniger  ist  aber  hieran  das  Regenwasser 
schuld;  als  gröfster  Feind  des  Marmors  in  den  Städten  hat  sich  viel- 
mehr der  Schnee  erwiesen,  wie  es  die  soigfältigen  Untersuchungen 
von  R.  Sendtner  gezeigt  haben.  Derselbe  hat  nämlich  eine  viel 
gröfsere  Fähigkeit  während  seines  Fallens  ilie  schweflige  Säure  aus 
«1er  Atmosphäre  aufzunehmen,  als  das  Regenwasser,  da  er  aber  liegen 
bleibt,  so  ist  er  auch  dann  noch  fähig,  weiterhin  zu  absorbiren,  es 
vermag  also  die  aufgenommene  Säure  längere  Zeit  auf  die  Unterlage 
der  Schneedecke  zu  wirken.  So  zeigte  frisch  gefallener  Schnee  in 
München  7 — 8 mgr.  pro  Liter  Schmelzwasser,  nach  Verlauf  von 
14  Tagen  lieferte  die  gleiche  Menge  alten  Schnees  jedoch  61  mgr. 
Eine  Meile  von  der  Stadt  entfernt  enthielt  gleich  alter  Schnee  aber 
nur  7-  8 mgr. 

Der  in  den  Städten  lagernde  Schnee  nimmt  daher  bei  weitem  mehr 
schwefligt!  Säure  auf  und  oxydirt  dieselbe  zu  Schwefelsäure,  als  der 
Schnee  in  einiger  Entfernung  von  der  Stadt,  während  auf  das  freie 
Land  nur  verschwindende  Spuren  von  Schwefelsäure  entfallen.  Hieraus 
geht  auch  hervor,  dafs  nicht  unser  nordisches  Klima,  sondern  die 
massenhafte  Verwendung  der  Stidnkohle  an  der  Zerstörung  unserer 
Marmordenkmäler  die  gröfste  Schuld  trägt,  somit  ist  das  wärmere 
Klima  der  Mittelmeerländer  nur  indirekt  die  .Ursache  der  bewunderns- 
werthen  Erhaltung  seiner  Kunstdenkmnier.  Natürlich  werden  blanke 
.Metallflächen  von  schwefliger  Säure  und  Schwefelsäure  in  ähnlicher 
Weise  angegriffen,  und  auch  die  (lartenanlagen  in  den  Städten  leiden 
sicherlich  durch  diese  unangenehme  Zugabe  der  städtischen  Atmo- 
sphäre. Mit  Recht  sucht  man  daher  die  Ursache  des  Absterbens  zahl- 


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H41 


reicher  Coniferen  in  München  während  des  strengen  schneereichen 
Winters  1879/80  nicht  in  dem  Froste,  der  ja  auch  die  Bäume  auf  dem 
freien  Lande  in  gleicher  Weise  betraf,  sondern  in  der  andauernden 
schädlichen  Einwirkung  dieser  Säuren,  welcher  die  Bäume  in  der  Stadl 
ausgesetzt  waren.  E.  W. 

f 

Astronomie  in  Japan. 

Wir  haben  bereits  in  einem  früheren  Hefte  unserer  Zeitschrift 
(Bd.  I S.  432)  der  Errichtung  einer  neuen  Sternwarte  in  Tokio  an  Stelle 
des  Marineobservatoriuma  gedacht.  Dieses  Institut  hat  soeben  seine 
ersten  VeröfTentlichungen  veisandl.  Der  erste  Band  der  „Annales  de 
l'observatoire  astr.  de  Tokio“  (1889  Tokio)  enthält  zahlreiche,  von  dem 
Assistenten  Midzuhara  am  6t/,j  Zoller  der  Sternwarte  ausgeführte 
Beobachtungen  des  Barnardschen  Septemberkometeu  vom  7.  N’ov.  1888 
bis  4.  Febr.  1889  und  die  Ableitung  der  Hahnelemente  aus  dieser 
Beobachtungsreihe.  Damit  sind  nun  also  auch  die  Japaner  in  die 
Kette  thätiger  Beobachter  und  Kechner  getreten.  ' 


Nachtrag  zu  dem  Aufsatz  „Die  Fluthbewegung  des  Meeres  und 

der  Luft.“ 

Der  in  den  beiden  letzten  Heften  dieser  Zeitschrift  erschienene 
vorerwähnte  Aufsatz  enthält  versehentlich  eine  Berechnung  der  muth- 
mafslichen  Fluthhöhe,  welchi«  beträchtlich  zu  kleine  Wertho  ergiebt. 
Wenn  auch  der  sonstige  Inhalt  der  Ahhandlung  hienlurch  nicht  beein- 
flufst  wird,  so  möge  doch  jene  Herleitung  durch  die  folgende  correctere 
ersetzt  werden. 

Wäre  die  ganze  EHe  von  Wasser  bedeckt,  so  müfsle  dessen 
Oberfläche  eine  solche  Uestalt  anuehmen,  dafs  in  allen  ihren  Punkten 
die  Schwere  gleichen  Werth  hat;  die  Begrenzung  des  Wassers  würde 
dann  eine  sogenannte  Niveaufläche  bilden.  Dieselbe  wiiixie,  falls  keine 
Mondwirkung  statlfiinde,  von  der  Kugelgestalt  nur  soweit  abweichen, 
als  dies  durch  die  aus  der  Erddrehung  entstehende  CentrifugalkrafI 
bedingt  wird.  Unter  dem  im  Zenith  culminirenden  Mond  ist  die  .Schwere 
um  ein  Zehnmillionstel  verringert;  um  den  gleichen  Bruchtheil  wächst 
also  daselbst  der  Abstand  der  Niveaufläche  vom  Krdeentrum.  Dies 
ergäbe,  da  der  Erdradius  etwa  6'. 3 Millionen  .Meter  beträgt,  eine  vom 


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342 


Mondo  bewirkte  Erhöhung-  der  MoeresQiiche  um  0,6  Meter.  In  der 
Atmosphäre  würde  diese  Hebung  der  Niveauflächo  eine  Fluth  bedeuten, 
welclie  dem  Hinzukommen  einer  Luftsohioht  von  0,6  Meter  Dicke 
gleiclikäme  und  den  Luftdruck  um  etwa  0,058  Millimeter  Queoksilber- 
driick  vermehren  müfste. 

Setzt  man  diese  Zahlen  an  Stelle  der  auf  S.  215  und  263  her- 
geleiteten, so  mufs  zugleich  berücksichtigt  werden,  dafs  sie  nur  für 
vollkommene  und  reibungslose  Heweglichkeit  des  Wasser-  und  des 
Lufimeeres  gelten  können.  Da  aber  diese  Voraussetzung  der  Wirklichkeit 
keineswegs  entspricht,  so  ka:in  die  Fluthiiöhe  auch  nur  sehr  viel 
kleiner  angenommen  wei-den.  Ibid  wenn  die  Meoreslluth  an  den  Küsten 
erfahrungsmäfsig  so  viel  höher  ist,  mufs  diseo  Wirkung  der  Unter- 
brechung des  Meeres  durch  das  Land  zugesohrieben  worden. 

H.  Börustein. 


Ersclieinungeu  am  Sternenhimmel  im  Monat  April-Mai. 

(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  für  Berliner  Zeit.) 

I.  Der  Mond. 


Aufgang  fntergang 


11». 

April 

Neumond 

.',h  .JSin  Mg. 

7h 

14»  Ab. 

2«. 

Erdferne 

1»  -24  . 

1 

44  Mg. 

27. 

Erste»  Viertel 

10  2S  , 

•2 

20  , 

4. 

Mai 

V'ollmond 

7 3 Ab. 

i 

aj  , 

s. 

Erdnähe 

Mitternacht 

d 

38  . 

II. 

- 

Letztes  Viertel 

1 40  Mg. 

10 

11 

Maxiina  der  Libration:  '20.  Ai>ril.  2.  Mai. 


3.  Die  Planeten. 


.Ni  0 r k ii  r 

Venus 

Rectas. 

Derlin. 

Aufg. 

Unterff. 

Keetas.  Dccliii. 

Aufg. 

Uuterg. 

14.  April 

1 li.'>2™ 

-■-ll”36 

f,b  lOielt. 

7h  -2K™  U. 

•2» 

•>4">  +13*41)' 

.7»  36“  I«. 

8»>l-2“l). 

18.  . 

2 24 

-i-15  6 

5 12  . 

8 

4 . 

2 

43  j+1.7  ,30 
2 I-H7  .7 

5 28  . 

8 26  . 

22. 

2 .'.4 

-i-l«  11 

5 6 . 

8 

38  , 

5 22  , 

8 40  . 

26.  , 

3 23 

+20  40 

.5  3 , 

9 

7 .. 

3 

•22  +18  33 

•7  17  , 

8 .73  . 

;;o.  . 

3 48 

+ 22  30 

4 .71»  , 

9 

3t  . 

:t 

42  +19  .74 

.7  12  „ 

9 6 . 

4.  Mai 

' 4 10 

+■>3  40 

4 .77  . 

9 

4.7  . 

4 

3 +21  .7 

5 8 • 

9 18  . 

H.  . 

4 27 

+24  14 

4 .73  . 

9 

.71  .. 

4 

23  +22  8 

*)  .■>  n 

9 31  - 

12.  . 

4 38 

-14  1.7 

4 41»  „ 

9 

17  .. 

4 

44  d-23  1 

■|  4 - 

9 42  . 

bS.  .\pril  SonnennSbe. 


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343 


1 

r 

Mars 

J u p i l e r 

Rectas. 

Decliu.,  Aufg.  Unterg. 

Rectas.  Decliu. 

Aufg. 

Unterg. 

14.  April 

!(!•>  4-'i™ 

-22°  l‘4Ih|7“.lk.  7hl7“«|!. 

1 1 
20l>4tim  — 

1 2h,58“«r.' 

llh40“Va. 

20. 

1 

16  47 

—22  16  10  57  . 6 .53  . 

20  49  —18  1.5 

2 35  . 

11  21  . 

26. 

j 

|l6  47 

1-22  30  10  3.5  . 6 27  . 

20  .52  —18  5| 

2 14  , 

41  0 . 

2. 

.Mai  1 

16  45 

1—22  43  40  11  „61. 

20  .54  , — 17  57 

1 52 

10  40  . 

H. 

•)  ! 

16  41 

—22.53  9 45  . 1 5 33  , 

|20  .56  —17  50 

1 29  . 

10  19  . 

14. 

- 

il6  35 

—23  1 9 16  , 1 5 1 , 

20.57  —17  4 6 

1 7 „ ; 

9 .58  , 

1 

Saturn 

Uranus 

Rectas. 

Declin.  Aiif(f.  Unterg. 

Rectas.  Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

10. 

April 

lOh  0“  +14*  1'"  l^■26“^».l  4>>10“U 

13h33“i— 9°  4' 

7l>  3»  ,U 

, .51>38“l:. 

18. 

n 

9 ,59 

4-14  4 0 .54  . 3 38  , 

13  32  - 8 56 

6 .30  - 

'.56. 

26. 

9 ,59 

4-14  5 0 22  . 36. 

13  .30  — 8 49 

5 56  , 

4 34 

4. 

Mai 

9 59 

1-1-14  4 11  .50  Va.  2 34  . 

13  29  -8  42 

5 22  - 

4 2 . 

12 

■ 

10  0 

:4-i4  ü II 19  „ ' 2 4 , 

13  28  !—  8 35 

1 

, 4 49  . 

1 

3 29  . 

! 

Elongationen 

des  Saturnlrabanten  Titan: 

21.  April  östl.. 

29.  April  westl.. 

7.  Mai  üsU.,  15.  Mai  westl.  Klong. 

i« 

1 ^ ^ 

p t U II 

Rectas.  ■ Declin. 

Aufg.  Unterg. 

11.  April  4h  4“  14-19°  9 

6t>  5.3“  Va.  lül>37“  ih. 

26. 

4 6 4-  19  1.5  ,, 

5 .55  . 9 

•11  . 

II. 

.Mai  4 S 4-  19  21  " 

4 .58  , 8 

44  , 

3-  VerQnsleningen  der  Jupitertrabanten. 

16.  April  I.  Trab.  Verfln.st.  Eintritt  3*>  Morjf. 

1 2» 

2 11 

, - 4 

4 


1.  Mai  II. 

2.  . I. 

8.  . II. 

9.  . 1. 

l.'i.  , III. 


3 

.•) 

14 


4.  .Mai 
6.  . 


4.  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 

(Für  Berlin  sichtbar.) 

Oröfse  Eintritt  Austritt 


X Virginis  4.3“ 

,1  Scorpii  2 


2*»  4“  Mg*.  21*  49“  Mjr. 

3 44  , 4 ,51  . (29- 

nach  Sannenanfgang;| 


5.  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  roriabler  Sterne: 


Maximum 

Helligkeit  im 

1890 

am 

Max. 

Min. 

Kectas.  DecKn. 

R Lyncis 

24.  April 

9m 

12« 

6I>  .52“  14«  -1-  .55°  29'2 

S Ursae  raaj. 

27.  . 

H 

11 

12  39  8 4-  61  41.8 

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344 


Maximum  Helligkeit  im 

1890 

am  Max. 

Min. 

Rectas. 

Doclin. 

U Virgülis 

21.  .\pril  8“ 

12*" 

12^  45«  31* 

+ b- 

9.1 

z 

5.  .Mai  9 

12 

U 4 

26 

— 12 

47.0 

U Librao 

4.  . 9 

i2-i;t 

1.5  3.5 

.39 

— 20 

49.6 

V Ophiuchi 

19.  April  7 

10 

1«  20 

36 

— 12 

lO'S 

T Herculis 

22.  , 7..5 

12 

18  4 

;16 

+ 31 

0.2 

R Capriconii 

29.  . 9 

12 

20  5 

8 

— 14 

35.7 

S Delphin! 

29.  , 8..') 

10-11 

20  38 

1 

+ 16 

41.5 

T Pegasi 

18.  . 9 

12 

22  3 

32 

+ li 

0.0 

R Aquarii 

29.  „ K— 8 

11 

23  38 

8 

— 15 

63.7 

b)  Miuima  der  Sterne 

vom  Älgol-Typus: 

U Cephei  . . 

17.,  22.,  27.  April,  2.  Mai, 

7.  Nm., 

2.  .Milt. 

Algol  . . 

19.  April  Ab.,  2.').  Nm. 

U Coronae  . . 

18.  April  Ab.,  2.'».  Ab.,  2. 

Mai  Nm., 

9.  N'm. 

S Cancri  . . 

23.  April  Nm.,  3.  Mai  Mg.,  12.  Nra 

h Librae  . . 

18.  *\pril  Nm.,  23.  Mg.,  27.  Mg.,  2. 

Mai  Nm., 

7.  Mg.,  11- 

Mg. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Mouoc.  . . l.  Mai. 

\V  Virginia  . 17.  April,  4.  Mai. 

6.  Meteoriten. 

Von  den  beiden  conatauteu  ätemachnuppenschwärinoii  dieses  Monats,  den 
T^yriden  (Maximum  am  20.  April,  Radiationspunkt  bei  AR=s270*,  D = 82*) 
und  den  Mai -Aquaridcn  (Maximum  ß.  Mai,  Radiutionspunkt  bei  AR  = 337% 
I)  = — 2®)  werden  die  orsteren  zu  beobachten  sein,  dagegen  ist  bei  den 
anderen  der  Vollmond  störend. 


7.  Nachrichten  über  Kometea 

Die  neben  dem  Kopfe  des  Brook  Sachen  Juli-Kometen  aufgelreienen 
Nebelmassen  (Nebenkometeu)  waren  im  Oktober  schon  sehr  lichtechw’ach, 
aber  noch  mefsbar.  Im  November  war  auch  der  Hauplkomet  bereits  schwach, 
könnte  aber  für  grofse  Fernröhre  möglicher  Weise  gegenwärtig  noch  sichtbar 
sein.  Der  Komet  steht  westlich  von  den  Plejaden. 

Der  Swiftscho  Noveniberkomet  war  um  Neujahr  schon  sehr  schwach 
und  ist  seitdem  nicht  mehr  lange  verfolgt  worden. 


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Diesterwegs  populäre  Ilimnielskunde  und  niatbematlsehe  Geographie. 

Neu  bearbeitet  von  Dr.  M.  Wilhelm  Meyer,  uuter  Mitwirkung  von 
Profeasor  Dr.  B.  Schwalbe.  Mit  4 Sternkarten,  2 Uebersichtskarten 
des  Planeten  Mars,  einer  farbig  ausgeführten  Darstellung  einer  Soonen- 
fineternif«,  einer  Heliogravüre,  einer  farbigen  SpektraUTafel , 6 Voll- 
bildern und  97  in  den  Text  gedruckten  Abbildungen.  Berlin,  Emil 
Goldschraidt.  1890.  Frei«  broch.  Mk.  0,  Preis  geb.  Mk.  7,.^0.  Elfte 
Ausgabe. ') 

Zu  der  hundertjährigen  Gedenkfeier  Adolf  Diesterwegs,  des  unver- 
gessenen Pädagogen,  haben  Dr.  M.  W.  Meyer  und  Prof.  Dr.  B.  Schwalbe 
durch  die  vorliegende  Neubearbeitung  des  Diesterwegschen  Werkes:  „Popu- 
läre Hiromelskunde  und  astronomische  Geographie"  einen  sehr  werthvollen 
Beitrag  geliefert.  Die  wirksame  Methode  des  ursprünglichen  Vorfasstu's.  durch 
Hinweisung  auf  naheliegende  ethische  und  kulturhistorische  Momente  den 
Unterricht  in  der  Astronomie  zu  einem  wahrhaft  erzieherischen  zu  gestalten, 
ist  auch  in  der  Neuausgabe  zur  vollen  Geltung  gokommeu,  so  daTs  trotz  der 
durch  die  grofsartigen  Fortschritte  der  Himmolswissenscbaft  uothwendig  ge- 
wordenen gründlichen  Ueberarbeitung  der  früheren  Auflage  der  Charakter  des 
Buches  in  der  neuen  Ausgabe  derselbe  geblieben  ist.  Lichtvolle  Kürze  de.*^ 
Ausdrucks  verbindet  sich  mit  völliger  Bestimmtheit  des  Inhalts.  Die  strenge 
Ausschliefsung  von  Quellenangabou  liegt  in  der  populären  Dai*stelIungHweise 
begründet.  Der  beschreibende  Theil  des  Buches  ist  durch  zahlreiche  Illuslra- 
tionen,  theils  wissenschaftlichen,  theils  mehr  malerischen  Charakters  besonders 
anziehend  gestaltet. 

Unsere l^eser  finden  in  der  diesem  Hefte  als  Titelbild  beigegeben  ..K  omoten- 
landschaft"  eine  Illustrationsprobo  aus  dem  Diesterwegschen  Werke.  Dieses 
Werk  scheint  berufen,  nicht  nur  eine  bis  zum  neuesten  Stand  der  Wissenschaft 
gehende  Kenntnifs  der  einzelnen  Lehren  der  Astronomie  zu  verbi*eiten,  sondern 
mehr  noch  eine  ernste  Neigung  und  Reiz  zu  weiterem  Studium  zu  erzeugen. 
— In  den  ersten  Abschnitten  werden  die  scheinbaren  Bewegungen  von  Sonne. 
Mond  und  Sternen  über  dem  Horizont  behandelt  Aufgaben  und  Fragen  er- 
leichtern das  Vei'ständnifs  der  Erörterungen.  Durch  Folgerungen  aus  der  Kugel- 
gestalt der  Erde  in  Verbindung  mit  der  Bewegung  der  Erde  um  ihre  Achse 
und  um  die  Sonne  worden  alle  täglichen  und  jährlichen  Erscheinungen  am 
Himmel  erklärt  Den  Ursachen  der  BewegungunddesGleichgowichts  im  Sonnen- 
system ist  ein  besonderes  Kapitel  gewidmet.  Aus  dem  reichhaltigen  Inhalt  des 
elegant  ausgestatteten  Buches  wollen  wir  noch  besonders  die  Abschnitte  hervoi  - 

'}  Da  tlio  «Ifto  Ausffabu  beroiie  rerffritTen  no  or^cheint  iu  dipsem  Modbi  die  xwülfi>‘ 
und  dreizehnte  AuflaK^  d«^s  Burhes  in  unverinderter  Form  unter  Boriihtiguug  der  Druck- 
fthlor. 


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heben  ^Ueber  die  i^hysische  Beschaffenheit  der  Sonne,  der  Planeten,  des  Mondes, 
der  Kometen,  Meteore  etc.“,  ^.Messung  und  Berechnung  der  Entfemungeu 
auf  der  Erde  und  am  Himmel“,  „Von  der  Zeit  und  dem  Kalender“,  „Von  den 
Fixsternen“,  „Die  Entwicklungsgeschichte  des  Weltgebäudes-*.  Ein  Namen>  und 
Sachregister  erleichtern  die  Benutzung  des  Buches  als  Nachschlagewerk  und 
die  Beigabe  von  astronomischen  Tafeln  und  4 Sternkarten  setzen  den  Leser  in 
den  Stand,  selbständige  Beobachtungen  auszunihren.  K.  S.  Archenhold. 

«I.  C.  Houzeaii  et  Lancaster:  Bibliographie  generale  de  rAstronomie. 

Bruxelles,  F.  Hayez.  Tome  Premier.  Premiere  partie.  Juin  IS?}*. 

Tome  Premier.  Seconde  partie.  Octobro  1889. 

Der  Wrth  dieses  gix)fsen  Werkes  ist  den  Astronomen  zu  wohl  bekannt, 
als  daffl  es  hierüber  hier  noch  einer  besondei*en  Auseinandei*setzung  bedürfte. 
Die  beiden  neuerschieuenen  Bände  rechtfertigen  wiederum  die  Erwailungen. 
w’elche  au  das  erste  Auftreten  des  Werkes  geknüpft  worden  sind:  dafs  es  durch 
dieses  Buch  «lern  Astronomen  möglich  worden  würde,  für  jedes  spezielle  Gebiet 
seiner  Forschungen  die  einschlägige  Litteratur  schneller  übersehen  und  sich 
dadurch  rascher  unter  der  Menge  der  geistigen  Schätze  orienüren  zu  können, 
welche  der  menschliche  Pleifs  seit  Jahrtausenden  in  der  Erforschung  des 
Himmels  aufgespeichert  hat. 

Während  die  früher  erschienenen  Theile  des  Werkes  sich  mit  der  Samm- 
lung der  in  den  verschiedenen  Zeiischriflen  und  Academieberb-hton  enthaltenen 
astronomischen  Abhandlungen  befafslen,  ist  es  Hauptzweck  der  beiden  vor- 
liegenden Bände,  die  selbständig  erschienenen  astronomischen  Werke  und 
Manuscripte  zu  ordnen.  Eine  scharfe  Grenze  scheint  indessen  iu  dieser  Be- 
ziehung nicht  aufrecht  gehalten  w*orden  zu  sein,  denn  es  v-’orden  auch  J^chrifte« 
angeführt,  die  biofse  Separatabdrücke  aus  regelmäfsig  erscheinenden  Publi- 
cationeu  sind.  Einen  beträchtlichen  Theil  des  ersten  Bandes  (325  Seiten)  nimmt 
ein  geschichtlicher  Abrifs  des  Entwicklungsganges  der  astronomischen  Kr- 
kenntnifs  ein.  Bei  diesem  durch  Form  und  Ausführung  sehr  interessanten 
Essay  wäre  vielleicht  die  Boi*ücksichtigung  der  Ergebnisse  neuerer  Unter- 
suchungen etwas  mehr  zu  wünschen.  Ich  will  nur  einiges  liervorhebeu,  das 
mir  auffällig  erschienen  ist.  Bei  Erwähnung  der  von  den  griechischen  Klassikern 
uns  hiuterlaasencn  Beschreibungen  von  Sonnenfinsternissen  wii-d  zwar  (S.  186) 
einer  sehr  bemerken-swerthen.  auf  eine  totale  Sonnenfinsternifs  sich  beziehenden 
Stelle  in  Plutarchs  „de  facie  in  orbe  Lunae.  cap.  19“  gedacht,  aber  es  entgeht 
dem  Autor,  dafs  er  hier  eine  der  wichtigsten  Finsternisse  dos  Albu-ihums,  und 
zwar  die  vom  20.  März  71  n.  Chr.  vor  sich  hat,  wichtig  deshalb,  weil  der  Be- 
obachtuugsoit  der  Totalität  bei  dieser  Finsternifs  mit  weit  höherer  Sicherheit 
featgestellt  werden  kann,  als  es  bei  jeneu  Fitistennssen  der  Fall  ist.  die  der 
Autor  (H.  153)  nach  Oppolzors  .Syzygieiilafelii“  citirt.  Auch  die  BemerkunK 
(S.  186),  als  ob  eine  von  Philostratus  (Leben  des  Appolonius  von  T.vana) 
genannte  regenbogenartige  Erscheinung  auf  die  Beschreibung  einer  Corona- 
Erscheinung  «ich  beziehen  könnte,  ist  nicht  haltbar:  ich  sowohl  wie  schon 
früher  Zech  haben  naebgewiesen,  dafs  es  sich  hier  um  keine  Sonnenfinsteniifs 
handeln  kann.  — Der  weitere  Inhalt  des  Bandes  bringt  die  historiach-astrono- 
mischen  Werke,  die  Bibliographien,  die  Schriften  Uber  die  astronomischen  An- 
sichten der  alten  Völker,  die  Sammelwerke  der  Classtker,  Neulateiner  und 
mittelalterlichen  Autoren,  die  über  Erforschung  der  Astronomie  der  Hebräer. 
Syrer,  Araber,  Perser,  Türken  exislirendenWerke  und  Manuscripte.  Die  Haupt* 


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werke  der  alten  Schrifteteller  sind  sort^ilUg behandelt:  so  werden fUr  eine  ^anze 
Iteihe  derselben^  wie  die  Historia  naturalia,  den  Almatreet  und  rerschiedene  an- 
dere auch  die  einzelnen  Ausgaben  aufgeführt  Mit  den  Schriften  des  Isidorus, 
(Iregor  von  T ours,  Beda  u.  a.  werden  zwar  die  Astronomen  nicht  viel  anzu- 
fangen wissen;  ich  hätte«  wenn  schon  jene  gegeben  werden,  vielmehr  auch  für 
Paulus  Diaconus.  Idacius  von  Chiaves,  für  die  Byzantiner  Leo, 
Hymoeatta,  Olycas,  für  einige  Araber  und  Perser,  wie  Nasiri  Chosrau, 
Tabari,  Masudi  u.  a.  plädirt,  welche  gar  manche  astronomische  Beobachtung 
enthalten,  die  selbst  noch  für  unsere  Zeit  von  Weiih  ist.  — Den  Schlufs  des 
Bandes  bildet  das  Heer  der  Bücher  über  Astrologie. 

Der  zweite  Theil  enthält  als  Introduction  eine  sehr  wann  geschriebene 
Biographie  über  Houzeau,  den  verdienstvollen  Begründer  des  Werkes.  Dann 
folgen  die  über  Astronomen  erschienenen  biographischen  Werke,  Abrisse,  Brief- 
wechsel, ferner  die  Kncyclopädien,  Revuen,  Qesellschaftsberichte  und  dergl. 
ln  den  weiteren  Sectionen  bringt  das  Buch  zunächst  die  selbständig  erschie- 
nenen Werke  über  sphärische  Astronomie  (Nautik.  Gnomonik,  die  Anleitungen 
zum  Gebrauch  der  Globen,  die  Lehrbücher  über  sphärische  Astronomie),  ferner 
die  Litteratur  über  theoretische  Astronomie  (Bewegung,  Rotation  und  Beleuch- 
tung der  Planeten,  Bahnbeslimmung  der  Kometen,  die  astronomischen  Tafeln 
in  KeschichlUcher  Aufeinanderfolge),  endlich  die  Werke  über  Chronologie  und 
Kalenderwesen. 

Bei  dem  riesigen  Material,  welches  in  den  beiden  Theilen  des  Werkes 
zu  bewältigen  war  (1>000  Titel  im  ersten,  gegen  16  000  im  zweiten  Theile),  ist 
es  kein  Wunder,  dafs  einige  leichte  Verstöfse  vorgekommen  sind.  So  habe 
ich  z.  B.  unter  dem  Titel  «.Calcul  des  ^l^inents  des  orbites-  nicht  das  Werk 
Pont^coulants  ..Theorie  analyti<tue  du  syst,  du  raonde-  gefunden,  welches 
zwei  für  die  Kahnbestimmung  der  Kometen  wichtige  Methoden  enthält;  dafür 
sliefs  ich  auf  Millor-Hauonfels  „Gesetze  der  Kometen“,  eine  Schrift,  w'elcb»' 
nur  eine  Hypothese  über  die  Kntstehung  der  Kometen  aufstellt,  mit  Bahn- 
bestimmung aber  durchaus  nichts  zu  thun  hat.  Mit  einigem  Befremden  sah 
ich  auch  Littro  wg  ..W’under  des  Himmels“  mit  desselben  Aiitorg  ..Lehrbuch  der 
theoretischen  und  praktischen  Astronomie“  in  einer  gemeinsamen  Ablheilung  mit 
einander  aufgeführt,  obwohl  das  erste  Buch  ein  populäres  Werk  ist,  das  zweite 
aber  zum  Verständnifs  den  bereits  mathematisch  völlig  durchgebildeten  Fach- 
mann verlangt.  Das  soll  indefs  kein  Tadel  sein  an  einem  Werke,  welches  für 
alle  Zeiten  in  der  Astronomie  von  bleibendem  Werlhe  und  Verdienste  sein  wurd. 

F.  K.  Ginz el, 

Die  Sonne  unter  der  Hemtohaft  der  Planeten  Venus,  Krde  uud  Jupiter, 

von  Wilh.  Sellmeier.  Halle  a.  S.  1890,  Verl,  von  H.  W.  Schmidt. 

Der  durch  seine  treffliche  Theorie  der  anomalen  Dispersion  des  Lichtes  rühm- 
lichst  bekannte  Verfasser  sucht  in  der  vorliegenden  Abhandlung  die  Ursache 
der  Sonnenflockenpcriodicilät  in  einer  durch  die  Planeten  Venus,  Erde  und 
Jupiter  ausgeübten  Flulhwirkung  nachziiweisen,  wie  dies  in  ganz  ähn- 
licher Weise  auch  schon  früher  mehrfach,  besonders  durch  Wichard  und 
Fritz’),  erstrebt  worden  ist  Der  Einflufs  des  Merkur,  der  an  Gröfse  den  der 
Erde  noch  übertreffen  würde,  wird  von  Sellmeier  nichl  mit  in  Rechnung 
gezogen,  w*eil  seine  Wirkung  wegen  der  grofsen  Excentricität  zu  variabel  ist 

')  Vergl.  Wolf.  Astron.  MItth.  No.  6o  — CO.  t?.  JS4  Frit«,  dio  pehodHcb»n  Erevhfi- 
nusF«o  P.  ^4. 


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und  bei  der  schnellen  Beweg'un^  nur  sehr  kurze  Zeit  andauert.  Für  die  mittlere 
Dauer  der  Periode  dee  Planeteneinflusses  findet  dann  der  Verfasser  11,0T>8  Jahre, 
was  mit  der  Sonnenfleckcnperiodo  fll,Ul  Jahre)  allerdings  sehr  nahe  über* 
einstimmt.  Veranschaulicht  man  sich  jedoch  durch  eine  graphische  Darstellung 
die  wechselnden  (Konstellationen  der  drei  Planeten  etwas  genauer,  so  zeigt  sich, 
dafs  fast  ebenso  günstige  Stellungen  schon  riol  Öfter  als  alle  11  Jahre,  und  in 
unregelmäfsigen  Zwischenräumen  (wegen  der  Incommensurabilität  der  Umlaufs* 
Zeiten)  wiederkehren,  Ref.  hat  ferner,  trotz  der  Uoberzeugung  von  einer  inneren 
Unwahrscheinlichkeit  des  behaupteten  Einflusses  der  Planeten  auf  die  Sonne, 
zahlenmäfsig  auf  Grund  der  wirklichen  Verhältnisse  die  Fluthfactoren  der  vier 
Planeten  (Merkur  nicht  ausgeschlossen)  für  die  Zeit  von  1850— 1S62  berechnet, 
ohne  jedoch  irgend  welchen  Parallelismus  ihres  Betrages  oder  auch  nur  der 
Gröfsp  ihrer  Schwankung  mit  den  Sonnenfleckenrelalivzahlen  finden  zu  können. 
Es  will  demnach  dem  Ref.  scheinen,  als  wenn  die  Vorstellung  einer  Bcein- 
flussuDg  der  Sonnenthätigkeit  durch  die  Planeten  nicht  geeignet  ist,  das 
Räthsol  der  Sonnonfleckenporiode  zu  lösen;  vielmehr  dürfte  sich  nunmehr  die 
Ueberzeugung  Bahn  brechen,  dafs  die  Ursache  dos  Sonncnpulsschlages  nicht 
aufserhalb,  sondern  im  Innern  jenes  Feuerballs  zu  suchen  ist.  Wer  übrigens 
die  Sellmeiersche  Theorie  rein  empirisch  prüfen  will,  möge  sich  merken, 
dafs  nach  ihr  das  nächste  Fleckoomaximum  sich  besonders  durch  Stärke  au<* 
zeichnen  und  bereits  1802,5  eintreten  müfste. 

Dr.  F,  Korber. 

t 

Verzofehnüfl  der  vom  I.  August  1889  bis  zum  I.  Februar  1890 
der  Retlaktion  zur  Besprechung  eiugesandten  Bücher. 

Anding,  E.,  Photomotriaclie  Untersuchungen  über  die  Vorfinstening  der 
Jupiterstrahanten  (Preisschrift)  1889. 

Annuairo  de  TObservatoire  municipal  de  Montsouris  pour  Tan  1889,  Paris, 
Gauthicr-Villar«  et  Fils. 

Annuaire  de  rObsorvatoire  rojal  de  Bruxelles  par  F,  Folie  1890,  57  Ann^, 
Bruxelles.  E.  Hayez,  1890. 

Annuaire  pour  Tan  1890,  publik  par  le  Bureau  dos  Longitudes,  Paria,  Gauthier* 
Villars  et  flis,  1890. 

Annual  Report  of  the  SecreUry  to  the  board  of  regoiits  of  ihe  University  of 
California  for  the  year  endingJune  1889,  Sscramenlo,  J.  D.  Young. 
.Astronomischer  Kalender  für  1890,  herausgfcgeben  von  der  K.  K.  Sternwarte. 
Wien,  C.  Oerold's  Sohn,  1890. 

van  Bebber,  J.,  Lehrbuch  der  Meteorologie  für  Studirende  und  zum  Ge- 
brauche in  der  Praxis,  Stuttgart,  F.  Encke,  1890. 

(i^assedy,  W.  S.  Is  the  Gopemican  System  of  astronomy  True?  Pitlsharg, 
Standard  Publishing  Co.,  1888. 

Chappuis,  M.  P.,  Ktudes  sur  le  thermora^lre  ä gas  et  comparaisoii  du  thermo- 
ni6tre  k morcure.  (Archivea  des  Sciences  phy.  et.  nat.  No.  9,  1888.) 
Elster  & Geitel,  Uebor  die  Entladung  negativ  elektrischer  Körper  durch 
das  Sonnen-  und  Tageslicht  (Annalen  der  Physik  und  Chemie)  I^eipzig. 
J.  A.  Barth,  1889. 

Kister  & Geitel,  Messungen  des  normalen  Potentialgerälies  der  atmosphä- 
rischen Elektrizität  in  absolutem  Mafse,  W'^ien,  Staatsdruckerei,  1889. 
Epjring,  J.,  Astrouomi.sches  aus  Babylon  oder  das  Wissen  der  Chaldäer  über 
den  gestirnten  Himmel.  Freiburg  i.  Br.,  Herdersche  Buchhandlung,  188? 


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349 


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tioQi  of  the  Atmosphere,  Monsoona,  Cyclone«,  Tomadoea,  Walerax)Outa, 
Hailatroma  etc.  etc.  New  York,  J.  Weley  & Sona,  1889. 

Franz,  Die  Constantcn  der  phjaiachen  Libration  des  Mondes  (Könif^ber^er 
Beobacht^.,  Vol.  38)  1889. 

Fritz,  H.,  Die  wichti^teu  periodischen  Erscheinungen  der  Meteorologie  untl 
Koemologie,  Leipzig,  F,  A.  Brockhaus,  1889. 

Funk,  C.,  Ueber  die  Ursaclien  der  starken  Liclitroflection  der  Planeten  und 
Verbuch  einer  Deutung  der  Sohiaparellischen  Marsbeobaohtungen,  Helm- 
stedt, J.  C.  Schmidt,  1888. 

Funk,  C.,  Nachtrag  zum  Aphoristischen  Entwurf  einer  Kosmogonie,  1889. 

Gretscbel  & Brnnnemann,  Jahrbuch  der  Erßndüngen  und  Fortschritte  auf 
den  Gebieten  der  Physik  und  Chemie,  der  Technologie  und  Mechanik, 
der  Astronomie  und  Meteorologie,  Leipzig,  Quandt  & Händel,  1889. 

Gruey,  L.  J.,  Exercisos  astronomiques  k I'usage  des  ^li^ves  des  facultas  et 
des  observatoires,  Paris,  A.  Hermann,  1889. 

Oruson,  H.,  Physikalisch-Astronomisches.  Neue  gemeinverständliche  Abhand- 
lung über  Zodiakallicbt,  Sonne  und  Kometen,  Magdeburg,  A.  Rathke,  1890. 

Habenicht,  H.,  Da«  seismi.sche  Problem  (Deutsche  Rundschau  für  Oeographb* 
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I8.‘i8 — 1886,  II.  Theil,  Wien,  Stuatsdruckerei,  1889. 

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September  1889.) 

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Grundsätze  der  Phy.sik)  nach  System  Kleyor,  Stuttgart,  J.  Maier,  1889. 

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Kloyer,  Stuttgart,  J.  Maier,  1889. 

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Preyer,  W.,  Robert  von  Mayer,  Veber  die  Erhaltung  der  Energie,  Berlin 
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Preyer,  W.,  Ueber  die  Bewegung  der  Seesterne  (Mitlhcilungen  aus  der  zoolo- 
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Projektionskullst,  Die,  für  Schulen,  Familien  und  öffentliche  Vorstellungen,  nebsl 
einer  Anleitung  zum  Malen  auf  Glas  und  Beschreibung  optischer,  mag- 
netischer, chemischer  und  elektrischer  Versuche,  Düsseldorf,  Ed.  Liese- 
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Kahts,  Joh..  Die  Polhöho  der  Königsberger  Sternwarte,  Königsberg  i.  PreusB., 
l.«opold,  1889.) 

Ricco,  A.,  Publicazioni  del  real  Üsservatoiio  di  Palermo,  1884  -1888,  Vol.  IV. 

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Aug.  1889). 


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Herrn  I>r.  F.  iu  W.  Sie  wumlera  sich  mit  Recht  darüber,  dafs  nach  dem 
Kalender  die  wirkliche  Gleichheit  von  Ta^  und  Nacht  stets  bereits  einige  Tage 
Tor  dem  21.  März,  resp.erst  einige  Tage  nach  dem  20.  September  eintritt,  während 
man  doch  allgemein  diese  beiden  Tage  als  die  Aetjuinoctialtage  bezeichnet.  Die 
Erklärung  hierfür  kann  natürlich  nicht  in  der  durch  das  Schaltjahr  entstehen« 
den  Verschiebung  gesucht  werden,  denn  dadurch  könnte  ja  die  Tag-  und  Nacht- 
gleiche nur  um  einen  Tag  verrückt  werden.  Vielmehr  wird  die  Berücksichtigung 
<les  Unterschiedes  zwischen  dem  geometrischen  Verhältnifs  und  der  scheinbaren 
Wirklichkeit  die  Sache  aufbollen.  Wenn  die  Sonne  genau  im  Aequator  steht, 
so  ist  geometrisch  genommen  Tag  und  Nacht  genau  gleich  lang,  aber  die  Re- 
fraktion hebt  die  Sonne  noch  einige  Minuten  über  den  Horizont,  wenn  sie  in 
Wahrheit  bereits  untergegangen  ist,  und  es  wird  so  der  Tag  auf  Kosten  der 
Nacht  verlängert.  Die  Kalender  geben  nun  die  Zeiten  für  Aufgang  un<l  Unter- 
gang der  Sonne  bereits  mit  Berücksichtigung  der  Refraktion  an  und  es  mufs 
darum  eine  scheinbare  Gleichheit  von  Tag  und  Nacht  bereits  vor  dem  21.  März 
und  erst  nach  dem  20.  September  eintreten.  In  der  Wissenschaft  bezeichnet 
man  aber  den  Augenblick,  wo  die  Sonne  den  Aequator  paesirt,  als  das  Ae(|ui- 
noctium,  und  dieser  Zeitpunkt  fällt  thatsächlich  innerhalb  eines  Spielraums  von 
24  ^ (wegen  des  Schaltjahres)  stets  auf  die  allgemein  alsTag-  und  Nacht-Gleichen 
bezeichneten  Termine.  Eine  wirkliche  genaue  Gleichheit  von  Tag  uml  Nacht 
kann  übrigens,  wie  Sie  vielleicht  selbst  bereits  erkannt  haben,  nie  eintreten, 
weil  die  Sonne  auch  nicht  während  eines  einzigen  Tages  als  stillstehend  an- 
gesehen werden  darf,  sondern  sich  in  ihrer  zum  Aequator  schrägen  Bahn  be- 
reits in  zwölf  Stunden  um  ihren  eigenen  Durchmesser  weiterbewegt. 

Was  ferner  ihre  zweite  Frage  betrUTl,  so  wird  Ihnen  mit  der  folgenden, 
ausNewcombs  populärer  Astronomie  entnommenen,  Tabelle  gedient  sein,  bei 
der  neben  der  in  Centimetem  angegebenen  OeCfnung  eines  Fernrohrs  diejenige 
Stemgröfse  angegeben  ist,  welche  damit  im  allgemeinen  noch  oben  gesehen 
werden  kann: 


OefTnun);. 

Gröfse. 

0.» 

7 

1.5 

8 

3.0 

9 

G 

10 

10 

11 

IG 

12 

iö 

13 

40 

14 

Himmvl  uod  Erde.  ineu.  II.  7.  2^» 


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352 


Deu.Wuudem  dea  Himmela-^  von  Littrow  entlehnen  wir  endlich  auch 
die  gewünschten  Angaben  Über  die  scheinbare  Maximal-  und  MinimalgrÖbe  der 


rianetenscheiben; 

Durchmesser: 

• Max.  Min. 

Merkur • . . . 12 '.9  4".5 

Venus 65  .2  9 ,5 

Mars 25  .6  3 .5 

Jupiter  ...  50 .7  30  .y 

Saturn  . . *>I  .5  15 .5 

Uranus 4 .7  3 .9 

Neptun 2 .7  2 .4 


Bezüglich  der  Trabanten  sei  folgendes  bemerkt: 

Marstrabanten  in  Erdnähe  etwa  12.  Gröfse,  Deimos  schon  mit  8 Zoll  Oeffoung 
unter  günstigen  Umständen  wahrnehmbar. 

Jupitertrabanten  zwischen  0".9  und  1".5  im  Durchmesser. 

Saturn  trabanten : 

Titan  und  Japetus  schon  in  kleineren  Femrohron. 

Rhea,  Tethys  und  Dione  werden  bei  4 Zoll  OefTnung  sichtbar. 
Enceladus  bei  7 — 8 Zoll  Oeffnung. 

Mimas  und  Hyperion  nur  mit  den  besten  Fernrohren  von  mindestem 
10  Zoll  unter  günstigsten  Bedingungen  sichtbar  (13.  bis  14.  Gröftol. 
Uranustrabanten:  15.  Oröfse. 

Neptunstrabant:  13.  bis  14.  Gröfse. 


Verlaj^  von  HermnoQ  Paetol  in  Berlin.  — Druck  von  Wübolm  Qronau'a  Buchdruckorei  io  Berlis. 
Für  die  RedocUon  veraotwortlicb:  Dr.  M.  Wilhelm  Meyer  ln  Berlin, 
rnberechtigter  Nachdruck  aus  dem  Inhalt  dieser  Zeltachriß  untersagt. 
UebemeUungsrecht  Vorbehalten. 


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Lothabweichungen  in  der  Umgebung  von  Berlin. 


Von  Prof.  Dr.  A.  Fischer, 

Sectioiiilchef  im  Köcigl.  l*r<  ufsischea  QeodHliachen  InnUtuL 


,-s.  (Schlufs) 

derartige  üntersucluingen  werden  nun  folgendermafsen  geführt: 
’to'  astronomischen  Hauptpunkt  als  Mittelpunkt  werden 

in  möglichst  gleicher,  dem  Zweck  entsprechender  Entfernung 
eine  Anzahl  Stationen  gewühlt,  die  man  durch  ein  Droiecksnetz  mit 
demselben  und  unter  einander  verbindet.  Auf  jeder  Station  wird  die 
Breite  und  das  Azimut  einer  zum  Netz  gehörenden  Richtung  astro- 
nomisch bestimmt.  Daun  . rechnet  man  vom  Hauptpunkt  aus  unter 
Zugrundelegung  seiner  astronomisch  bestimmten  geographischen  Coordi- 
naten,  die  geodätischen  oder  ellipsoidischen  Breiten  und  Azimute  der 
andern  Stationen,  erhält  dadurch  für  jede  Station  aus  dem  Unterschiede 
beider  Breiten  den  Betrag  der  Lothabweichung  im  Meridian  und  aus 
dem  Unterschiede  beider  .Azimuto  ilie  Lothabweichung  im  Azimut,  woraus 
man  mittelst  der  Laplaceschen  Gleichung  die  Lothstörung  in  l..änge 


rechnet.  Nach  derselben  ist  nämlich  1' — 1 = " oder  in  Worten 

sni  'f 

ausgedrückt:  die  Lothabweichung  in  Länge  ist  gleich  der  Lothab- 
weichung im  Azimut,  dividirt  durch  den  sinus  der  Breite.  Bei  nahen 
Stationen,  wo  viele  Längenuuterschiedo  zu  messen  sind,  zieht  mau 
es  nämlich  vor,  statt  der  direkten  Bestimmung  des  Zeitunterschiedes 
zweier  Stationen,  deren  Azimute  zu  messen  und  daraus  den  Lingen- 
unterschied,  wie  oben  gesagt,  herzuleiten,  weil  zur  astronomischen 
Bestimmung  des  letzteren  Unterschieds  erstens  zwei  Beobachter  und 
zwei  Instrumente,  nämlich  für  jede  Station  ein  Beobachter  und  ein 
Instrument  (Hammer)  nöthig  sind,  und  weil  zweitens  derselbe  durch 
telegraphische  Vergleichung  der  Uhrzeit  beider  Stationen  ermittelt 

Himmel  UDtl  Erde.  II.  6.  24 


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354 


wird,  wefswegen  beide  Stationen  meistens  durch  eine  besondere 
Telcgraphenleitung:  verbunden  werden  müfsten,  wodurch  unverhältnifs- 
mäfsip  hohe  Kosten  entstehen  würden. 

Die  Lothstörungen  in  Breite  und  Länge  benutzt  man  nun  dazu, 
um  die  Hohe  des  Geoids  über  dem  Ellipsoid  sowohl  im  Meridian,  als 
im  Parallel  oder  in  irgend  einer  bestimmten  Azimutrichtung  zu  ermitteln, 
sowie  auch  dazu,  um  die  Lago  des  gestörten  Zenits  gegen  das  unge- 
störte zu  finden,  damit  man  auf  die  gröfsere  oder  geringere  Dichte 
der  störenden  Masse  schliefson  kann. 

Bei  der  im  ganzen  ebnen  Gegend  um  Berlin,  welche  bedeutende 
Lotlistörungen  nicht  vermuthen  liefs,  schienen  20  Kilometer  die  zweck- 
entsprechende Entfernung  der  Stationen  von  Rauenberg  zu  sein. 
Ausser  diesem,  als  Centralpunkt,  wurden  noch  folgende  Stationen 
gewählt,  die  in  der  Richtung  Norden  über  Osten  genannt  sind: 
Glienicke  bei  Hermsdorf,  ein  Punkt  ira  Walde  nahe  der  Nordbahn; 
Gehrenberg,  eine  Anhöhe  mitten  zwischen  den  Dörfern  Zepemik 
und  Schwanebeck  an  der  Stettiner  Bahn;  Neuenhagen  an  der  Ost- 
bahn; Müggelsberg,  die  westliche  Kuppe  der  Müggelsberge;  der 
sogenannte  Weinberg  bei  dem  Dorfe  Glienick  bei  Zossen  und 
der  Ei  oh  b erg  bei  Saarmund,  südöstlich  von  Potsdam.  Dazu  traten 
aus  einem  besonderen  Grunde  im  Süden  noch  der  Golmberg  bei 
Stülpe  und  der  Hagelberg  bei  Belzig.  Um  konstante  persönliche 
und  instrumentelle  Fehler  zu  eliminiren,  wurden  Breiten  und  Azimute 
auf  diesen  neun  Stationen  nach  ein  und  derselben  Methode,  mit  ein 
und  demselben  Instrument,  sowie  von  ein  und  demselben  Beobachter 
gemessen.  Ausser  diesen  Stationen  wurden  noch  zwei  bereits  astro- 
nomisch festgelegte  Punkte  des  Untersuchungsterrains  hinzugezogen, 
nämlich  Berlin-Sternwarte,  deren  Breite  bekannt  und  deren  Längen- 
unterschied mit  Rauenberg  von  Prof.  Albrecht  telegraphisch  ermittelt 
ist,  und  das  Astrophysikalische  Observatorium  bei  Potsdam, 
dessen  Breite  von  Dr.  Kempf  beobachtet  wurde. 

Das  Lothabweichungsnetz  um  Rauenberg  oder  für  die  Umgebung 
Berlins  hatte  demnach  die  in  Fig.  1 wiedergegebene  Gestalt 

Die  Ergebnisse  der  ganzen  Untersuchung  sind  in  folgender  Tabelle 
zusammcngestellt.  Dieselbe  enthält  den  Namen  der  Station,  die  astronte 
mische  oder  geoidische,  die  geodätische  oder  ellipsoidische  Breite  und 
den  Unterschied  beider:  die  Lothabweichung  in  Breite.  Ferner  das 
astronomische,  das  geodätische  Azimut,  die  Differenz  derselben  oder 
die  Lothstörung  im  Azimut,  aus  welcher  die  Lothabweichung  in  I-änge 
abgeleitet  wurde. 


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355 


Den  geodätischen  Rechnungen  wurde  B e s s e I s Kllipsoid  zu  Grunde  gelegt 


Station 


Breite 


Mtron.  geod. 


Loth* 

sbw. 

in 

Brette 


Azimut 


astron. 


Oolm 

Hagelberg  . . 
Glienick  b.  Z. . 
Eichberg  . . . 
Potsdam  Obs. 
^hggeUberg  . 
Rauenberg  . . 


52®  1'  T'.56'  S".21!-)-4’'.35!!334»28'53".97 
52  8 26  .57  24  .39+2  .I8||  64  1 5 .46 

52  16  16  .19,  12  jl;+3  .68  i3.58  12  46  .31 

52  18  57  .34!  56  ,70!+0  .64  I 48  33  10  .25 
52  22  56  .96  56  .35  +0  .61 

52  25  8 .12!  7 .70  +0  .42!'  15  8 58  .88 

52  27  12  .64|  12  .G4i  0 .00;i78  12  19  .09 


Berlin  Sternw. 
Neuenbagen  . 
Olienicke  b.  H. 
Cehrenberg  . . 


.52  .30  16  .77|  17  .29  -0  ..52'lunH-l  35  .895 

.52  31  45  .92  47  .48  —1  .56  195  11  19  .85 

■52  37  36  .19  38  .94  —2  .75 83  4 3 5 .92 

.52  38  .38  .04  40  JllL 2 .47i'263  55  31  .78 


geod. 


56”  .72 

8 .44 
45  .79 
11  .57 

60  .73  I 
19  .09  I 
36  .307 
21  .51 

9 .39 
32  ..52  ' 


ia 

Aiiail 

Loth- 

abw. 

in 

Länge 

—2' 

.75 

—3“  .49 

-2 

.98 

-3  .77 

+0 

.52 

+0  .66 

-1 

.32 

—1  .67 

— 1 

.85 

—2  .33 

0 

.00 

0 .00 

—0  .41 

— 1 

.66 

—2  .09 

-3 

.47 

—4  .37 

— 0 

.74 

-0  .98 

Die  Beträge  der  I.<othstürungen  erreichen  demnacli  sowohl  in 
Breite,  wie  in  Länge  recht  erhebliche  Beträge,  die  sich  durch  die 
Wirkung  sichtbarer  Massen  nicht  erklären  lassen,  folglich  durch  unter- 
irdische Massen  verursacht  werden  müssen. 

Zwar  zeigen  die  Breiten  Norddeutschlands  iin  ganzen  eine  Störung 
in  demselben  Sinne  wie  hier,  nämlich  eine  negative  Zunahme  des 

24* 


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356 


StöniTigisbetrages  nacli  Norden  hin,  so  dafs  die  Lothablenkungen  in 
Breite  mehr  allgemeinen  Charakters  sind,  doch  während  dort  die  Störungs- 
beträge auf  eine  meridionale  Entfernung  von  150  bis  200  Kilometer 
höchstens  3 bis  4 Sekunden  erreichen,  erheben  sie  sich  hier  auf  eine 
Entfernung  von  gegen  42  Kilometer  zwischen  Glienick  bei  Zossen  und 
Gehrenberg  bereits  auf  6 Sekunden. 

Es  beträgt  demnach  im  Meridian  von  Rauenberg  für  1 Kilometer 
Etitfcrnuhg  die  üreitestörung  0,15  Sekunden  Winkel  — oder  4,6  Meter 
lineares  Mafs,  oder  für  den  Bogen  vom  Parallel  v’On  Glienick  bei 
Zossen  bis  zum  Parallel  von  Gehrenberg  rund  100  Meter,  um  welchen 
Betrag  der  ellipsoidische  Bogen  gröfser  ist  als  der  geoidische.  Will 
man  demnach  in  der  Umgebung  Berlins,  von  Süd  nach  Nord  marschirend. 
eine  Minute  Breitenunterschied  zurücklegen,  so  würde  man,  wenn 
die  physische  Erdoberfläche  dem  Besselschen  Ellipsoid  entspräche, 
rund  1855  Meter,  fiele  sie  dagegen  mit  dem  Geoid  zusammen,  nur 
1847  Meter  zu  gehen  haben. 

Merkwürdiger  noch  sind  die  Lolhstörungen  in  läinge,  welche  auf 
der  westlichsten  Station  llagelberg  mit  negativem  Zeichen  beginnend, 
in  Glienick  bei  Zossen  einen  kleinen  positiven  Betrag  zeigen,  um  sofort 
wieder  negativ  zu  wachsen.  Dadurch  wurde  es  möglich,  Linien  gleicher 
Lothstörungen  in  lünge  zu  zeichnen,  welche  sämtlich  eine  birnenförmige 
Gestalt  bilden,  mit  der  Linie  Hauenberg-Glienick  bei  Zossen  als  .Vchse, 
wie  nebenstehende  Figur  2 zeigt. 

Aus  der  Darstellung  des  Lothabweichungsnetzes  in  Fig.  1 ersieht 
man.  dafs  die  Stationen:  Golm,  Glienick  bei  Zossen,  Rauenberg,  Berlin 
Sternwarte  nahezu  im  Meridian  des  Rauenberges  liegen,  so  dafs  man 
ihre  Breitenstörungen  unbedenklich  als  die  im  Meridian  von  Uauenberg 
stattOndenden  betrachten  kann.  .\uch  wird  inan  für  den  Schnittpunkt 
der  Linie  Glienicke  bei  H.  — Gehrenberg  mit  diesem  Meridian  iuter- 
polatorisch  die  Breitenstörung  aus  denen  von  Glienicke  und  Gehrenberg 
rechnen  können,  da  beide  Stationen  nicht  allzuweit  ausserhalb  des 
Meridians  sich  bellnden.  Für  diesen  Punkt  ist  daher  als  Breitenstörung 
angenommen  worden:  ’A  der  Breitenstörung  von  Oehrenberg  -j-  der 
von  Glienicke  bei  H.  = — 2"68. 

Aus  den  Störungen  dieser  fünf  Meridianpunkte  ist  alsdann  die 
Erhebung  des  Geoids  über  das  Ellipsoid  im  Meridian  von  Hauenberg 
nach  den  Formeln  gerechnet  worden,  welche  Prof  Helmert  im  I. Theil 
S.  564  der  math.  und  phys.  Theorien  der  höheren  Geodäsie  giebt, 
mit  ILnienberg  als  Nullpunkt,  d.  h.  unter  der  Annahme,  dafs  Rauenberg 
frei  von  Lothstörung  sei. 


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357 


«tnAnf/cA  nttt 
/•  ^Ce-tcÄ*r  , 


^ , t t * / 

' y^t-r/^^J^-(ä/  } I , 


-*y  / / Jln^yit^r^  ,{,.  / ,' 

-^y  _J./  y 1 j ‘ftlf^r/jfry* 

/ / / / / ; .’-'■ 


/ • < 
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I # 


Oefm  e 


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/ f 


• j/  * I * 

rAf  4«  / 1 ' 


/ / 
/ 

/ 


\ \ 

I®  frl^m  rA  ^7 


Kig.  2. 


Die  Borcolmung  wurde  von  5 zu  5 Minuten  Breilenunterschied 
mit  Rauenberg  durchgefiihrt  und  gab  folgende  Resultate: 


Breitonunterschied  mit 
I^auenborg 

Erhebung  des 
Geoids 

Von 

4-  10  bis  + 5' 

+ 0.10  Meter 

+ 5 

» - 0 

-1-  0.03  „ 

n 

— 0 

. — 5 

+ 0.05  „ 

— 5 

. - 10 

• 0.17  „ 

n 

— 10 

^ — 13 

— 0.34  „ 

„ 

— 15 

„ -20 

+ 0.53  „ 

r* 

— 20 

, -25 

■1  0.72  , 

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358 


Für  irgend  einen  Parallel  des  Lothabweichungsnelzes  kann  eine 
ähnliche  Rechnung  nicht  angestellt  werden,  weil  höchstens  immer  nur 
2 Stationen  als  auf  demselben  Parallel  liegend  vorhanden  sind.  Stall 
dessen  wurden  aus  den  Lothstörungen  der  4 Stationen:  Hagelberg, 
Eichberg,  Interpolation:  '/j  Rauonberg  4-  '/j  Glienick  bei  Zossen,  und 


Müggelsberg  die  Erhebungen  des  Geoids  im  Azi- 
mut von  06®  mit  Hagelberg  als  Nullpunkt  von 
10  zu  10  Kilometer  Entfernung  abgeleitet.  Dieselben 
betragen : 

Entfernung  ErhebungdesGeoids 


Von  0 

bis 

10 

km 

— 0.003 

Meter 

, 10 

20 

fl 

— 0.012 

„ 20 

•i 

30 

fl 

— 0.028 

fl 

, 30 

fl 

40 

fl 

— 0.051 

fl 

.,  40 

n 

60 

— 0.087 

, 30 

•1 

60 

— 0.172 

, 60 

fl 

71 

fl 

— 0.284 

, 70 

fl 

80 

— 0.346 

Es  ergiebt  sich  demnach  hieraus  die  Thatsache, 
dafs,  trotz  bedeutender  Lothstörungen,  die  Erhebun- 
gen des  Geoids  über  dem  Ellipsoid,  oder  die  Ab- 
weichungen beider  mathematischen  Erdoberflächen, 
im  Lothablenkungsgebiet  nur  geringfügige  sind. 

Die  I>age  des  gestörten  Meridians  von  Rauen- 
berg gegen  den  ungestörten  läfst  sich  am  besten 
graphisch  darstellen.  Trägt  man  nämlich  wie  in 
nebenstehender  Figur  3 mit  dem  ungestörten  Meri- 
dian, der  als  gerade  Linie  gedacht  ist,  jene  6 Sta- 
tionen, welche  zur  Herleitung  der  Erhebung  des 
Geoids  über  das  Ellipsoid  herangezogen  wurden, 
mit  ihrer  Breite  als  Abscissen  auf  und  nimmt  als 
Ordinaten  ihre  Lolhabweichungen  in  Länge,  nach 
Westen  negativ,  nach  Osten  positiv,  so  wird  dann 
die  Verbindungslinie  der  Längenabweichungen  den 
gestörten  Meridian  darstellen.  Hierbei  ist 


1 Minute  Breitendifferenz  = 5 mm  oder  1 mm  = 371  Meter  angenommen 


und 


ISekundo  Längonabweich.=  2.5  mm  „ 1 mm  = 7.42  „ „ 

so  dafs  eine  Ueberhöhung  der  Ordinaten  im  Verhältnifs  von  1 : 50 

stattfindet. 


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359 


Bei  Ableitung  der  Gesamtstörung  jeder  Station  oder  des  Azimuts 
und  Entfernung  des  gestörten  Zenits  in  Bezug  auf  das  ungestörte  aus  den 
Ixtthabweichungen  in  Länge  und  Breite  sind  in  der  angeführten  Publi- 
kation drei  Annahmen  gemacht  worden: 

1.  dafs  Itaucnborg  frei  von  Lothstörung  sei, 

2.  dafs  Rauonberg  eine  Breitenstörung  von  6 Sekunden  und  eine 
gleichgrofse  Längenstbrung  habe, 

3.  dafs  für  Rauenberg  die  Lothabweichung  für  Breite  0,  für 
Länge  aber  5 Sekunden  betrage. 

Die  erste  Annahme  beruht  darauf,  dafs  man  sich  bei  derartigen 
Untersuchungen  den  Centralpunkt  als  frei  von  Lothabweichungen  denkt, 
so  lange  als  über  die  Störungen  nichts  bekannt  ist.  Bei  der  zweiten 
.\nnahme  war  mafsgebend,  dafs  Prof.  Helmert  in  den  Verhandlungen 
der  permanenten  Kommission  der  internationalen  Enlmessung  zu  Nizza 
im  Oktober  1887  nachgewiesen  hat,  dafs  Rauenberg  in  Bezug  auf 
Centraleuropa  mit  einer  Lothabweichung  in  Breite  von  5 Sekunden 
behaftet  sei  und  nach  mündlicher  Mittheilung  derselben  Autorität  nach 
dem  vorliegenden  Material  auch  eine  solche  von  gleichem  Betrage  in 
I-änge  sich  ergebe.  Die  dritte  Annahme  endlich  findet  ihre  Rechtfertigung 
in  dem  von  demselben  Herrn  1888  in  Salzburg  oi-statteten  Bericht  über 
Lothabweichungen,  wonach  jene  Breitenstörung  auf  Rauenberg  einen  all- 
gemeinen Charakter  habe.  Ist  dies  aber  der  Fall,  dann  kann  man  die- 
selbe bei  Untersuchung  lokaler  Lothstürungen  unberücksichtigt  lassen. 

Trägt  man  die  nach  diesen  Annahmen  erhaltenen  gestörten  Zenite 
nach  Azimut  und  Entfernung  graphisch  auf,  so  giebt,  wie  schon  früher 
bemerkt,  die  Richtung  derselben  Aufschlufs  über  die  Dichte  der  stö- 
renden Masse. 

Es  ergeben  sich  nun  für  a,  das  Azimut  und  für  die  Entfernung 
des  gestörten  Zenits,  für  diese  drei  Annahmen  folgende  Werthe  bzw. 
graphische  Darstellungen,  bei  welchen  für  angenommen  ist. 


Stationen 

Annahmo  1 

Annahme  2 

Annahme  3 

Azimut 

Enlf. 

Azimut 

Enlf. 

Azimut 

Entf. 

Golm 

OT«  44' 

4"  .8 

5"  43' 

9"  .3 

12°  27' 

4"  .4 

Hagelber^  .... 

313  16 

3 .2 

6 0 

7 .2 

19  6 

2 .3 

Glienick  b.  ZoHsen  . 

6 14 

3 .7 

22  12 

9 .4 

43  55 

5 .1 

Eichberg 

302  31 

1 .3 

19  49 

6 .0 

72  18 

2 .1 

Müggelsbcrg  . . . 

284  57 

1 .5 

16  50 

5 .6 

73  38 

1 .7 

Rauenberg  .... 

0 0 

0 .0 

31  22 

5 .9 

90  0 

3 .1 

Berlin,  Sternwarte  . 

205  38 

0 .6 

31  22 

5 .3 

100  32 

2 .8 

Neuenbagen  . . . 

218  30 

2 .1 

27  26 

3 .8 

132  6 

2 A 

Glienicke  b.  Hormsd. 

223  57 

3 .8 

9 39 

2 .3 

172  5 

2 .8 

Oehrenberg .... 

191  3 

2 .5 

44  18 

3 .5 

135  30 

3 .5 

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3ßl 

Hiernach  können  wir  als  das  Gemeinsame  der  drei  Annahmen 
feststellen,  dafs  die  störende  Masse  von  geringerer  Dichte  als  die  um- 
gebende Erdkruste  sein  mufs,  weil  entweder  alle  oder  doch  die  meisten 
liichtungen  der  gestörten  Zenite  nach  einem  Punkte  strahlen  oder 
convergiren. 

Xatürlich  mufs  bei  Annahme  1 die  störende  Masse  senkrecht 
unter  dem  Rauenberg  liegen,  weil,  wenn  eine  störende  Masse  vorhanden 
ist,  dieselbe  das  Loth  nur  für  den  Punkt  senkrecht  über  ihr  nicht 
stört;  es  würde  aber  westlich  von  Rauenhorg  sich  bereits  ein  neues 
Atlractionscentrum  bemerkbar  machen. 

üei  Annahme  2 würde  die  störende  Masse  nordöstlich  von 
Gehrenberg  liegen  und  gerade,  wie  bei  den  Kurven  gleicher  IJingen- 
störung,  darthun,  dafs  dieselbe  von  geringerer  Dichte,  schmaler  Basis, 
aber  aufserordentlich  mächtiger  Dimension  nach  der  Tiefe,  sich  unter 
dem  Untersuchungsterrain  südwestlich  hinzieht,  sich  allmählich  ver- 
breitert und  an  Höhe  abnimmt,  und  bei  Glienick  b.  Zossen  ihre 
gröfste  Wirkung  ausübt.  Annahme  3 zeigt  uns  die  störende  Ma.sse 
östlich  von  Müggelsherg  in  nicht  allzuweiter  Entfernung. 

Welche  von  diesen  Annahmen  der  Wahrheit  am  nächsten  kommt, 
läfst  sich  nach  den  vorliegenden  Messungen  nicht  entscheiden.  Logisch 
dürfte  ja  die  dritte  Annahme  die  meiste  Wahrscheinlichkeit  für  sich 
haben.  Man  kann  daher  vorläufig  nur  sagen,  dafs  die  durch  diese 
l.'ntersuchung  festgestellten  Lothabweichungen  in  der  Umgebung  von 
Berlin  durch  eine  unterirdische  Masse  von  einer  gegenüber  der  mittleren 
Dichte  der  Erdrinde  geringeren  Dichtigkeit  verursacht  seien,  die  wahr- 
scheinlich nordöstlich  oder  östlich  von  Oehrenberg  — Xeuenhagen 
ihren  Silz  hat.  Der  wirkliche  Urt  der  störenden  Masse  kann  aber  noch 
nicht  fesigostellt  worden.  Um  sicheren  Aufschlufs  darüber  zu  erhalten, 
genügen  die  vorstehend  angeführten  astronomisch-geodätischen  Mes- 
sungen noch  nicht.  Es  sind  dafür  noch  Pendelmessungen  oder  di- 
rekte Messungen  der  Schwere  selbst  nöthig.  Durch  diese  allein  wini 
es  möglich,  den  Ort  zu  bestimmen,  wo  die  geringste  Schwere  slatt- 
findet,  oder  wo  der  Schwerpunkt  der  störenden  Masse  zu  suchen  ist, 
wodurch  man  vielleicht  auch  im  stände  sein  wird,  über  die  N’atur  der 
störenden  Masse  Schlüsse  zu  ziehen. 

Allerdings  wissen  wir  aus  den  im  Unlersuchungsgebiet  voige- 
nommonen  Tiefbohrungou,  dafs  sich  hier  ganz  abnorme  .Massenlage- 
rungen von  Salz  befinden.  Es  zeugt  dafür  nicht  blofs  das  Steinsalz- 
lager beim  Dorfe  Sperenberg  zwischen  Glienick  b.  Zossen  und  Golm, 
dessen  Sohle  in  einer  Tiefe  von  1272  Meter  noch  nicht  erreicht  wurde. 


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362 


obwohl  das  Salz  bereits  89  Meter  unter  der  Erdoberfläche  beginnt,  son- 
deni  auch  die  Rohrungen  der  Admiralsgartenbad-Qesellschafl  zu  Berlin, 
welche  sowohl  an  mehreren  Stellen  der  Grorsstadt,  als  auch  im  weiteren 
Umkreise  kräftige  Soolquellen  aufgeschlossen  haben.  Ob  dieses  Salz- 
lager von  enormer  Mächtigkeit  sich  aber  noch  östlich  bezw.  nord- 
östlich von  Oehrenberg,  Neuenhagen,  Müggelsbet^,  und  zwar  mit  seiner 
Hauptmasse,  hinzieht  und  ob  es  die  alleinige  Ursache  der  Ixjthstörungen 
um  Berlin  sei,  läfst  sich  jetzt  nicht  entscheiden.  Dazu  brauchen  wir 
noch  die  Pendelmessungen. 


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Was  dann? 

Vortrag,  gehalten  in  der  Gesellschaft  Aula  in  München 
am  Ö.  Dezember  1889 
von  Professor  Dr.  L.  Sohncke. 

I.  Stellung  der  Frage. 

Hochgeehrte  Anwesendei 

im  vergangenen  Frühjahr  in  den  Steinkohlengruben  West- 
thalens  der  grofse  Streik  der  Bergleute  ausbrach,  durch 
velchen  diese  um  ihr  kärgliches  Brot  hart  arbeitenden  Männer 
ihr  trauriges  Loos  zu  verbessern  trachteten,  da  war  bei  allen,  denen 
das  wenig  menschenwürdige  Dasein  jener  Bergarbeiter  damals  bekannt 
wurde,  die  erste  Regung  wohl  das  Mitleid.  Neben  dieser  Wirkung 
auf  das  Gemüth  brachten  aber  die  Nachrichten  aus  dem  Streikgebiet 
auch  für  den  Verstand  eine  ernste  Lehre.  Als  nämlich  die  Folgen 
des  Streiks  sich  fühlbar  zu  machen  begannen:  als  wegen  Kohlen- 
mangels hier  und  da  ein  Hochofen  ausgeblasen  wurde,  als  es  sogar 
nöthig  ward,  stellenweise  den  Eisenbahnverkehr  einzuschränken,  da 
mufste  es  jedem,  der  es  etwa  noch  nicht  gewufst  hatte,  klar  werden, 
welch'  enorme  Wichtigkeit,  welche  für  unser  ganzes  Kulturleben 
fundamentale  Bedeutung  dem  Arbeitsergebnisse  jener  Bergleute,  den 
zu  Tage  geförderten  Steinkohlen,  innewohnt. 

In  der  That:  Wohin  wir  blicken,  überall  rings  um  uns  gewahren 
wir  Produkte  menschlichen  Fleifses,  bei  deren  Erzeugung  die  Stein- 
kohlen mittelbar  oder  unmittelbar  eine  hervorragende  Rolle  gespielt 
haben.  Das  Leuchtgas  bereiten  wir  aus  Kohlen.  Das  Eisen  und 
andere  Metalle  gewinnen  wir  aus  ihren  Erzen  in  Hochöfen,  deren 
Gluth  durch  Kohlen  angofacht  wird;  wie  wir  ja  auch  vielfach  unsere 
gewöbnliobon  Oefen  mit  Steinkohlen  heizen.  Kohlen  sind  das  unent- 
behrliche Nahrungsmittel  der  Dampfmaschinen,  deren  tausendfältige 
Anwendungen  uns  ungezählte  Annehmlichkeiten  des  modernen  Lebens 
verschaffen.  Lokomoliven,Sohifl'sdampfmaschinen,  Lokomobilen,  Wassor- 


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364 


hallungsmaschinen  in  Bergwerken  und  sonstige  Dampfpumpen,  Ma- 
schinen zum  Betriebe  von  Walzwerken,  Ventilatoren,  Kreissägen, 
Schnellpressen  und  zu  hundert  andere  Betrieben  beruhen  auf  der 
Dampfkraft,  also  auf  den  Kohlen.  Auch  die  im  Kleingewerbe  heute 
so  viel  benutzten  Gasmotoren  verdanken  ihre  Leistungsfähigkeit  den 
Kohlen;  und  so  geht  es  fort. 

Bei  dieser  beherrschenden  Stellung,  welche  die  Steinkohlen  in 
dem  Kulturleben  der  Gegenwart  einnehmen,  erscheint  die  Frage  wohl 
berechtigt,  ob  denn  der  Kohlenvorrath  der  Erde,  wenigstens  für  mensch- 
liche Bedürfnisse,  unerschopHich  sei,  oder  ob  wir  uns  auf  das  der- 
einstige  Ende  dieser  Herrlichkeit  gefafsl  machen  müssen.  Diese  Frage 
ist  schon  vor  längerer  Zeit  aufgeworfen  worden.  Zu  iJirer  Unter- 
suchung hat  das  englische  Parlament  1866  eine  eigene  Commission 
eingesetzt.  Beruht  doch  der  Reichthum  Englands  ganz  wesentlich  auf 
seinen  Kohlenschützen!  .\lsdann  ist  die  Frage  besonders  von  Dr. 
William  Siemens  wiederholt  in  Vorträgen  und  Abhandlungen  er- 
örtert worden,  und  auch  andere  Gelehrte  (G  ras  ho f,  Clausius)  haben 
ihr  eingehendere  Betrachtungen  gewidmet.  Die  Ergebnisse  sind  in- 
teressant genug. 

Wenn  wir  die  Erde  mit  dem  Mafsstabo  unseres  eigenen  Körpers 
messen,  so  erscheint  sie  riesengnifs.  Und  dementsprechend  sind  die 
meisten  Felsarten,  welche  sie  zusammensetzen:  die  Granite,  Gneifse 
und  Porphyre,  die  Thonschiefer-,  Kalk-  und  Sandsteine  und  andere  in 
riesigen  Mengen  vorhanden.  Aber  für  die  Steinkohlen  liegen  die 
Verhältnisse  doch  etwas  anders.  Die  verschiedenen  geologischen  For- 
mationen, die  sich  im  Lauf  der  vorhistorischen  Jahrraillionen  zumeist 
auf  dem  Roden  von  Oceanen  und  von  Binnenseen  abgelagert  haben, 
und  die,  beim  langsamen  Faltungsprozefs  der  Erdrinde  vom  bedeckenden 
Wasser  befreit,  nun  den  Menschen  als  Tummelplatz  dienen,  weisen 
zwischen  ihren  Fanden,  Thonen  und  Kalken  zwar  wohl  hier  und  da 
auch  Kohlen  auf;  aber  von  wirklicher  Bedeutung  durch  die  Massen- 
haftigkeit  ihres  Vorkommens  sind  die  Kohlen  doch  nur  in  einer 
jener  Formationen:  in  der  Stoinkohlenformation.  Zur  Zeit  ihrer  Bildung 
erstreckten  sich  sumpfige  Niederungen  in  riesiger  Ausdehnung  längs 
der  Küsten  von  Continenten  und  Inseln;  auch  au  Flufsläufen  hin 
dehnten  sich  weite,  Hache  Sumpfgelände,  häufigen  Ueberschwemmungen 
ausgesetzt.  All'  diese  Niederungen  waren  erfüllt  von  Torfmooren  und 
Sumpfwäldern,  die  in  einer  gleichmäfsig  warmen,  dampfgesättigten 
Luft  in  märchenhafter  Ueppigkeit  gediehen.')  Jene  Urwälder  und 

‘1  Vgl.  unser  eine  derartige  Steinkohlenlandsdiaft  darstellendes  Titelbild. 


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Moore  sind  es,  deren  lang-sam  vermoderte  Ueberreste  wir  heute  als 
Kohlen  vor  uns  sehen. 

Die  Bedingungen,  sei  es  zur  Bildung  so  riesiger  Pflanzenan- 
sammlungen,  sei  es  zur  Krhaltung  ihrer  verkohlten  Reste,  fanden  sich 
spater  nie  wieder  in  gleichem  Mafse  erfüllt,  und  sie  können,  nach 
menschlicher  Voraussicht,  auch  in  Zukunft  nicht  so  wiederkehren.  In 
allen  Kulturstaatcn  sorgt  die  Forstwirthschaft  dafür,  dafs  zwischen  dem 
Verbrauch  und  dem  Nachwuchs  des  Holzes  möglichstes  Gleichgewicht 
herrscht.  Wo  aber  solche  Ueberwachung  fehlt,  da  zerstört  der  Mensch 
womöglich  mehr  Pflanzenwuchs,  als  sich  freiwillig  wieder  erzeugt,  — 
dies  trifft  nicht  nur  den  Holz-,  sondern  auch  den  Torfverbrauoh. 
So  kommt  es,  dafs  nennenswerthe  Ansammlungen  von  Gewächsen, 
welche  Kohlenlager  bilden  könnten,  gegenwärtig  kaum  irgendwo  zu 
finden  sind. 

Die  Steinkohlen  bedeuten  also  für  uns  ein  unvermehrbares,  un- 
verzinslich angelegtes,  und  keineswegs  unendlich  grofses  Capital. 
Und  die  Menschheit  benimmt  sich  mit  ihrem  Kohlenverbrauoh  wie 
jener  glückliche  Spieler,  der  das  grofse  Loos  gewann  und  nichts  Besseres 
zu  thun  wufste,  als  das  gewonnene  Capital  so  schleunig  als  möglich 
zu  verprassen.  Thatsächlich  vergeuden  wir,  zumal  seit  Erfindung 
der  Dampfmaschine,  das  unersetzliche  Capital  der  Steinkohlen  in  der 
unverantwortlichsten  W'eise.  Wie  lange  werden  wir  damit  reichen? 

Die  Antwort  lässt  sich  auf  Grund  der  genauer  studirten  Ver- 
hältnisse Englands  mit  leidlicher  Sicherheit  geben.  England  gehört 
zu  den  am  reichsten  mit  Kohlensohätzen  gesegneten  Kulturlämlern, 
seine  „schwarzen  Grafschaften“  (Südwales,  Northumberland, 
Durham,  Lancashire  u.  a.)  sind  weltbekannt.  Von  dem  gesamten 
Steinkohlengebiete  Europas,  (es  nimmt  eine  Fläche  beinahe  so  grofs 
wie  Bayern  ein)  kommt  mehr  als  der  dritte  Theil  auf  die  britischen 
Inseln.  Diese  liefern  fast  die  Hälfte  der  gesamten  Kohlenproduktion 
der  Erde,  welche  sich  auf  jährlich  circa  300  Millionen  Tonnen  beläuft. 
Nun  findet  Siemens  auf  Grund  der  Cntersuchungen  der  erwähnten 
englischen  Parlaments-Commission  die  Menge  der  abbautahigen  Kohlen 
Grofsbritanniens  schätzungsweise  gleich  150000  Millionen  Tonnen. 
Davon  wurden  um  1877  jährlich  etwa  132  Millionen  gefördert;  jedoch 
wächst  der  Verbrauch  von  Jahr  zu  Jahr,  und  zwar  nach  dem  Durch- 
schnitt von  20  Jahren  jährlich  um  S'/a  Millionen.  Hieraus  berechnet 
sich,  dafs  die  britischen  Kohlenfelder,  von  heute  an,  etwa  in  250  Jahren 
erschöpft  sein  worden.  Mag  nun  diese  Schätzung  auch  nicht  sehr  zu- 
verlässig sein;  mag  jener  Schreckenstermin  auf  3 oder  400  Jahre 


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366 


hinausgeschoben  werden:  Was  sind  ein  paar  Jahrhunderte  im  Leben 
der  Völker! 

Wir  haben  also  wirklich  mit  der  Thatsache  zu  rechnen,  dafs  die 
Kohlenvorriilhe  Englands,  und  ebenso  diejenigen  ganz  Europas,  in  ab- 
sehbarer Zeit  erschöpft  sein  werden.  Wenn  nun  auch  aufsorcuropäische 
Länder  noch  grofso  Kohlenschätze  besitzen,  so  steht  doch  auch  diesen 
ein  Ende  bevor;  und  es  erhebt  sich  unabweislich  die  Frage:  Was  dann? 

Liegen  die  Verhältnisse  wirklich  so,  dafs  es  gerade  der  jetzt 
lebenden  Generation,  oder  sagen  wir  lieber:  dafs  es  den  Generationen, 
welche  dieses  und  die  nächsten  Jahrhunderte  erfüllen,  beschieden  ist, 
sich  der  höchsten  Bliithcn  der  Kultur  zu  erfreuen;  und  wird  bald  nach 
uns  die  Menschheit  in  Barbarei  zurücksinken?  — Geht  es  an,  dafs 
wir,  leichtsinnig  und  gewissenlos,  das  uns  in  den  Sohoofs  gefallene 
Gut  verprassen  und  denken:  Aprös  nous  le  deluge?  Haben  wir  nicht 
auch  Pflichten  gegen  die  kommenden  Geschlechter  zu  erfüllen? 

Eine  kurze  Beantwortung  der  Frage:  „Was  wir  schon  jetzt  thun 
können,  und  was,  wenige  Generationen  nach  uns,  die  Menschheit  wird 
thun  müssen,  um  Kohlen  zu  sparen  und  wo  möglich  entbehrlich  zu 
machen“  soll  den  Inhalt  des  Folgenden  bilden.  Hierbei  wird  der 
wichtigste  BegriH  der  heutigen  Physik,  nämlich  derjenige  des  Arbeits- 
vermögens oder  der  Energie,  eine  hervorragende  Rolle  spielen. 

II.  Vorbereitung  der  Beantwortung. 

Die  weitaus  gröfste  Kohlenmengo  wird  in  der  Weise  verwerthet, 
dafs  die  durch  ihre  Verbrennung  erzeugte  Wärme  nicht  Selbstzweck 
ist,  sondern  nur  Mittel  zu  einem  anderen  Zweck,  nämlich  zur  Ver- 
dampfung von  Wasser  und  dadurch  schliefslich  zur  Ivcistung  von  Arbeit 
vermittelst  Dampfmaschinen.  Wir  benutzen  also  die  Wärme  um  Arbeit 
zu  leisten;  und  somit  erkennen  wir  in  der  Wärme  eine  der  verschiedenen 
Formen  von  Arbeitsvermögen  oder  Energie,  welche  die  Xatur  uns  dar- 
bietet. Nun  besteht  die  wichtigste  Errungenschaft  der  modernen  Natur- 
forschung  in  der  Erkenntnifs,  dafs  niemals  Arbeit  aus  Nichts 
hervorgehen  kann,  sondern  dafs  zu  einer  jeden  Arbeitsleistung  — 
wie  grofs  oder  klein  sie  auch  sein  mag  — ein  genau  gleich  grofser 
Betrag  von  Arbeitsvorrath  aufgewendet  werden  mufs.  Letzterer  Vor- 
rath ist  dann  also  verbraucht,  verschwunden;  aber  an  seiner  Stelle  ist 
die  Arbeitsleistung  entstanden,  welche  ihrerseits  wieder  einen  gleich 
grofsen  Arbeitsvorrath  darslellt  Wenn  also  Arbeitsvermögen  von 
irgend  einer  Form  neu  auftritt,  so  können  wir  sicher  sein,  dafs  dasselbe 
nicht  aus  dem  Nichts  hervorgegangen  ist,  sondern  dafs  zu  seiner  Ent- 


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367 


stehung  ein  genau  gleicher  Betrag  anderen  Arbeitsvermögens  verbraucht 
worden  ist.  Dies  ist  der  Sinn  des  berühmten  Satzes  von  der  Erhaltung 
der  Energie  oder  des  Arbeitsvermögens.  Er  sagt  aus,  dafs  das  ge- 
samte in  der  Welt  vorhandene  Arbeitsvermögen  eine  ganz 
bestimmte  OröTse  hat  und  durch  keinerlei  Mittel  weder 
vermehrt  noch  vermindert  werden  kann. 

Dieses  wunderbare,  der  mannigfaltigsten  Wandlungen  fähige,  und 
doch  unzerstörbare  und  unerschaffbare,  also  ewige  Wesen,  welches 
wir  „Energie“  nennen,  scheint  schon  üoethe  ahnend  erschaut  zu  haben, 
wenn  er  in  zwei  einander  folgenden  Gedichten  sagt: 

„Ba  soll  sich  regen,  schaffend  handeln. 

Erst  sich  gestalten,  dann  verwandeln, 

Nur  scheinbar  steht's  Momente  still. 

Das  Ewige  regt  sich  fort  in  allen, 

Denn  alles  mufs  zu  nichts  zerfallen. 

Wenn  es  im  Sein  beharren  will." 

Und  unmittelbar  darauf: 

.Kein  Wesen  kann  zu  nichts  zerfallen! 

Das  Ewige  regt  sich  fort  in  allen, 

Ara  Sein  erhalte  Dich  beglückt!  ^ 

Das  Sein  ist  ewig;  denn  Gesetze 
ßowahren  die  lebendigen  Schätze, 

Aus  welchen  sich  das  All  geschmückt.“ 

Kehren  wir  indessen  zu  der  besonderen  Energieform,  die  wir 
Wärme  nennen,  zurück.  Wenn  wir  Wärme  erzeugen,  so  kann  — nach 
obigem  Satze  — diese  Form  von  Arbeitsvermögen  nur  durch  Auf- 
wendung eines  gleich  grofsen  Betrages  von  anderweitigem  Arbeitsver- 
mögen entstanden  sein.  In  welcher  Form  existirte  denn  nun  die  Energie 
der  Wärme,  bevor  die  Kohlen  verbrannt  wurden?  Augenscheinlich  als 
schlummernde  chemische  Energie!  Kohlenstoff  und  Sauerstoff  waren 
getrennt  und  harrten  nur  dos  zündenden  Funkens,  um  sich  chemisch 
zu  vereinigen.  Der  nun  sich  fortspinnende  chemische  Prozefs  der 
Verbrennung  setzte  alsdann  das  schlummernde  chemische  Arbeits- 
vermögen in  die  andere  Form:  „Wärme“  um. 

Wir  können  aber  mit  unserer  Nachforschung  noch  weiter  zurück- 
gehen. Der  Kohlenstoff  war  nicht  von  jeher  als  Steinkohle  vom  Sauer- 
stoff getrennt  und  so  der  Verbrennung  gewärtig.  Steinkohlen  waren  ja 
ehedem  Pflanzen;  diese  nahmen  erst  während  ihres  Wachsthums  Kohlen- 
stoff auf,  der  ursprünglich  in  der  Kohlensäure  der  Luft  und  des  Boden- 
wassers enthalten  war.  Hierzu  war  es  also  nöthig,  die  Kohlensäure  in 
ihre  beiden  Bestandtheile:  Kohlenstoff  und  Sauerstoff  zu  zerreifsen. 

Wer  leistete  denn  nun  diese  Zerrei fsungsarbeit?  Antwort:  Die  Sonnen- 


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w .m 


368 


strahlen!  Denn  nur  unter  Einflufs  der  Bestrahlung’  geht  das  Wachs- 
thum der  Pflanzen,  die  Zorreifsung  der  Kohlensäure,  von  statten.  Eia 
Theil  der  Sonnenstrahlen,  welche  die  Pflanzen  treffen,  kommt  aus  ihnen 
nicht  mehr  heraus,  bleibt  darin,  wird  verschluckt,  verbraucht  zu  jener 
Arbeitsleistung.  Schliefslich  ist  also  die  Sonne  der  Quell  des  Arbeits- 
vermögens der  Steinkohlen.  Die  Steinkohlen  sind,  bildlich  gesprochen, 
au fgespeioherto  Sonnenwärrael  Jene  Wärmemenge,  welche  die 
Sonne  dem  Baume  liefern  mufste,  um  1 kg  Kohlenstoff  aus  der  Kohlen- 
säure zu  befreien  und  in  Gestalt  von  Holzfasern  aufzuspeichern,  kommt 
wieder  zum  Vorschein,  wenn  das  kg  Kohle  verbrannt  wird. 

Aus  diesen  Erörterungen  erkennen  wir,  dafs  die  Frage  nach  einem 
Ersätze  der  Kohlen  sich  zu  der  einfachen  Frage  zuspilzt:  Was  für 
verschiedene  Formen  von  Arbeitsvermögen  bietet  uns  denn 
die  Natur  im  grofsen  dar? 

Die  Antwort  ist  leicht  zu  geben.  Zwei  Energieformen  haben 
wir  bereits  kennen  gelernt,  nämlich  die  unmittelbare  Sonnenstrahlung, 
und  die  in  den  Pflanzen  (z.  B.  in  Holz  und  Torf)  und  in  den  Kohlen 
aufgespeicherte  Sonnenwärmc.  Nach  anderen  verbrennbaren  Stoffen 
als  Kohle  sieht  mau  sich  in  der  Erdfeste  vergebens  um,  denn  alle 
anderen  sie  zusammensetzenden  Massen  sind,  mit  verschwindenden 
Ausnahmen,  bereits  Produkte  früherer  Verbrennungen.  Eine  dritte 
Eu  ergieform  ist  das  Arbeitsvermögen  der  Muskelkraft  von  Menschen 
und  Thieren.  Leicht  läfst  sich  nachweisen,  dafs  auch  diese  Energieform 
ursprünglich  von  der  Soune  stammt.  Zunächst  freilich  rührt  sie  von 
der  Nahrung  her,  deren  Assimilation  unter  Beihilfe  der  Athmung  ein  lang- 
samer Verbrennungsprozefs  ist.  Die  Nahrung  aber  besteht  aus  Pflanzen 
oder  aus  Thieren,  die  sich  schliefslich  .selber  von  Pflanzen  ernährt 
haben.  Und  dafs  die  Pflanzen  nur  durch  Absorption  von  Sonnenstrahlen 
wachsen  können,  wurde  schon  vorher  auseinandergesetzt.  So  ist  die 
Muskelenergie  nur  umgewaudelte  Sonnenenergie. 

Eine  vierte  hochwichtige  Form  verfügbaren  Arbeitsvermögens 
ist  die  Energie  der  Lage,  welche  wir  z.  B.  in  gehobenem  Wasser 
besitzen,  das  durch  sein  Herabsinken  in  den  Radkästen  eines  ober- 
schlüchtigen  Mühlrades  odervermittelst  einer  Turbine  Arbeit  leisten  kann 

Schliefslich  fünfstens  ist  eine  weitverbreitete  Form  des  Arbeits- 
vermögens jenes,  welches  bewegten  Massen  (z.  B.  Wasser-  oder  Luft- 
massen) innowohnt:  die  sogenannte  Energie  der  Bewegung.  Denn 
der  Stofs  und  Druck  dieser  Massen  vermag  das  unterschlächtige  Kad 
der  Wassermühlen  und  die  Flügel  der  Windmühlen  in  Umdrehung  zu 
versetzen. 


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36ü 


Die  beiden  letztgenannnten  Energieformen:  gehobenes  Wasser  und 
stofsende  Massen  von  Wasser  oder  Luft,  sind  nun  keineswegs  ursprüng- 
lich auf  der  Erde  heimisch,  sondern  sie  sind  aus  anderer  Form  hervor- 
gegangen.  Wer  hob  das  Wasser  auf  die  Berge,  so  dafs  es  durch  sein 
Herabsinken  oder  durch  seine  Stofswirkung  zur  Arbeitsleistung  befähigt 
wurde?  Die  Sonnenstrahlung!  Diese  ist  es,  welche  das  Meerwasser 
verdunsten  läfst  und  dabei  selber  verschluckt,  verbraucht  wird,  wie  die 
Verdunstungskälte  lehrt.  Die  leichten  Wasserdünste  verdichten  sich 
beim  Aufsteigen  wieder  zu  Tröpfchen  und  fallen  als  Regen  aufs  Gebirge, 
wo  sie  den  Quellen  den  Ursprung  geben.  Nicht  minder  verdankt  der 
Wind  seine  Entstehung  den  Sonnenstrahlen;  denn  die  ungleiche  Er- 
wärmung verschiedener  Luftmassen  macht  letztere  ungleich  schwer  und 
veranlafst  so  die  Ausgleichsbewegung  der  Winde. 

Diese  Musterung  der  verschiedenen  Arten  von  Arbeitsvermögen 
hat  uns  w'ieder  und  immer  wieder  zur  Sonne  als  dem  eigentlichen 
Urquell  der  zu  unserer  Verfügung  stehenden  Energie  geführt.  Und 
so  verehren  wir,  wie  schon  unsere  Ahnen  vor  Jahrtausenden,  das  herr- 
liche Tagesgestirn  als  Spenderin  von  Licht  und  Wärme  und  als  Er- 
wockerin  fröhlichen  Lebens.  Und  unsere  tiefere  und  geläuterte  Einsicht 
lehrt  uns  weiter,  die  Sonne  überhaupt  als  den  Urgrund  der  Bewegungen 
und  Veränderungen  auf  Erden,  als  den  Hauptquell  aller  irdischen  Energie 
zu  bewundern.  So  ist  der  jetzige  Naturforscher  gewissermafsen  ein 
moderner  Parse  oder  Anbeter  der  Sonne. 

,Die  Sonne  tönt  nach  alter  Weise 
In  Brudersphären  Wettgesang, 

Und  ihre  vorgeschriebne  Reise 
Vollendet  sie  mit  Donnergang. 

Ihr  Anblick  giebt  den  Engeln  Stärke, 

Wenn  keiner  sie  ergründen  mag. 

Die  unbegreiflich  hohen  Werke 
Sind  herrlich  wie  am  ersten  Tag.“ 

Dieser  Sonnenkultus  währt  aber  freilich  nur  so  lange,  als  sich 
der  Forscher  schon  hier  beruhigt  und  nicht  die  noch  tiefer  eindringende 
Frage  stellt:  von  wo  denn  der  Sonne  selber  dieser  unermefsliche  Vorrath 
von  Energie  geworden  ist,  den  sie  nun  schon  seit  Millionen  von  Jahren 
in  den  Weltraum  hinausslrahlt?  Doch  auf  diese  Frage  will  ich  hier  nicht 
eingehen.  Ihre  Beantwortung  ist  auf  Grund  der  K ant-Laplaceschen 
Theorie  von  der  Entstehung  unseres  Planetensystems  auf  thwas  ver- 
schiedenen Wegen  durch  J u 1.  Kob.  Mayer  und  durch  H.  v.  Helmholtz 
in  Angriff  genommen  worden. 

J.  R.  Mayer  ist  es  auch,  der  wohl  zuerst  darauf  hingewiesen 

und  Itrde.  11.  a 


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370 


hat,  dafs  es  für  die  Erde  doch  noch  eine,  vorher  von  mir  über- 
gangene Energiequelle  giebt,  die  nicht  in  erster  Linie  auf  die  Sonne 
zurückzuführen  ist:  die  Ebbe  und  Fluth.  Da  dieselbe  enorme 
Wassennassen  in  Bewegung  setzt,  so  stellt  sie  in  der  That  einen  unge- 
heuren Fonds  von  Energie  dar.  Ihre  Entstehung  beruht  aber  bekanntlich 
in  erster  Linie  auf  der  Massenanziehung  zwischen  Erde  und  Mond, 
während  die  Mitwirkung  der  Sonne  hier  erst  in  zweiter  Reihe  steht. 

III.  Beantwortung  der  Frage. 

Nach  diesen  Vorbereitungen  sind  wir  gerüstet,  die  Beantwortung 
der  heutigen  Hauptfrage;  „Was  dann,  wenn  die  Kohlen  rar  ge- 
worden sind?“  auf  wissenschaftlicher  Grundlage  zu  versuchen.  Die 
vorhergehenden  Erörterungen  lassen  erkennen,  dafs  das  einzige  Mittel, 
einen  Ersatz  für  die  Kohlen  zu  schaffen,  nur  darin  bestehen  kanu, 
die  anderen  von  der  Natur  dargebotenen  Energieformen  ausgiebiger 
als  bisher  auszunutzen.  Hierbei  wird  es  gewifs  nicht  ausführbar  sein, 
die  Muskelkraft  von  Mensch  und  Thier  wesentlich  stärker  als  bisher 
heranzuziehen.  Und  auch  das  pflanzliche  Brennmaterial  wird  sich 
schwerlich  sehr  vermehren  lassen,  weil  bei  zunehmender  Bevölkerung 
immer  gröfsere  Flächen  Landes  zur  Erzeugung  von  Nahrungsmitteln 
werden  dienen  müssen.  Also  bleiben  im  wesentlichen  nur  drei  Energie- 
formen übrig,  die,  je  eher  je  besser,  in  ausgiebigerem  Mafse  als  bisher 
zur  Leistung  von  Nutzarbeit  heranzuziehen  sind: 

Das  ist  erstens  die  dem  Wasser  innewohnende  Energie  der 
Lage  und  Energie  der  Bew'ogung,  mag  das  Wasser  nun  durch 
die  Sonne  emporgehoben  sein,  oder  mag  es  dem  Spiel  der  (iczeiten 
sein  Arbeitsvermögen  verdanken. 

Sodann  die  Energie  der  bewegten  Luft. 

Und  endlich  die  Energie  der  unmittelbaren  Sonnen- 
strahlung. 

Während  die  erste  dieser  Energieformen  schon  seit  alter  Zeit 
zum  dauernden  Maschinenbetrieb,  nämlich  zur  Bewegung  von  Mühl- 
rädern benutzt  wird,  so  dafs  ihre  Verwerthung  nur  weiterer 
kommnung  und  Ausbreitung  bedarf,  so  erfordert  die  Nutzbarmaeshung 
der  anderen  beiden  Energfieforraen  unstreitig  noch  grofse  Geistesaxbeit; 
denn  die  Energie  des  Windes  wird  bisher  nur  äufserst  mang«lhaf^ 
verwerthel,  imd  diejenige  der  direkten  Sonnenstrahlung  noch  so  gtt* 
wie  gar  nicht  Auch  eignen  sich  die  lelzeren  beiden  Formen  ^^’esren 
ihres  unterbrochenen  Auftretens  (wenn  der  Wind  sich  legt,  wenn 
Sonne  sich  verhüllt)  nicht  sowohl  zum  unmittelbaren  dauernden  Be* 


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371 


triebe,  als  vielmehr  zur  Aufspeicherung  von  Arbeitsvorriithen  in 
geeigneter  Form.  Zu  solchem  Beginnen  sind  aber  kaum  die  ersten 
tastenden  Versuche  gemacht. 

Wie  wird  sich  denn  nun  unser  Kulturleben  gestalten,  wenn  die 
meisten  Maschinen  nicht  mehr  durch  Dampf,  sondern  durch  Wasser- 
kraft betrieben  werden  sollen?  Das  bequemst  verwerthbare  Arbeits- 
vermögen wohnt  dem  Wasser  da  inne,  wo  es  auf  kurze  Strecken  hin 
beträchtliche  Höhenunterschiede  besitzt;  denn  dort  kann  man  es  ent- 
weder langsam  tief  horabsinken  lassen,  oder  man  kann  cs  durch  sein 
OefiUle  grofse  Geschwindigkeit  erlangen  lassen.  Es  ist  klar,  dafs  sich 
diese  Bedingung  am  vollkommensten  in  den  Gebirgen  oder  in  deren 
Nähe  erfüllt  findet,  wo  das  Wasser  in  schäumenden  Kaskaden  her- 
nieder rauscht,  dem  Naturfreunde  zum  Hochgenufs,  aber  ohne  Nutzen 
für  die  übrige  Menschheit.  Unsere  Nachkommen  werden  sich  daran 
gewöhnen  müssen,  auf  diese  Naturschönheiten  mehr  und  mehr  zu 
verzichten,  denn  immer  mehr  wird  man  die  Wasserfälle  zur  Frohn- 
arbeit  anhalten.  Aufgestaut  in  Sammolteichen  werden  die  Wässer  der 
bald  reichlich,  bald  spärlicher  lliefsenden  Bäche  zum  regelmässigen 
Maschinenbetrieb  vermittelst  Turbinen  gezwungen  werden.  Infolge 
hiervon  wird  sich  allmählich  eine  Verschiebung  der  grofsen  Menschen- 
ansiedlungen  zur  Nachbarschaft  der  Gebirge  hin  vollziehen.  — Aber 
nicht  allein  zum  Gebirge  hin.  Nein,  auch  zu  den  Küsten  der  grofsen 
Meere,  wo  in  dem  regelmäfsigen  Wechsel  von  Ebbe  und  Fluth  die 
Wasser  fallen  und  steigen!  Hier  bedarf  es  nämlich  nur  eines  Paares 
grofser  Sammelbecken,  um  beliebige  .\rbeitsgröfsen  zu  gewinnen. 
Wenn  da.s  eine  Becken  nur  zur  Zeit  der  Fluthhöhe  mit  dem  Meere 
in  Verbindung  gesetzt  wird,  das  andere  nur  zur  Zeit  der  tiefen  Ebbe, 
so  wird  das  Wasser  des  ersteren  stets  auf  hohem,  das  des  letzteren 
stets  auf  tiefem  Niveau  erhalten;  dadurch  ist  ein  stetiges  Herabfliefsen 
in  Mühlkanälen  aus  dem  einen  in’s  andere,  und  somit  beliebige  Ar- 
beitsleistung ermöglicht. 

Während  diese  Verwerthung  der  Ebbe  und  Fluth,  obgleich  schon 
ziemlich  früh  ersonnen,  bisher  nicht  in  nennenswerthera  Mafse  in  die 
Praxis  eingeführt  wurde,  nimmt  die  Knechtung  der  strömenden  Ge- 
wässer vor  unseren  Augen  immer  mehr  zu.  In  Schatfhausen  ist  schon 
vor  längeren  Jahren  eine  grofse  Anlage  geschaffen  worden,  um  einen 
winzigen  Bruchthoil  des  im  Rheinfall  dargobotenen  Arbeitsvermögens 
den  Stadtbewohnern  dienstbar  zu  machen.  Die  der  Wasserkraft  ent- 
stammende Bewegung  wird  durch  lange  Dralitseiltransmissionen  nach 
den  verschiedensten  Stellen  der  Stadt  übertragen  und  zu  den  mannig- 

25* 


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372 


faltif!;sten  Arbeitsleistungen  verwcrthet.  Wie  man  anderwärts  Leucht- 
gas und  Wasser  zugoleitet  erhält  und  nach  Mafsgabe  des  Verbrauchs 
bezahlt,  so  wird  dort  Arbeitsvermögen  nach  Bedarf  zugeführt,  und  für 
die  Anzahl  der  verbrauchten  Pferdestärken  wird  Zahlung  geleistet 
Aehnlicho  Einrichtungen  sind  auch  in  Freiburg  in  der  Schweiz  aus- 
gefuhrt,  und  neuerdings  auch  für  Rheinfelden  bei  Basel  geplant,  aber 
hier  mit  einer  Abänderung,  von  der  nachher  noch  zu  reden  sein  wird. 
Der  Consument  von  Energie  bezieht  letztere  auf  diese  Art  bequemer 
und  billiger,  als  wenn  er  Dampfmaschinen  oder  Gasmotoren  hätte  an- 
schaffen  und  dauernd  speisen  müssen.  Es  ist  sicher,  dafs  viele  Städte 
diesen  Beispielen  folgen  werden.  In  manchen  Gebirgsgegenden  findet 
man  ferner  schon  jetzt  isolirte  Fabriken  durch  Wasserkraft  elektrisch 
beleuchtet;  der  benachbarte  Bach  hat  die  erforderliche  Energie  liefern 
müssen,  um  dynamoelektrische  Maschinen  zu  treiben.  Dadurch,  dafs 
Drahtspulen  zwischen  Magnetpolen  schnell  gedreht  werden,  entsteht 
in  ersteren  auf  räthselhafte  Weise  der  elektrische  Induktions-Strom, 
welcher  nun  die  Bogenlampen  entflammt  und  die  Glühlampen  zum 
Leuchten  bringt. 

Während  man  also  früher  nur  Kohlen  und  aus  ihnen  bereitetes 
Leuchtgas  und  ausserdem  Petroleum,  zur  Lichterzeugung  zu  benutzen 
wufsto,  so  wird  hier  die  Energie  gehobenen  Wassers  zunächst  in  die 
Uebergangsform  des  elektrischen  Stromes  und  letztere  erst  in 
Wärme  und  Licht  urogesetzL  Sogar  zur  Heizung  beginnt  man 
bereits  jene  Wärme  heranzuziehen,  die  der  elektrische  Strom  im 
durchflossenen  Draht  hervorruft.  Wenn  man  also  den  Strom  in  der 
beschriebenen  Art  durch  Dynamo-Maschinen  erzeugt  hat,  die  mittelst 
Wasserkraft  getrieben  werden,  so  hat  man  die  dem  W'asser  (vermöge 
seiner  Lage  oder  seiner  Bewegung)  innewohnende  Energie  in  die 
andere  Energieform:  „Wärme“  umgesetzt 

Wenn  es  auch  keinem  Zweifel  unterliegt,  dafs  Oebirgsländer 
und  .Meeresküsten  infolge  der  dort  billig  zu  habenden  Arbeitsvorräthe 
von  den  Menschen  der  Zukunft  vorzugsweise  als  Wohnstätten  auscr- 
wählt  werden  müssen,  so  würde  die  Anhäufung  von  Menschen  da- 
selbst doch  bald  zu  dicht  werden,  wenn  es  nicht  gelänge,  die  dort 
vorhandene  Energie  auch  auf  gröfscre  Entfernungen  ins  Land  hinein 
fortzuleiten.  Drahtsciltransmissionen  wie  in  Schaflhause’n  sind  freilich 
für  meilenweite  Arbeitsübertragung  ungeeignet.  Aber  es  bieten  sich 
zwei  andere  Möglichkeiten  dar:  Die  Uebertragung  des  Druckes 
von  Wasser  oder  komprimirter  Luft  in  weiten  festwandigen 
Köhren;  und  die  elektrische  Arbeitsübertragung.  Beide 


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«cheinen  weiterer  Ausbildung  fähig  zu  sein,  vor  allem  wohl  die  letztere, 
von  deren  Leistungsfähigkeit  bereits  vielversprechende  Proben  vor- 
liegen. Der  Vorgang  ist  recht  einfach;  Durch  Wasserkraft  wird  eine 
Dynamo-Maschine  getrieben  und  liefert  elektrischen  Strom.  Dieser 
wird  nun  durch  dicke  Metalldrähte,  die  ihm  wenig  Widerstand  bieten, 
zu  einer  zweiten,  meilenweit  entfernten  Dynamo-Maschine  geleitet, 
welche  sich  in  demselben  Augenblick,  als  der  Strom  sie  durchfliefst, 
zu  drehen  anfangt.  Vermittelst  des  elektrischen  Stromes  ist  also  an 
jener  entfernten  Stelle,  wo  von  Natur  gar  kein  Arbeitsvermögen  zur 
Verfügung  stand,  die  Maschine  in  Umdrehung  versetzt  und  vermag 
nun  Nutzarbeit  irgend  welcher  Art  zu  leisten,  ln  solcher  Art  will 
man  von  Rhoinfelden  aus  die  Energie  des  strömenden  Rheins  ver- 
wenden. In  solcher  Art  vollzieht  sich  auch  der  Betrieb  elektrischer 
Eisenbahnen,  auf  denen  ohne  Schnaufen  und  Blasen  und  ohne  lästigen 
Rauch  die  Wagen  wie  von  Geisterhand  getrieben  dahineilen. 

Sowie  einerseits  der  elektrische  Bahnbetrieb  bestimmt  zu  sein 
scheint,  mancher  Orten  den  gewöhnlichen  Bahnbetrieb  zu  ersetzen,  so 
wird  letzterer  andererseits  wohl  vielfach  der  Canalschiffahrt  weichen 
müssen,  welche  in  weit  billigerer  Weise,  zum  Theil  durch  thierische 
Arbeitskräfte,  solche  Güter  befördert,  bei  denen  es  nicht  auf  gröfsere 
Transportgeschwindigkeit  ankommt. 

Wir  sehen  also  die  Kulturländer  der  Zukunft  besonders  in  der 
Nähe  der  Gebirge  und  der  Meeresküsten  mit  grofsen  Städten  besetzt, 
wir  sehen  sie  von  zahlreichen  Wasserstrafsen  durchschnitten,  von 
Trausraissionskabeln  nach  allen  Richtungen  hin  durchkreuzt,  und  von 
elektrischen  Bahnzügen  mehr  als  von  den  altmodischen  Dampfwagen 
durcheilt.  Während  dieses  Zukunftsbild  in  engem  Anschlufs  au  schon 
vorhandene  Einrichtungen  skizzirt  ist  und  daher  einigen  Anspruch 
hat,  für  zutreffend  zu  gelten,  erhält  man  ein  weit  verschwommeneres  und 
phantastischeres  Bild,  wenn  man  sich  auszumalen  versucht,  auf  welche 
.\rt  die  beiden  anderen  der  vorher  erwähnten  Energieformen  im 
Grofsen  für  die  Menschheit  dienstbar  gemacht  werden  könnten. 

Das  .Arbeitsvermögen  bewegter  Luft  wird  allerdings  schon 
gegenwärtig  hier  und  ila  verwerthet.  In  den  weiten  Niederungen 
Norddeutschlands  und  Hollands  bemerkt  der  Reisende  nicht  selten  die 
charakteristische  Erscheinung  der  Windmühlen,  deren  Flügel  stets  dom 
augenblicklichen  Winde  zugewendet  wortien  können.  Ein  gleich mäfsiger 
unausgesetzter  Maschinenbetrieb  ist  hier  natürlich  ausgeschlossen. 
Aber  die  unregelmäfsig  dargebotene  Energie  des  Windes  läfst  sich 
aufspeichern.  Das  geschieht  schon  jetzt  stellenweise  durch  die  so- 


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374 


genannten  Windmotoren.  Eine  Windmühle  treibt  ein  Pumpwerk, 
welches  aus  einem  Brunnen,  Teich  oder  Flufs  das  Wasser  in  ein 
höheres  Becken  hinaufhebt,  von  wo  man  es  dann  herabflietsen  und 
Wasserräder  treiben  lassen  kann. 

Es  giebt  aber  noch  eine  ganz  andere  Art  der  Energieaufspeicherung, 
nämlich  vermittelst  des  elektrischen  Stromes.  Und  da  diese  viel  be- 
sprochen worden  ist  und  wohl  auch  eine  grofse  Zukunft  hat,  so  sei 
sie  hier  noch  auseinander  gesetzt.  Wir  denken  uns  einen  elektrischen 
Strom  gegeben,  welcher  eine  aus  zwei  schwammig  lockeren  Bleiplatten 
und  verdünnter  Schwefelsäure  bestehende  Zelle  durchfliefst.  Unter  seiner 
Wirkung  verändern  sich  beide  Platten  so,  dafs  sie  sich  wde  zwei  ganz 
verschiedene  Metalle  verhalten.  Xun  weifs  man  aber,  dafs  beim  Ein- 
tauchen von  zwei  verschiedenen  Metallen  in  eine  Säure,  und  bei  Ver- 
bindung beider  Platten  durch  einen  Schliefsungsdraht,  ein  elektrischer 
Strom  zu  kreisen  beginnt.  Dasselbe  mufs  also  auch  eintreten.  wenn 
man  die  in  obiger  Art  veränderten  beiden  Bleiplatten  in  verdünnte 
Schwefelsäure  taucht  Diese  Vorrichtung  nennt  man  einen  Akkumu- 
lator. Der  Akkumulator  ist  also  nichts  anderes  als  eine  galvanische 
Batterie,  die  bereit  ist,  eine  gewisse  Zeit  lang  einen  elektrischen  Strom 
zu  liefern.  Die  Energieform  des  Stromes  aber  ist,  wie  wir  wissen, 
proteusartiger  Veriindeningen  fähig,  indem  sie  aufs  leichteste  in  Wärme 
oder  Licht  oder  Bewegung  (vermittelst  Dynamomaschinen)  uragesetzt 
werden  kann.  — Man  benutze  also  Windmühlen,  um  Dynamomaschinen 
zu  treiben,  und  verwertho  den  elektrischen  Strom  zur  Formirung  von 
.Akkumulatoren!  Dann  hat  man  Energie  aufgespeichert,  jeder  Zeit  bereit, 
sich  in  andere  gerade  gewünschte  Formen  zu  verwandeln.  Es  scheint, 
als  müsse  es  gelingen,  auf  diesem,  freilich  der  Vervollkommnung  noch 
sehr  bedürftigen  Wege,  im  Laufe  der  Zeit  gute  Erfolge  zu  erzielen. 

Und  nun  betrachten  wir  noch  kurz  die  letzte  Zuflucht;  .,direkte 
Verwerthungder  uns  zugestrahlton  Sonnen energie.“  In  solchen 
(legenden,  welche  sich  längere  Zeit  hindurch  ungetrübten  Sonnenscheins 
erfreuen,  mag  vielleicht  Mouchots  Röcepteur  solaire,  der  1878  in  der 
algierschen  Abtheilung  der  Pariser  Weltausstellung  zu  sehen  war, 
nützliche  Verwendung  finden.  Ein  Hohlspiegel  aus  glänzend  polirtem 
Metall  hat  die  Form  eines  innen  spiegelnden  Kegels,  dessen  Oeffnung 
genau  einen  rechten  Winkel  beträgt.  Stellt  man  diesen  Kegelspiegel 
so  auf,  dafs  seine  .Axo  zur  Sonne  hinzielt,  so  werden  die  Strahlen  von 
der  Metallflache  sämtlich  zur  .Axe  hin  reflektirt,  und  ein  hier  befindliches 
cylindrisches  Gefafs  voll  Wasser  erhitzt  sich  bald  so,  dafs  das  Wasser 
kocht.  Es  ist  klar,  dafs  auf  solche  Weise  die  Sonnenstralilen  einge- 


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fanjfen  und  den  Menschen  dienstbar  gemacht  worden  können,  zumal 
wenn  jener  Apparat  noch  durch  ein  Uhrwerk  getrieben  wird,  um  der 
Sonne  auf  ihrem  Tageslauf  zu  folgen.  Aber  doch  erscheint  diese  Vor- 
richtung nur  wie  der  erste  Keim  eines  Gedankens,  der  noch  reicherer 
Kntwickelung  fähig  ist. 

Auf  solcher  oder  ähnlicher  Grundlage  liefse  sich  aber  vielleicht 
auch  in  unseren  Breiten  mit  ihrem  so  häufig  unterbrochenen  Sonnen- 
schein eine  Aufspeicherung  der  Sonnenenergie  erzielen,  eine  unvoll- 
kommene Xachahmung  jener  Aufspeicherung,  w'elche  die  gütige  Natur 
selber  in  der  Bildung  der  Gewächse  und  der  Kohlen  und  in  den  un- 
abläfsig  emporgehobenen  Wasserdünsten  besorgt.  Hierzu  müfste  eine 
Thermosäulo  Verwendung  finden.  Viele  Streifen  von  nur  zwei  ver- 
schiedenen Metallen  sind  abwechselnd  zu  einem  Zickzackbande  anein- 
ander gereiht  und  an  den  Berührungsstellen  verlöthet.  Wenn  man  die 
beiden  Enden  des  Bandes  durch  einen  Draht  verbindet  und  die  eine 
Zackenart  erwärmt,  so  beginnt  ein  elektrischer  Strom  zu  kreisen.  Es 
erscheint  nun  nicht  undenkbar,  dafs  man  durch  konzentrirte  Sonnen- 
strahlen solche  Thermoströme  hervorruft  und  letztere  zur  Formirung 
von  Akkumulatoren  benutzt.  Auf  diese  Weise  wäre  die  unregelmäfsig 
uns  zugestrahlte  Energie  iler  Sonne  dingfest  gemacht,  nämlich  in 
schlummernde  chemisch-elektrische  Energie  verwandelt 

Vielleicht  könnte  man  sogar  daran  denken,  die  Sonnenwärme  zur 
Destillation  zu  benutzen,  indem  man  sie  unmittelbar  oder  nach  gehöriger 
Koncentration  auf  eine  gröfsere  Wassermengo  wirken  läfst.  Die  auf- 
steigenden  Dämpfe  müfsten  dann  in  einem  höheren  Bassin  zur  Konden- 
sation gebracht  werden,  damit  man  clurch  herabsinkendes  Wasser 
gewünschte  Arbeiten  leisten  lassen  könnte.  In  ähnlicher  Weise  wird 
schon  jetzt  in  einer  nur  mit  Salzwasser  versehenen  Gegend  die  Sonnen- 
wärme benutzt,  um,  durch  Glasdächer  auf  das  Salzwasser  scheinend, 
Verdampfung  zu  bewirken.  Der  reine  Wasserdampf  schlägt  sich  dann 
Nachts  in  Tropfen  an  den  durch  Ausstrahlung  abgekühlten  Glasscheiben 
nieder  und  gelangt,  an  ihnen  entlang  Iliefsend,  in  Auffanggefäfse,  um 
nun  den  Menschen  als  Süfswassertrunk  dienen  zu  können,  denn  die 
Salztheile  sind  ja  nicht  mit  verdunstet. 

Doch  die  letzteren  Betrachtungen  und  Vorschläge  sind  bereits 
bedenklich  pluinlastisch,  und,  wenn  überhaupt,  so  doch  wohl  in  sehr 
anderer  Gestalt  und  erst  in  ferner  Zukunft  realisirbar. 

IV.  Schlussbetrachtungen. 

Ich  eile  zum  Schlufs!  In  den  anfänglichen  Erörterungen  über  die 
vorhandenen  Kohlenvorräthe  ist  nur  von  Europa  die  Hede  gewesen; 


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nur  hier  ist  der  Vorrath  in  absehbarer  Zeit  erschöpfL  Viel  reichlicher 
scheinen  andere  Länder  mit  diesen  Schätzen  gesegnet  zu  sein.  Die 
nordamerikanischen  Kohlenfelder  haben  reichlich  eine  fünfmal  so  grofse 
Ausdehnung  als  die  europäischen;  ebenso  die  chinesischen.  Die  austra- 
lischen sollen  denen  Europas  gleichkoinnien.  Nun  ist  es  gewifs,  dafs 
für  manche  Zwecke  die  Kohlen  bei  weiten  die  bequemste  Energieform 
sind  und  bleiben  werden;  z.  B.  für  die  Verhüttung  von  Erzen,  (für 
welche  gegenwärtig  etwa  ein  Drittheil  aller  englischen  Kohlen  dient), 
für  Eisenbahnen  u.  s.  f.  Wenn  also  die  Heranziehung  der  anderen 
Energieformen,  wie  geschildert,  nicht  rechtzeitig  und  in  ausgiebigster 
Weise  gelingt,  so  sind  wir  für  viele  Zwecke  auf  den  käuflichen  Erwerb 
der  Kohlen  von  den  damit  versehenen  Ländern  angewiesen.  Und  dann 
ist  die  Befürchtung  gewifs  gerechtfertigt,  dafs  die  mit  jenen  „schwarzen 
Diamanten“  begabten  Länder  infolge  dieses  Besitzes  das  arme  Europa 
überflügeln.  Auf  theure  Bezahlung  der  von  auswärts  bezogenen  Kohlen 
angewiesen,  bleiben  wür  schwerlich  konkurrenzfähig  mit  jenen  bevor- 
zugten lündem.  Was  wird  dann  die  Folge  sein?  Eine  Verschiebung 
der  Kultur  von  Europa  weg  nach  den  Kohlenländern;  viel- 
leicht eine  Völkerwanderung  dahin,  in  Begleitung  von  Kriegen  zur 
Erkiimpfung  jener  Schätze  oder  der  Länder,  die  sie  borgen. 

Vielleicht  gelingt  es  indessen,  bei  zunehmender  Gesittung  der 
Menschheit,  noch  lange  vor  solchen  wilden  Ereignissen  die  Kohlen- 
gewinnung überall  wesentlich  zu  beschränken  und  schon  sehr  balfl  die 
anderen  Formen  des  Arbeitsvermögens  an  Stelle  der  Kohlen  eintreten 
zu  lassen.  Wenn  die  ganze  Menschheit  davon  durchdrungen  sein  wird, 
dafs  die  Kohlen  ein  unersetzliches  Kapital  sind,  dessen  sparsamste  Ver- 
wendung nicht  für  ein  einzelnes  Volk,  sondern  für  die  ganze  Menschheit 
eine  Lebensfrage  ist,  so  kommt  vielleicht  eine  internationale  Vereinigung 
in  betreff  des  Kohlenverbrauchs  zu  stände,  ähnlich  wie  es  schon  jetzt 
einen  Weltpostverein  giebt,  und  es  wird  die  Kohlengewinnung  und 
Verwerlhung  unter  internationale  Aufsicht  gestellt. 

Doch  wohin  irre  ich  ab?  In  welche  historischen  Zukunftsfenien 
verliere  ich  mich?  Vielleicht  vollziehen  sich  die  Ereignisse  in  ungeahnt 
anderer  Weise,  als  wir  es  kurzsichtig  jetzt  schon  vorauszusehen  ver- 
mögen. Eins  aber  dürften  die  angestellten  Betrachtungen  wohl  unwider- 
leglich lehren,  nämlich  dafs,  trotz  tausendfältiger  Triumphe  des  Menschen- 
geistes bei  der  Dienstbannachung  der  N’aturkräfle,  der  sogenannte  ..Herr 
der  .Schöpfung“  sich  doch  sohliefslich  in  vollständigster  -Abhängigkeit 
befindet  von  den  natürlichen  irdischen  Bedingungen,  die  seinem  ge- 
samten Streben  unübersteigliche  Schranken  setzen. 


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Die  deutsche  Plankton-Expedition. 

Von  Admiralitätärath  Rottok  in  Berlio. 

c^^hne  Zweifel  von  hervorragender  Bedeutung  für  die  Erforschung 
der  Meere  und  speziell  dor  biologischen  Verhältnisse  derselben 
ist  die  im  letzten  Jahre  von  deutschen  Gelehrten  ausgerührte, 
ihres  eigenartigen  Charakters  und  Zweckes  weges  unter  dem  Namen 
„Plankton-Expedition“  bekannte  Forschungsreise  gewesen.  Mit  Plank- 
ton bezeichnete  Professor  Hensen,  der  Leiter  der  Expedition,  die  un- 
endliche Menge  kleiner  Thiere  und  Pflanzen,  welche  willenlos  im 
Meere  umhergetrieben  werden.  Nachdem  derselbe  in  den  letzten 
Jahren  in  der  Ost-  und  Nordsee  mittelst  eines  neuen  von  ihm  ersonnenen 
Verfahrens  erfolg-  und  lehrreiche  und  im  höchsten  Grade  interessante 
Untersuchungen  über  diese  kleinen  Organismen  angestellt  hatte,  wollte 
er  dieselben  auch  auf  den  offenen  Ocean  ausdehnen.  Durch  die  Gnade 
Sr.  Majestät  des  Kaisers  und  die  Unterstützung  der  Königlichen  Aka- 
demie der  Wissenschaften  gelang  es,  die  Mittel  zu  einer  3-  bis 
4-monatlichen  Expedition  zu  dem  beregicn  Zweck  auf  dem  Atlantischen 
Ocean  zusammenzubringen.  Aufser  Professor  Ilensenals  Leiter  nah- 
men noch  an  der  Expedition  thoil  die  Zoologen  Professor  Brandt  und 
Dr.  Dahl,  der  Botaniker  Dr.  Schütt,  Professor  Fischer  als  Arzt,  der 
gleichzeitig  die  Untersuchung  der  allerkleinsten  Formen  des  Planktons 
der  Meeresbacillen  übernahm,  für  die  physisch-oceanograpbischen  For- 
schungen Professor  Krümmel,  sämmtlich  von  der  Universität  zu  Kiel, 
und  schhefslich  noch  Marinemaler  R.  Esch  ke.  Nachdem  ein  geeigueter 
Dampfer  mittlerer  Gröfse,  der  „National“,  gemiethet,  mit  den  nöthigen 
Einrichtungen  versehen  und  mit  Apparaten  und  Instrumenten  ausgerüstet 
war,  was  durch  die  bereitwillige  Unterstützung  des  Reichs-Mariue- 
Amts  w-esentlich  erleichtert  wurde,  verliefs  die  Expedition  unter 
Geleit  des  Herrn  Kultusministers  und  Oberpräsidenten  der  Provinz 
Schleswig-Holstein  am  15.  Juli  Morgens  den  Hafen  von  Kiel,  um  nach 


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1 1 5 - täffigor  Falirt  am  7.  Xovember  wohlbehalten  und  mit  den  ge- 
wonnenen Resultaten  zufrieden  dortselbst  wieder  zuriickzukehren. 

Genaueres  über  die  Ergebnisse  der  Expedition  darf  in  kurzem 
nicht  erwartet  werden,  da  die  aufserordentlich  mühevolle  Bearbeitung 
des  biologischen  Materials  lange  Zeit  in  Anspruch  nehmen  wird;  einen 
allgemeinen  L’eberblick  über  die  Expedition  haben  wir  jedoch  jetzt 
schon  den  Herren  Krümmel  und  Brandt  zu  verdanken,  welche  in 
der  Dezembersitzung  der  Berliner  Gesellschaft  für  Erdkunde  Bericht 
erstatteten,  indem  ersterer  den  allgemeinen  Verlauf  der  Reise  schilderte 
und  Professor  Brandt  die  biologischen  Forschungen  beleuchtete. 

Wenn  in  erster  Linie  die  Aufgabe  der  Expedition  in  der  Er- 
forschung des  Planktons  bestand,  so  mufston  doch  auch  um  die  äufseren 
Lebensbedingungen  desselben  fostzustellen,  die  physikalischen  Eigen- 
schaften des  Meeres  mit  in  den  Bereich  der  Untersuchungen  gezogen 
w’ordeu;  Lolhungen,  Temperaturmessungen,  Bestimmung  des  Salzge- 
haltes, der  Durchsichtigkeit  und  Farbe  des  Wassers  und  der  Meeres- 
strömungen, verbunden  mit  regelmäfsigen  meteorologischen  Beobach- 
tungen bildeten  einen  wesentlichen  Bestandtheil  der  Arbeiten, 

Für  die  Tieflolhungen  w'ar  vom  Reichs-Marincamt  eine  Sigsbeesche 
I,.othmaschine  zur  Verfügung  gestellt,  für  die  Temperaturmessungen 
8 Umkehrthermometer;  zur  Feststellung  des  Salzgehaltes  war  von 
Professor  Abbe  in  Jena  ein  besonderes  Refraktometer  konstruirt  und 
der  Expedition  mitgegoben,  welches  den  Salzgehalt  des  Wassers  mittelst 
des  Brechungsexponenten  zu  bestimmen  gestattete;  aufser  diesem  dienten 
die  gewöhnlichen  Instrumente,  Ariiometer  und  die  chemischen  Apparate 
zur  Bestimmung  des  Chlorgehaltes,  diesem  Zwecke.  Die  Farbe  des 
Wassers  wurde  bestimmt  nach  einer  von  Professor  Forel  aufgestellten 
Farbenskalo;  die  Durchsichtigkeit  des  Wassers  wurde  durch  eine  in 
die  Tiefe  versenkte  woifso  Segeltuchscheibo  festgestollt. 

Die  ersten  Tage  der  Reise  in  der  Ost-  und  Nordsee  dienten  zur 
Aufstellung  und  Ordnung  der  Apparate  und  anderen  Vorbereitungen. 
Erst  westlich  von  Schottland  — der  Kurs  wurde  auf  Kap  Farvel 
genommen  — begannen  die  eigentlichen  Arbeiten;  von  da  ab  wurde 
regelmäfsig  2 -mal  am  Tage  in  200  und  400  m Tiefe  Plankton  gefischt, 
und  die  übrigen  Beobachtungen,  soweit  Zeit  und  Verhältnisse  es  ge- 
statteten, ausgoführt  Die  ersten  Ticflothungen  wurden  am  19.  und 
22.  Juli  in  58»  57'  N.  Br,,  8«  35'  W.  Lg.  und  60»  10'  N.  Br.,  22»  56'  W. 
Lg.  gemacht  und  ergaben  Tiefen  von  1523  und  2400  m.  Am  26.  Juli 
Abends  machte  sich  die  Annäherung  an  die  Küste  von  Grönland  und 
den  Ostgrönlandstrom  bemerkbar  durch  die  fallende  Temperatur  und 


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die  dunkelffrüne  Färbung  des  Wassers,  welche  gegen  das  schöne 
Blaiigrün  westlich  von  Schottland  auflällend  kontrastirto.  Schon  am  fol- 
genden Tage  befand  sich  das  Schiff  im  Treibeis;  die  Thermometer 
zeigten  eine  anomale  vertikale  Wärmeschichtung;  während  die  Tem- 
peratur an  der  Oberfläche  3,0®  betrug,  stieg  sie  in  der  Tiefe  von 
200  m auf  ß,6". 

Eis,  Nebel,  zunehmender  Wind  und  See  liefsen  ein  weiteres  Vor- 
dringen nach  Norden  und  Westen  nicht  räthlich  erscheinen.  Vor 
einem  kräftigen  Nordweststurm  lief  das  Schiff  mit  beschleunigter  Fahrt 
nach  Süden.  Im  Labradorstrom,  w-clcher  am  28.  Juli  erreicht  wurde, 
passirte  man  mehrere  Eisberge,  das  Wasserthermometer  fiel  von  12,3® 
auf  9,6®.  Nachdem  die  Neufundland-Bank  in  dem  dort  vorherrschenden 
Nebel  passirt  war,  gaben  am  2.  August  die  höhere  Temperatur  der 
Luft  und  des  Wassers  und  der  stärkere  Salzgehalt  des  letzteren  zu 
erkennen,  dafs  das  Schiff  sich  im  Golfstrom  befand.  Denselben  durch- 
querend wurde  auf  die  Bermuda-Inseln  zugesteuert,  um  hier  Proviant 
und  Kohlen  aufzufüllen.  Nach  4 -tägigem  Aufenthalt  im  Hufen  von 
St.  Georges  ging  es  durch  die  Sargassosee  und  den  nordafrikanischen 
Strom  den  Kapverdischen  Inseln  zu.  Die  .Sargassosee  zeichnete  sich 
aus  durch  eine  überraschende  Armuth  an  Thieren  und  die  auffallend 
grofse  Durchsichtigkeit  des  schön  blauen  Wassers,  die  Planktonnctze 
blieben  bis  auf  40  m Tiefe  sichtbar,  die  Segeltuchscheibe  bis  zu  SS 
und  66  m;  es  sind  dies  die  gröfsten  bis  jetzt  beobachteten  Sichttiefen. 
Auch  die  gröfsten  Tieflothungen  während  der  Expedition  wurden  in 
diesem  Theilo  des  Oceans  gemacht,  Tiefen  von  5670  und  5250  m.  in 
28»  56'  N.  Br.,  34»  58'  W.  Lg.  und  31»  29'  N.  Br.,  59®  0'  W.  Lg. 
Am  27.  August  wurde  der  Hafen  der  Kapverdischen  Insel  .St.  Vincent 
angelaufen,  von  dort  wurde  weiter  über  Potro  Prava  nach  Ascension 
gedampft,  und  nach  kurzer  Rast  vor  letzterer  Insel  bei  Fernando  No- 
ronha  vorbei  nach  Parä  in  Brasilien.  Die  Absicht  von  hier  den 
Amazonenstrom  zu  befahren,  um  das  Plankton  eines  grofson  Tropen- 
flusses zu  studiren,  wurde  durch  das  Auflaufen  des  .Schiffes  auf  eine 
Sandbank  vereitelt,  ein  zweiter  Versuch  mufsto  aus  Mangel  an  Zeit 
aufgegeben  werden.  Nachdem  das  Schiff  in  Parä  wieder  in  stand 
gesetzt  und  von  neuem  ausgerüstet  war,  wurde  am  7.  Oktober  die 
Heimreise  angetreten,  die  nur  durch  ein  wegen  einer  Maschinenre- 
paratur nothwendiges  .Anlaufen  des  Hafens  von  Ponta  Delgado  auf 
den  Azoren  unterbrochen  wurde. 

Nach  den  Berichten  der  vorgenannten  Mitglieder  der  Expedition, 
der  Professoren  Krümmel  und  Brandt,  darf  der  Verlauf  und  die  Aus- 


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heute  der  Expedition  als  durchaus  zufriedenstellend  bezeichnet  werden, 
wenn  auch  die  Zeit  für  ein  derartiges  Unternehmen  sehr  knapp  be- 
messen und  viele  Beobachtungen  mehr  als  wünschenswerth  beschränkt 
werden  mufsten.  Der  Hauptzweck  der  Expedition,  die  Bestimmung 
der  quantitativen  und  qualitativen  Verbreitung  des  Planktons  ist  er- 
reicht worden;  die  Tiefseeforschungen,  sowohl  die  geophysischen  wie  die 
geologischen,  mufsten  allerdings  des  grofsen  Zeitaufwandes  wegen, 
welchen  dieselben  erfordern,  sehr  eingeschränkt  werden.  Die  Plankton- 
züge wurden  deshalb  in  der  Regel  auch  nur  bis  auf  Tiefen  von  200 
bis  400  m.  ausgedehnt 

Das  für  gewöhnlich  zu  der  Planktonflscherei  benutzte  Netz 
bestand  aus  dom  trichterförmigen  Aufsatz,  dem  eigentlichen 
Netz  und  dem  unten  angehängten  Eimer.  Der  erstere  bestand  aus 
dichtem  Zeug,  das  eigentliche  Netz  aus  feiner  Seidengazo  von  0,05  mm 
Maschenw'eite;  Einsätze  von  demselben  Stoffe  befanden  sich  im  Eimer, 
so  dafs  auch  hier  ein  Austreton  des  Wassers  möglich  war.  Das  Netz 
wurde  in  eine  bestimmte  Tiefe  hinabgelasson  und  dann  senkrecht  in 
die  Höhe  gezogen,  so  dafs  eine  Wassersäule  von  bekannter  Ausdehnung 
durchflltrirt  wurde,  und  alle  Organismen  im  Netz  zurückblieben.  Nach- 
dem das  Netz  über  Wasser  befindlich,  wurde  alles,  was  am  Seidenzeug 
noch  haften  geblieben,  in  den  Eimer  gespült,  der  Eimer  abgenommen, 
sein  Gehalt  durch  einen  Filtrator  möglichst  vom  Wasser  befreit,  um 
dann  weiter  konservirt  und  bestimmt  zu  werden. 

Die  gesamte  organische  Substanz  des  Meeres  setzt  sich  nach  Hen- 
sen  zusammen  aus  den  Nahrungskonsumenten  (Thieren)  und  den  Nah- 
rungsproduconten  (Urnahrung).  Zur  Urnahrung  rechnen  alle  diejenigen 
chlorophyllführenden  Wesen,  welche  selbst  vermöge  ihrer  Chlorophyll- 
körper die  zu  ihrem  Aufbau  nöthigen  organischen  Stoffe  zu  bilden  ver- 
mögen. In  der  Ost-  und  Nordsee  wird  dieselbe  haupt-säohlich  aus  Diato- 
meen und  Peridineeu  gebildet,  im  Ocean  kommen  noch  Faden-  und 
Zellenalgen  hinzu.  Als  Beispiel  von  der  unendlichen  Menge,  in 
welcher  diese  kleinen  Organismen  das  Meer  bevölkern,  mögt«  dienen, 
dafs  in  der  Ostsee  bei  einer  Zählung  von  einer  Gattung  der  Diatomeen 
(Chaetooeros)  in  einem  Kubikmeter  45  Millionen  Stück  gefunden  wur- 
den; jeder  Tropfen  Ostseewasser  enthält  einige  Diatomeen.  Eine  Million 
dieser  Wesen  enthält  nach  Hensen  0,03  gr  organischer  Substanz. 

Aus  einer  vorläufigen  Schätzung  des  auf  der  Expedition  ge- 
sammelten Materials  von  Plankton  im  offenen  Ocean  — mit  dem  oben 
beschriebenen  Plauktonnelze  sind  etwa  140  Züge  gemacht  worden  — 
geht  hervor,  ,-dars  der  Ocean  sehr  viel  ärmer  an  Plankton  ist,  als  die 


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3S1 


Ost-  und  Nordsee.  Nur  in  den  nördlichen,  kälteren  Regionen  des 
Atlantischen  Oceans  fand  sich  eine  ähnliche  Menge  von  Organismen 
wie  an  unseren  Küsten.  Diese  Thatsacho  ist  um  so  auffallender,  als 
an  der  mächtig  strahlenden  Tropensonne  eine  reichere  Erzeugung 
belebter  Substanz  zu  erwarten  war,  als  von  dem  schwächeren  und 
spärlicheren  Sonnenlicht  des  Nordens.“  Ebenso  war  das  Sargassomcer 
viel  weniger  von  Organismen  belebt,  als  seine  Umgebung.  Genauere 
Angaben  über  die  Verbreitung  des  Planktons  werden  sich  erst  nach 
Jahren  machen  lassen;  nach  Professor  Brandts  Berechnung  würde 
die  Bestimmung  der  Organismen  einen  einzelnen  Bearbeiter  bei  täg- 
lich 8- ständiger  Arbeitszeit  volle  6 Jahre  in  Anspruch  nehmen. 

Um  neben  den  kleinen  Organismen  auch  gröfsere  Thiere  zu  ge- 
winnen, wurde  ein  Netz  von  grofser  Ausdehnung  aus  weitmaschiger 
Seidengaze  gebraucht.  Leider  ging  dasselbe  auf  der  Noufundlandbank 
verloren  und  einem  zweiten  aus  Bordmitteln  hergestellten  ähnlichen 
Netze  konnte  nicht  dieselbe  wünschenswerthe  Ausdehnung  gegeben 
werden.  86  Züge  wurden  mit  diesen  Netzen  gemacht;  dieselben  wurden 
gewöhnlich  bis  in  eine  Tiefe  von  400  m hinabgelasson  und  dann 
senkrecht  aufgeholt. 

Zur  Bestimmung  der  Verbreitung  der  Organismen  in  vertikaler 
Richtung  gelangte  noch  eine  dritte  Art  von  Netzen,  das  Schliefsnetz,  zur 
Verwendung.  Dasselbe  wurde  geschlossen  bis  in  die  gewünschte  Tiefe 
versenkt,  es  öffnete  sich  selbstthätig  beim  Heraufziehen,  um  sich  aber 
bei  einer  bestimmten  Tiefe  wieder  zu  schliefsen.  Die  mit  diesem  Netze 
ausgefiihrten  etwa  40  Vertikalzügo  liefsen  erkennen,  dafs  noch  in  sehr 
bedeutenden  Tiefen  lebende  Organismen  Vorkommen,  wenn  auch  in 
viel  geringerer  Zahl  als  in  den  oberen  Wasserschichten.  Mit  der  Tiefe 
nahm  nicht  nur  die  Menge  der  Individuen,  sondern  auch  die  Anzahl 
der  Thierarten  rasch  ab.  Die  bisherige  Annahme,  dafs  in  einer  Tiefe 
von  über  200  Faden  (c.  400  m)  kein  pflanzliches  Leben  mehr  ange- 
troffen wird,  wurde  durch  die  Fänge  des  Schliefsnetzes  widerlegt. 
Bei  fünf  Zügen  wurden  aus  einer  Tiefe  von  1000 — 2200  m zahlreiche 
lebende  Exemplare  einer  kleinen  Meeresalge,  Ilalosphaera  viridis,  an 
die  Oberfläche  befördert. 

Auf  die  Oberflächenfisoherei  und  das  Fischen  mit  Ilorizonlal- 
netzen  wurde  verhältnifsmärsig  nur  wenig  Zeit  und  Arbeit  verwandt; 
als  Geräthe  wurden  dazu  Kätscher,  ein  von  Hensen  konstniirles  Cy- 
lindernetz  und  Schwebenetzo  benutzt.  Trotz  der  geringeren  Aufmerk- 
samkeit, welche  man  diesem  Zweige  der  Forschung  widmen  konnte. 


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382 


wurde  aucli  hierbei,  besonders  im  Sarg-assomoor,  ein  reiches  und  in- 
teressantes Material  gewonnen. 

Es  würde  zu  weit  führen,  an  dieser  Stelle  auf  weitere  Details 
einzugehen,  dies  kurze  Referat  wird  genügen,  um  einen  Ueberblick 
über  die  Thätigkeit  der  Expedition  zu  geben  und  die  üeberzeugung 
zu  schaffen,  dafs  durch  deutschen  Fleifs  und  Scharfsinn  Erfolge  erzielt 
sind,  von  denen  wir  gewichtige  Aufschlüsse  über  das  Leben  des 
Meeres  erwarten  dürfen. 

t 


Stemenstrahlung  und  Temperatur  des  Weltraums. 

Einen  höchst  beachtenswerlhen,  wenn  auch  rein  negativen  Bei- 
trag zur  Frage  nach  derjenigen  Wärmemenge,  welche  die  Erde  durch 
die  Strahlung  der  Gestirne  mit  Ausschlufs  der  Sonne  empfängt,  hat 
Dr.  Maurer  im  Januarheft  der  „Meteorologischen  Zeitschrift“  geliefert 
Das  wesentliche  Resultat  dieser  Untersuchung  lieget  in  der  Erkenntnifs, 
dafs  die  in  vielen  Lehrbüchern  nach  Pouillets  Messungen  zu  — 142®  C. 
angegebene  sog.  Temperatur  des  Weltraumes  in  Wahrheit  bis  zur 
Stunde  eine  völlig  unbekannte  Gröfso  ist,  und  dafs  die  Aussicht  auf 
eine  wissenschaftliche  und  unanfechtbare  Ermittlung  dieser  Temperatur, 
welche  eine  der  Stemenstrahlung  ausgesetzte,  die  Wärme  völlig  ab- 
sorbirende  Masse  ohne  Atmosphäre  an  der  Stelle  der  Erde  annehmen 
würde,  auch  für  die  Folgezeit  eine  äufserst  geringe  ist  Pouillets  Ab- 
leitungen beruhen  atif  ganz  ungenügenden  physikalischen  Grundlagen 
und  auf  Beobachtungsresultaten  über  die  sogenannte  „Solarkonstante“, 
welche  durch  neuere  Bestimmungen  in  wesentlicher  Weise  modificirt 
worden  sind.  Eine  einwurfsfreie  Bestimmung  der  gesamten  Wärme- 
strahlung seitens  der  Gestirne  würde  die  Konntnifs  sowohl  der  mitt- 
leren Temperatur  unserer  Atmosphäre,  als  auch  ihrer  Fähigkeit  die 
dunklen  Wärmestrahlen  zu  verschlucken,  voraussetzen.  Die  Temperatur 
der  Luft  ist  uns  aber  in  einem  gegebenen  Augenblicke  stets  nur  für 
die  untersten  Schichten  bekannt  und  ein  Gesetz  für  die  Aenderung 
der  Temperatur  mit  der  Höhe  ist  nicht  nur  nicht  bekannt,  sondern 
allem  Anschein  nach  auch  gar  nicht  vorhanden.  Ebenso  sind  aber  auch 
für  den  Transmissionscoeffioienten  der  Luft,  bezogen  auf  ihre  eigene 
Strahlung,  noch  keine  zuverlässigen  Werthe  auf  dem  Wege  der  sicheren 
Beobachtung  ermittelt.  Dr.  Maurer  fafst  das  Ergebnifs  seiner  Unter- 
suchung in  dem  Satze  zusammen:  „Alles  deutet  darauf  hin,  dafs  die 
Energiemenge,  welche  uns  aus  dem  interplanetaren  Raume  vermöge 


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383 


der  Radiation  von  Körpern  hoher  und  niedriger  Temperatur  zuge- 
strahlt wird,  jedenfalls  und  namentlich  im  Vergleich  zur  Sonnenwiirmc 
und  zur  eigenen  Strahlung  der  Atmosphäre,  von  der  sie  gar  nicht  zu 
trennen,  ganz  belanglos  ist  — Der  Beweis,  dafs  die  Sternenstrahlung 
eine  beträchtliche  ist  und  folglich  jene  sogenannte  „Temperatur  des 
Weltraumes“  relativ  hoch  über  dem  absoluten  Nullpunkt  liegt,  dieser 
Beweis  müfste  erst  noch  geliefert  werden  und  zwar  durch  ganz  andere 
Mittel,  als  seit  den  Zeiten  Pouillets  beigebraoht  worden  sind.“ 

F.  Kbr. 


Zur  Theorie  der  veränderlichen  Sterne  liefert  Dr.  Wilsing  in 
No.  2960  der  „Astronomischen  Nachrichten“  einen  sehr  beachtens- 
werthen  Beitrag,  in  welchem  zunächst  durch  eine  eingehendere  Rech- 
nung nachgewiesen  wird,  dafs  die  Consequenzen,  welche  sich  aus  den 
Vogel  sehen  Elementen  für  das  Algol-System ')  ergeben,  zu  keinem 
Widerspruch  mit  den  beobachteten  Erscheinungen  führen,  sofern  sich 
nämlich  alle  Eigenthümlichkeiten  der  die  Hclligkeitsschwankungen  des 
Algol  darstellenden  Lichtkurve  durch  Annahme  nur  solcher  Hypothesen 
erklären  lassen,  welche  auch  für  die  Sonne  Gültigkeit  haben.  Es 
können  auf  Grund  dieser  Untersuchung  die  Schwierigkeiten,  welche 
sich  dem  interessanten  Resultate  der  spektrographisohen  Forschung 
entgegenstellten,  als  im  wesentlichen  beseitigt  gelten.  Wilsing  zeigt 
nämlich,  dafs  die  Ilelligkeitsschwankungen  des  Systems,  welche  durch 
die  Phase  des  von  dem  sehr  nahen  Ilauptkörper  intensiv  beleuchteten 
Begleiters  einerseits  und  durch  die  infolge  der  starken  Fluthwirkung 
auftretende  Abweichung  des  Hauptstornes  von  der  Kugelgestalt  anderer- 
seits erzeugt  werden  können,  weniger  als  2/100  Gröfsenklassen  aus- 
machen und  sonach  durch  die  Beobachtungsfehler  verdeckt  werden 
müssen. 

Die  Constanz  der  Plelligkoit  des  Systems  während  der  ganzen 
Periode,  aufser  während  des  Vorüberganges  des  Begleiters  vor  dem 
Hauptstern  (in  der  unteren  Conjunktion),  ist  sonach  ausreichend  erklärt, 
sofern  nur  das  vom  Begleiter  ausgesandte  Licht  weniger  als  '/30  von 
dem  des  Hauptstems  beträgt,  sodafs  die  Bedeckung  des  Begleiters 
nicht  wahrgenommen  werden  kann.  Die  Gestalt  des  variablen  Theils 
der  Lichtkurve  läfst  sich  dann  mit  völlig  zufriedenstellender  Genauig- 


')  Vgl.  Himmel  und  Erde  II.  S.  239. 


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384 


keit  auf  Grund  folgender  Annahmen  ableiten:  Beide  Körper  sind  von 
Atmosphären  umgeben,  welche  bewirken,  dafs  ganzi  ähnlich  wie  bei 
der  Sonne  die  Helligkeit  am  Rande  nur  etwa  Vio  der  Helligkeit 
in  der  Mitte  der  Scheibe  beträgt,  und  welche  ferner  0,435  von  dem 
Sternenlicht  verschlucken,  was  bei  der  Höhe  von  54000,  resp.  42000 
Meilen  eine  im  Verhältnifs  zur  Erdatmosphäre  ungemein  geringe,  mit  der 
der  Sonnencorona  etwa  vergleichbare  Dichte  jener  Hüllen  bedingt.  Die 
Abweichungen  in  der  Gestalt  der  Lichtkurve  vor  und  nach  dem  Hellig- 
keitsminimum  erklären  sich  endlich  durch  die  Annahme  einer  Excen- 
triciUit  der  Bahn  von  0,01 1 bei  einer  Länge  des  Poriaslrons  von  245*. 

Im  Anschlufs  an  diese  Untersuchung  des  Algolsystems  lenkt 
Dr.  Wilsing  die  Aufmerksamkeit  auf  eine  bisher  weniger  beachtete, 
von  Klinkerfues  herrührende  Hypothese  über  die  Ursache  des 
Lichtwechsels  einer  Gruppe  von  Veränderlichen.  Ein  nicht  unbe- 
trächtlicher, periodischer  Helligkeitswechsel  kann  nämlich  durch  die 
Ebbe-  und  Flutherscheinungen  hervorgerufen  werden,  welche  durch 
die  gegenseitige  Anziehung  sehr  naher,  optisch  nicht  trennbarer 
Doppelsterne  in  deren  Atmosphären  erzeugt  werden  müssen.  Diesem 
geistvollen  Erklärungsversuch  stand  bisher  entgegen,  dafs  die  Existenz 
genügend  eng  bei  einander  stehender  Doppelsterno  noch  nicht  erwiesen 
war  und  als  unwahrscheinlich  galt.  Im  Algolsystem,  bei  welchem 
nach  Vogel  die  Halbachse  der  Bahn  nur  700  000  Meilen  lang  ist,  ist 
nun  aber  ein  derartig  enges  Paar  gefunden,  bei  welchem  unter  der 
Annahme  einer  atmosphärischen  Umhüllung,  die  in  beträchtlicherem 
Mafse  das  Licht  absorbirte,  durch  die  Fluthwirkungen  eine  Heliig- 
keitsschwankung  von  mehr  als  einer  Qröfsenklasse  erzeugt  werden 
könnte.  Im  besonderen  scheint  nach  Wilsing  die  Kli nkerfuessche 
Hypothese  mit  Erfolg  auf  einige  Erscheinungen  neuer  Sterne  aus 
letzter  Zeit-)  anwendbar,  bei  denen  die  spektroskopische  Untersuchung 
ein  doutliches  continuirliches  Spektrum  erkennen  liefs,  sodafs  die  Er- 
klärung des  Aufleuchtens  allein  aus  dem  Hervorbrechen  glühender 
Oasmassen  nicht  gpit  angängig  ist.  Wilsing  nimmt  dabei  an,  dafs 
in  der  dichten  Atmosphäre  des  Sterns  durch  die  Anziehung  eines  in 
sehr  excentrischer  Bahn  ihn  umlaufenden  Begleiters  eine  gewaltige 
Fluthwelle  erzeugt  wird,  welche  einerseits  die  leuchtende  Stemober- 
fläche  freilegt  und  andererseits  auch  das  Hervorbrechen  glühender 
Gasmassen  aus  dem  Innern  begünstigen  wird.  — Wie  wir  aus  diesen 

0 Neuer  Stern  im  Schwan  von  1877,  und  neuer  Stern  im  .Vndromedaoebel 
von  1885. 


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38.-> 


interessanten  Forschungen  erkennen,  baut  sich  sonach  auf  Grund  der 
vortrefflichen  Forschungfsmcthodeu  der  Astrophysik  in  Verbindung 
mit  der  matliematischen  Analyse  eine  Astronomie  des  Unsichtbaren 
auf,  welche  uns  durch  die  Kraft  des  menschlichen  Scharfsinns  Ent- 
fernungen zu  überspringen  gestattet,  denen  gegenüber  die  blofse  ver- 
gröfsemde  Kraft  der  Fernrohre  allein  für  alle  Zeilen  völlig  machtlos 
bleiben  würde.  Dr.  F.  Ko  erb  er. 


Astronomical  Society  of  the  Pacific. 

Die  im  Februar  des  vorigen  Jahres  in  San  Francisco  gegründete 
astronomische  Gesellschaft  erfreut  sich  einer  sehr  eifrigen  wissenschaft- 
lichen Mitwirkung  seitens  der  Lick-Sternwarte.  Die  Beitrüge  zu  dem 
eben  vorliegenden,  fünf  Hefte  umfassenden  ersten  Bande  der  Gesell- 
schaftsschrift  (Publications  of  the  Astron.  Soc.  of  the  Pacific  vol.  I, 
San  Francisco  1889)  rühren  so  ziemlich  alle  von  Mitgliedern  des  Lick- 
Obsorvatoriums  her,  und  es  gewährt  uns  hohe  Befriedigung  zu  sehen, 
wie  eine  einzige  astronomische  Anstalt  vermöge  ihrer  günstigen  Lage, 
der  Oröfse  ihrer  instrumenteilen  Mittel  und  namentlich  des  Eifers  ihrer 
Angestellten,  im  stände  ist,  allein  durch  ihre  eigenen  .\rbeiten  schon  den 
Bestand  der  Schrift  zu  sichern  und  deren  geistigen  Centralisationspunkt 
zu  bilden.  Aus  dem  reichen  Inhalte  des  Bandes  heben  wir  einiges  hier 
hon'or.  Von  grüfseren  Artikeln  sind  namentlich  zwei  Arbeiten  zu  er- 
wähnen, „über  die  photographische  Helligkeit  der  Fixsterne“  (von 
Schaeberle)  und  „über  Jupiterbeobachtungen  an  einem  ö Zoll-Refraktor 
1879 — 1886“  (von  Barnard).  Der  letztere  Artikel  enthält  interessante 
Details  über  eigenthümliche,  von  Barnard  an  der  Jupiteroberfläche  be- 
merkte Veränderungen,  besonders  über  das  Auftauchen  eines  neuen 
Streifens  auf  der  Nordhemisphäre  1880  und  1881,  ferner  über  die 
Bildung  einer  Bucht  bei  dem  „rothen  Fleck“  im  südlichen  Aequatoreal- 
streifen,  über  das  Verhalten  der  Bewegungen  des  rothen  und  weifsen 
Jupiterfleckens  u.  dgl.  Die  kleineren,  zahlreichen  Mittheilungen  der 
fünf  Hefte  beziehen  sich  hauptsächlich  auf  Arbeiten  des  Lick -Obser- 
vatoriums. Besonders  bemerkenswerth  ist  hier  die  am  Morgen  des 
2.  November  1889  von  Barnard  am  12-ZöUer  ausgeführte  Beobachtung 
der  überaus  seltenen  Verfinsteiung  eines  Saturnmondes,  des  Japetus, 
durch  die  Saturnkugel  und  den  Ring.  Dieses  Phänomen  (in  „Himmel 
und  Erde“  TI.  Jahrg.  Heft  1 angezeigt)  konnte  auf  dem  Lick-Obser- 
vatorium  nur  zum  Theil  wahrgenomraen  werden  und  zwar  das  Wieder- 

Himmel  unU  Erdo.  ISBO.  II.  8.  26 


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hervortreten  des  .Japetus  aus  ilem  Schalten  der  Saturnku^el,  der  Diirch- 
tjang  durch  den  ilalbschatlen  des  Nebelringes  (inneren  Hondschen 
Kinges)  bis  zum  Kintritt  in  den  Schatten  des  liellen  Ringes.  Reim 
Krsclieinen  aus  dem  Schatten  war  Japetus  so  liell  wie  die  Monde 
Tethys  oder  Knceladus,  mit  welchen  er  zu  wiederholten  Malen  ver- 
glichen wurde.  Dann,  beim  Durehgang  durch  den  Nebelring,  nahm 
die  Helligkeit  ein  wenig,  später,  je  näher  der  Satellit  an  den  hellen 
Satumring  gelangte,  sehr  ra-sch  ab.  Barnard  schliefst  aus  seiner 
Beobachtung,  dafs  der  Nebelring  jedenfalls  viel  vom  Lichte  der  Sonne 
durchlasse,  also  seine  Consistenz  sehr  wahrscheinlich  eine  wenig  dichte 
sein  dürfte.  — Den  .\nstofs  zur  Bildung  tler  kalifornischen  astronomi- 
schen (jesellschaft  hat  die  mit  allgemeiner  Theilnahme  der  Gebildeten 
Nordamerikas  verfolgte  totale  Sounenlinsli-rnifs  vom  1.  Januat'  ISS'J 
gegeben,  .'seitdem  hat  <las  Interesse  für  die  .\stronomie  in  Kalifornien 
grofsen  Aufschwung  genommen  und  zu  der  Lick -Sternwarte  und 
einigen  anderen  schon  bestehenden  Observatorien  wird  sich  wahr- 
scheinlich bald  die  Aufstellung  eines  neuen  Riesen-Instrumentes  auf 
dem  Wilson-Peak  gesellen.  • 


Bujis  Ballot 

Am  3.  Februar  1890  schied  nach  mehr  als  4u-jäliriger,  von  reich- 
stem Krfolge  gekrönter  Forscherthätigkeit  <ler  auch  in  weiteren  Kreisen 
berühmte  Meteorologe  aus  der  Reihe  der  Lebenden  als  ein  Opfer  der 
Inlluenzii. 

Christoforus  llenricus  Diedericus  Bujis  Ballot  war  am 
10.  Oktober  1817  in  Kloetinge,  Prov.  Zeeland  (Niederlande)  geboren;  seine 
früh  ausgesprochene  Neigung  zur  Beschäftigung  mit  der  Natur  führte  ihn 
zum  Studium  der  Naturwissenschaften,  welchem  er  sich  an  der  Univer- 
sität zu  Utrecht  widmete.  Im  .Jalire  1844  wurtle  er  Lector  der  Physik 
und  Chemie  daselbst,  wurde  1847  ebenda  Professor  der  Mathematik 
und  später  der  Experimentalphysik,  bis  er  im  Jahre  1887,  dem  au 
holländischen  Universitäten  geltenden  Gesetz  entsprechend,  als  Si»*bzig- 
jähriger  seine  Lehrthätigkeit  niederlogte. 

Er  trat  1842  zuerst  mit  einer  Abhandlung  über  einen  Gegen- 
stand der  Chemie  an  die  Oeffentlichkeit,  bald  überwog  jedoch  das 
Interesse  für  Meteorologie  derart,  dafs  alles,  was  er  seit  1847  publi- 
zirte,  ausschlicfslich  der  Förderung  dieser  Wissenschaft  gewidmet  war. 
Ein  grofser  Theil  seiner  Arbeiten  erschien  in  deutschen  Zeitschriften, 


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3S7 


naniputlicli  in  Pogg’eiuiorffs  Aniialeu;  auch  die  „Fortschritte  der 
Physik“,  herausgegeben  von  der  Physikalisclien  Gesellschaft  zu  Berlin, 
haben  sich  lange  seiner  intensiven  Mitarbeiterschaft  zu  erfreuen  gehabt. 

Nachdem  Bujis  Ballot  in  L’trecht  schon  seit  1847  an  einer  eignen 
Wetterwarte  meteorologische  Beobachtungen  angestellt  hatte,  wimlo  er 
1864  zum  Direktor  des  neu  begründeten  Kgl.  Niederländischen  Meteoro- 
logischen Instituts  berufen,  und  ihm  hierdurch  tlelegenheit  geboten, 
ilie  neue  Bahn  einzuschlagen,  welche  er  schon  in  friilieren  Arbeiten 
als  diejenige  bezeichnet  hatte,  auf  welcher  allein  ein  erheblicher  Fort- 
schritt der  Meteorologie  zu  erwarten  wäre. 


Bujis  Baitot. 

Dieses  neue  Verfahren,  jetzt  als  „synoptische  Meteorologie“  all- 
gemein bekannt,  truir  ihm  selbst  nach  kurzer  Anwendung  die  schönste 
Frucht  Nachdem  er  für  einen  Theil  von  Europa  die  gleichzeitigen 
Beobachtungen  möglichst  vieler  Stationen,  namentlich  die  des  laift- 
drucks,  des  Windes,  der  Lufttemperattir  u.  s.  w.  längere  Zeit  hindurch 
von  Tag  zu  Tag  in  Karten  eingetragen  hatte,  um  die  tägliche  Ver- 
änderung des  Wetter.s  übersichtlich  durzustellen,  konnte  er  schon  1857 
das  „barische  Windgesetz“  aussprechen,  welches  den  Zusaintnetihang 
zwischen  Luftdruck  und  Windrichtung  darstelll,  und  in  weiterer  Aus- 
führung desselben  die  Hegeln  aufstelleu,  welche  als  „Gesetz  von  Bujis 
Ballot“  Aufschlufs  gehen  über  die  Luftbewegtmgen  in  Gebieten 
niederen  und  höheren  Luftdrticks.  Diese  Gesetze  beherrschen  die 
neuere  Meteorologie;  die  Kenntnifs  derselben  liefs  den  Versttch  nicht 

20  • 


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ä 


388 


mehr  als  aussichtslos  erscheinen,  das  kommende  Wetter  für  kurze 
Zeiträume  mit  grofser  Wahrscheinlichkeit  vorherzusagen,  eine  Mög- 
lichkeit, an  die  ein  Alexander  von  Humboldt  noch  nicht  zu  denken 
gewagt  hatte. 

So  wurde  Bujis  Ballot  einer  der  Begründer  der  praktischen 
Meteorologie,  welche  die  Beobachtiuigen  und  daraus  abgeleiteten  Er- 
fahrungen für  die  Zwecke  der  täglichen  Prognose  nutzbar  zu  machen 
bemüht  ist.  Ihm  verdanken  wir  vor  allem  die  klare  Unterscheidung 
von  Klima  und  Wetter,  von  dem  allgemeinen,  nur  in  Durchschnitts- 
werthen  zu  erfassenden  meteorologischen  Charakter  eines  bestimmten 
Ortes  oder  Areales  der  Erdoberfläche  und  dem  täglich  wechselnden, 
zunächst  scheinbar  durch  kein  Gesetz  zu  ergründenden  Weiter.  Der 
Verfolgunjj  dieses  Problems,  Gesetz  und  Klarheit  in  die  unberechen- 
baren Veränderungen  der  täglichen  Witterung  zu  bringen,  waren  viele 
seiner  Arbeiten  gewidmet. 

Da  aber  eine  solche  Untersuchung  nur  durch  das  Zusammen- 
wirken vieler  Stationen  auf  einem  grofsen  Flächenraura  Resultate  er- 
warten liefs,  so  finden  wir  Bujis  Ballot  von  Anbeginn  an  eifrig  be- 
müht auf  internationale  Vereinbarungen  hinzuwirken,  durch  welche 
allein  das  nöthige  grofse  Arbeitsfeld  gesichert  werden  kann.  Seine 
Bestrebungen  blieben  auch  nicht  ohne  Erfolg  — der  Anblick  der 
täglichen  Wetterkarte  ist  der  beste  Beweis  für  denselben.  Das  Zu- 
standekommen der  internationalen  Meteorologen-Kongresse  erfüllte  ihn 
mit  lebhafter  Freude,  bei  dom  ersten  im  Jahre  1873  wurde  er  zum 
Präsidenten  desselben  gewählt,  und  noch  im  Jahre  1889  betheiligte  er 
sich  an  der  allgemeinen  Versammlung  der  deutschen  meteorologischen 
Gesellschaft. 

Ferner  stellte  er  umfangreiche  Untersuchungen  über  den  Eän- 
flufs  des  Mondumlaufes  und  der  Rotation  der  Sonne  auf  das  Wetter 
an,  und  benutzte  hierzu  Beobachtungsreihen  von  über  lOü-jühriger 
Dauer  — er  fand,  dafs  je  längere  Zeiträume  untersucht  werden,  die 
Mondperiode  immer  mehr  sich  der  geraden  Linie  nähert,  dafs  also  ein 
Einflufs  des  Mondes  in  Wirklichkeit  nicht  merklich  ist,  dafs  jedoch 
eine  Abhängigkeit  von  der  Sonnenrotation,  wenn  auch  in  kleinem  Be- 
trage, thatsächlich  existirt. 

Wir  finden  ihn  auch  im  Gebiete  der  maritimen  Meteorologie  er- 
folgreich thätig,  seine  Untersuchung  der  Sogeirouten  holländischer 
Schiffe  nach  Indien  vermochte  eine  Abkürzung  des  Weges  um 
mehrere  Tage  herbeizuführen,  die  Einführung  der  telegraphischen 
Sturmwarnungen  in  holländischen  Hafenstädten  war  sein  Werk. 


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Persünlich  war  Bujis  Ballot  ein  Mann  von  g'ewinnonder 
Herzensgüto  und  lu'benswürdigstem  Wesen,  welches  in  Verbindung 
niil  einer  bewundernswerthen  Bescheidenheit  einem  Jeden,  der  auch 
nur  vorübergehend  mit  ihm  in  Berührung  gekommen  ist,  mit  der  Er- 
innerung an  den  verdienstvollsten  Meteorologen  dieses  Jahrhunderts 
zugleich  die  an  einen  guten  und  edlen  Menschen  wachruft. 


Falbsche  Theorie;  Statistik  und  politische  Ereignisse. 

Seit  dem  Abschlüsse  des  Aufsatzes  ,Die  Californischen  Erdbeben 
1850—88  in  ihrer  Beziehung  zu  den  Finsteniissen*-  (Himmel  und  Erde, 
März-  und  Aprilhoft)  habe  ich  mich  mit  der  californischen  Erdbeben- 
reihe zum  Zwecke  der  Prüfung  der  Falb.sciien  Theorie  noch  weiter 
beschäftigt  und  statistische  Ermittelungen  betreffs  des  Zusammenhanges 
der  Fluthfaktoren  mit  den  Beben  vorgenomraen.  In  dieser  Reihe 
inüfsten  sich,  auch  wenn  sie  nur  38-jährige  Aufzeichnungen  umfafst, 
doch  wenigstens  einige  für  die  Falbsche  Lehre  sprechende  Ergeb- 
nisse bei  Betrachtung  der  „starken Fluthkonstellationen  deutlich  zeigen, 
falls  solche  Beziehungen  überhaupt  vorhanden  sind.  In  dem  Beob- 
achtungsmaterial aus  einem  so  erdbebenreichen  Lande  wie  Californien, 
wo  die  Erdlieben  zu  allen  möglichen  Zeiten  und  in  verschiedenartigster 
Stärke  auftreton,  können  die  Fa  1 bschen  (lesetze  nicht  ganz  verwischt 
sein  und  müfsten  mindestens  in  groben  Umrissen  zu  Tage  treten, 
wenn  die  Natur  tliatsiichlich  sich  den  Falbschen  Prophezeiungen 
gemäfs  verhalten  würde. 

Ich  habe  zur  .\bleitung  dieser  Resultate  für  jedes  der  einzelnen 
im  lloldenschen  Kataloge  angeführten  Erdbeben  die  in  der  Nähe  be- 
findlichen Fluthfaktoren  aufgesucht  und  die  einzelnen  Kombinationen 
dieser  Faktoren  an  den  Beben  geprüft.  — Zunächst  existiren  zwischen 
18-50 — 88  die  folgenden  .sehr"  kritischen  Tage,  bei  welchen  4 und 
mehr  Fluthfaktoren  nahe  zusammentraten  und  welche,  der  Falbschen 
Theorie  nach,  unter  jeder  Bedingung  von  Beben  hätten  begleitet  sein 
müssen.  Thatsächlich  verhielten  sich  die  Dingo  wie  folgt: 

,.  . . . _ Erdlicbemucldung  ,,  ...  , „ Erdbekeiiiiicldung 

Kritische  Tage  ® Kritische  Tage  ® 

am  ° am 

IS.Vi  Okt.  23  —2-1.  27.  leichter  Stofs,  I8G5  April  24. — 23.  26.  scharfer  Stofs, 


ISöli  April  4. 

„ Okt.  i:!. 
18.S7  März  2.). 
18ik)  Febr.  7. — S. 
18<;i  Dezbr.  31. 


6.  scharfer  „ 
keine  Meldung, 
23.  leichter  Stofs, 

II.  „ „ 

keine  Meldung, 


„ Okt.  4. 
isi‘,6  März  16. 

„ April  13. 

1867  März  20. 

1868  Aug.  IS. -20. 


3.  u.  .3.  Stüfse, 
keine  Meldung, 


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390 


Kritische  Tago  Erdbebenmeldung 
* am 

IST.'t  Nov.  4.  5.  Stofs, 

1874  April  15.— 16.  keine  Mel<lnng’, 

„ Okt.  2X 

IST.')  April  6.  „ „ 

ISTfi  März  25.  2.5.  2 Iciclitc  .Slöfsc, 

1S77  Fuhr.  27. — 2S.  keine  Meldung, 

„ Aug.  9.,  10.  „ „ 

,.  Sept.  (!. — 8.  7.  ein  Beben, 

1878  Febr.  17. — 19.  keine  Meldung, 
1S80  Dezbr.  31.  1.  Jan.  Beben, 


,.  . . . _ Erdbebenmeldung 

kritiBche  Tage 

am 

1882  März  I8.-2I.  16.  leiebl, 

1883  Mai  3.-6.  keine  Meldung, 

1884  Mära  26. — 29.  25.  .«charfer  Stofs, 

1885  Hept.  6.-9.  keine  Meldung, 

„ ‘24. 

I8.S6  Mürz  18.— 21.  „ „ 

„ Aug.  29.-31. 

1887  Febr.  22.-25. 

„ .\ug.  18. — 22.  17.,  19.  leieht. 


Man  kann  also  unter  den  31  überaus  kritischen  Tagen,  die  sich 
während  1858 — 88  ereignet  haben,  unter  den  lOOO  Erdbeben  mit 
Mühe  8 Tage  mit  ganz  leichten  und  5 mit  schärferen  Slöfsen  finden; 
aufsergcwöhnlich  stärkere  Beben  fallen  auf  keinen  dieser  Tage  und 
grofse  Erdbeben  sind  an  denselben  überhaupt  nicht  in  Califomien 
passirt.  Hollen  wir  also,  dafs  irgendwo  anders  einige  vorgefallen  sind; 
es  werden  sich  schon  einige  auftreiben  lassen. 

Gehen  wir  von  der  Kombination  von  4 Fluthfaktoren  auf  3 zurück, 
nämlich  auf  die  ebenfalls  noch  sehr  „starken“  Konstellationen  „Peri- 
gaeum.  Voll-  oder  Neumond,  und  Aequatorstand“,  bei  welchen  Erdbeben 
vorgefallen  sind,  so  ergiebt  der  Holdenscho  Katalog  unter  820  für 
solche  Vergleichung  brauchbaren  Erdbeben  nur  49  Fälle,  das  heifst 
nur  6 Prozent  der  Gesamtsumme.  Unter  diesen  49  Fällen  waren 
21  leichteste  Stöfse,  25  mehrfache  Stöfse  oder  je  ein  schärferer,  und 
3 sehr  scharfe.  Eine  wahrlich  recht  klägliche  „Bestätigung“!  Ich  be- 
merke dazu  noch  au.sdrücklich,  dafs  ich  hei  dieser  und  der  vorher- 
gehenden Untersuchung  betrelTs  des  Zusammenfallens  der  Fluthfaktoren 
mit  den  Enlbeben  einen  Spielraum  bis  zu  6 Tagen  zugestanden  habe, 
eine  wohl  hinreichende  Idberalilät. 

Noch  mifslicher  nimmt  sich  die  Falbsche  Theorie  aus,  wenn 
man,  wie  es  von  rechtswegen  allein  richtig  wäre,  völlige  Schärfe  für 
das  Zusammenfallen  der  Flulhfaktorentage  mit  den  Erdbebentagei) 
fordert,  also  keinen  Spielraum  gestattet;  denn  hierdurch  bricht  man 
iler  mit  so  bequemen  „Vor-  und  Xachwirkiingen“  arbeitenden  Theorie 
die  Spitze  ab  und  durchschneidet  den  Spekulationen  ohne  weiteres  die 
Lebensaller.  In  diesem  Falle  liefern  die  obigen  820  Erdbeben  folgen- 
des Kesullat;  es  fielen  vor 


4 l’rozciit  bei  Erdnähe, 

4 „ „ Erdfenie. 

4 „ „ Vollmond, 

3.4  „ „ Neumond, 


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;wi 


fi.:i  Prozent  bei  Aequatorstand, 

2.B  „ beim  ersten  Viertel, 

2.7  „ „ letzten  „ 

Der  Leser  niajr  jetzt  mit  sich  selbst  zu  ralhe  gehen,  was  von 
der  Falb  sehen  Theorie  zu  halten  ist. 

Am  Schlüsse  meines  früheren  Artikels  machte  ich  darauf  auf- 
merksam, dafs  bei  wissenschaftlichen  Untersuchungen  eine  ganz  be- 
sondere Vorsicht  geübt  wertlen  müsse,  wo  es  sich  darum  handelt,  aus 
Beobachlungsmaterialien  eine  etwaige  periodische  Natur  der  Erscheinun- 
gen zu  erkennen,  d.  h.  ihre  in  bestimmten  Zwischtmräumen  gesetzmäfsig 
erfolgende  Wiederkehr  nachzu  weisen.  Dazu  müsse  vor  allem  das  Material 
völlig  ausreichend  sein,  sonst  liefsen  sich  Perioden  ausfindig  machen, 
welche  hichts  weiter  als  .Selbsttäuschung  und  IrreRihrung  anderer  be- 
deuten. Ich  werde  deshalb  jetzt  beweisen,  wie  man  bei  der  californi- 
schen  Erdbebenreihe  eine  Periode  auskünsteln  kann,  die  gar  nicht  mit 
dem  Umlauf  des  Mondes,  also  mit  .kritischen  Tagen“  zusammenhiingt, 
sondern  an  ein  mehrjähriges  eigenthümliches  Zeitintervall  geknüpft  ist, 
welches  in  einer  gewissen  Beziehung  zu  der  bekannten  1 1 V.jjährigen 
Sonnenlleckenperiode  steht.  Ich  nehme  zu  diesem  Ende  für  jedes  Jahr  die 
Zahl  der  gemeldeten  californischen  Krtlbeben  vor.  Die  erste  Kolumne 
der  folgenden  Aufstellung  enthält  die  Jahreszahlen,  die  zweite  die  in 
diesen  Jahren  stattgehabten  starken  Neu-  und  Vollmonde  (durchaus 
solche,  wo  mindestens  drei  P’luthfaktoren  zusammentrafen),  die  dritte 
die  Zahl  der  gemeldeten  Beben,  ln  der  vierten  und  fünften  Kolumne 
finden  sich  Zahlen,  welche  nach  einem  in  solchen  Fällen  öfter  ange- 
wendeten Verfahren  gerechnet  sind,  wo  man  eine  Beobachtungsreihe 
auf  vermuthliche  Periodizität  untersuchen  will:  man  bildet  mehrjährige 
arithmetische  Mittel  der  Angaben  und  sucht  deren  Unterschiede  gegen 
«las  Gesamimittel ; zeigen  diese  Unterschiede  einen  regulären  tiang, 
so  involvirt  die  Reihe  meist  eine  Periodizität.') 


Z4hl  der 

Zabl 

Fünf- 

Abweichung | 

Zahl  der 

Zahl 

FOnf- 

Abweicbuu]f 

Htarken 

der 

vom 

KlATken 

der 

vom 

Nmi-  uod 

Erd* 

jährige 

Uittel 

üenamt- 

Neu-  und 

Erd- 

jährigo 

Mlllel 

Ueeemt- 

VoHmoode 

bebeo 

mittel 

Vollmonde 

beben 

roitlei 

I8.'>0 

s 

.ÖC 

8 

;to 

24.2 

2.0 

öl 

f; 

IC 

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7 

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24.0 

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T 

13 

17.8 

— 4.4 

.08 

4 

12 

24.0 

-r  l.ö 

.W 

5 

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20.4 

- 1.8 

5‘J 

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25 

21.C 

— 0A\ 

.54 

1 

2C 

23.2 

+ 1.0 

iscn 

8 

18.2 

4.0  • 

I.S.Ö.Ö 

4 

21 

27.0 

-f  4.8* 

CI 

7 

IS 

19.4 

- ->.8 

')  Der  Leser  findet  z.  B.  eine  Anwendung  dieses  Verfahrens  in  dem  in 
voriiegender  Zeitschrift  besprochenen  Buche  von  Fritz:  .Die  wichtigsten  perio. 
dischen  Erscheinungen  der  Meteorologie  und  Kosmologie-,  S.  29:i,  wo  die  Perio- 
den der  Weinertriige  auf  diese  Weise  untersucht  werden. 


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392 


Zahl  drr 

Zahl 

FUuf- 

jahiiire 

MiU«l 

Abw«icbuaif 

Zahl  der 

Zahl 

FUnf- 

jihri;. 

M1U«I 

Abweichung 

Htarkeo 

der 

vom 

starken 

der 

vom 

Neu»  uod 

Krd- 

Oeaamt- 

Neu*  und 

Erd- 

Qesamt- 

VdUmonde 

bahcB 

VullmoDdo 

beben 

mittel 

i;2 

4 

17 

21.0 

— 1.2 

7(J  5 

G 

13.2 

— 9.0 

«.t 

4 

IR 

27.2 

-f  3.0 

77  9 

lä 

12.8 

— 9.4 

Gt 

7 

S3 

2G.4 

J-  4.2 

78  G 

14.4 

- 7.8  • 

ISG.-. 

8 

42 

24.G 

-f  -J-l 

79  4 

7 

18.0 

— 4.2 

CG 

24 

31.0 

8 8 

1880  4 

19.8 

— 2.4 

G7 

4 

6 

31.0 

-f  8.8  * 

81  7 

24 

21.0 

- 1.2 

GS 

a 

■W 

2G.4 

-i-  4.2 

82  8 

24 

2.7.0 

-4-  2..8 

G9 

S 

;(3 

27.6 

I-  3.4 

83  8 

27 

27.4 

-4-  7.2  • 

1870 

7 

19 

32.0 

-f  9.8  • 

84  7 

27 

24.8 

-f  2.G 

71 

G 

21) 

24.G 

4-  2.-1 

1887  4 

37 

27.8 

-1-  3.G 

72 

a 

:is 

19.8 

— 2.4 

SG  .7 

11 

27.2 

-4  .7.0 

7:t 

H 

l:i 

19.4 

— 2.8 

87  7 

29 

74 

7 

9 

IG.G 

— 7.G 

88  8 

32 

187.7 

a 

17 

12.0 

-10.0 

Die  jährliche  Anzahl  der  Erdbeben  steht,  wie  man  sieht,  mit 
den  stiirken  Xeu-  und  Vollmonden  in  keiner  Beziehung',  aber  die 
Zahlen  der  letzten  Kolumne  zeigen  ein  ganz  regelmäfsiges  Fallen 
und  Steigen  und  zwar  steht  dieses  mit  den  in  die  durch  einen  * markirten 
Jahre  fallenden  Maxima  oder  Minima  der  Honnenfleckenpcriode  in 
N'erhindung.  Die  Zahlen  fallen  oder  steigen  mehr,  erreichen  ihre  Höhe 
oder  Tiefe,  je  nachdem  sie  sich  einem  Maximal-  oder  Minimaljahr 
der  Sonnenflecken  nähern.  Daraufhin  könnte  also  irgend  ein  Zu- 
sammenhang der  Erdbeben  mit  den  Sonnenflecken  vermuthet  wenlen. 
Dennoch  ist  dieser  Beweis  nur  ein  scheinbarer;  aber  er  mag  hin- 
reichen, den  Leser  zu  warnen  und  zeigen,  was  man  mit  Perioden- 
suchen fertig  bringen  kann.  Der  Mond  als  schneller  Uiufer  kann 
natürlich  desto  mehr  dazu  dienen,  derartige  Perioden  zu  finden.  Ich 
glaube  es  kann  nicht  schwer  sein,  zu  beweisen,  dafs  die  Mondperiode 
in  den  unmöglichsten  Dingen  steckt,  dafs  sie  beispielsweise  in  dem 
Fallen  und  Steigen  der  Börsenkurse,  den  Hausse-  und  Baisse-Be- 
wegungen mancher  sehr  beweglichen  Spielpapiere  (z.  B.  der  öster- 
reichischen Kredilaktie)  nachgewiesen  werden  könnte. 

Venn  es  schon  nicht  leicht  ist,  aus  langjährigen  Keihen  von 
Beobachtungen  der  Erdbeben  mit  Sicherheit  die  periodische  Einwirkung 
von  Ursachen  zu  koustatiren.  um  wie  viel  weniger  kann  das  beliebte 
Falb  sehe  Verfahren  als  Beweis  angesehen  werden,  welches  nur  ein- 
zelne, zustimmendc  Fälle  für  den  Zusammenhang  der  Moudstcllungen 
mit  den  inlischen  Fluihbewegungen  anfiihrt,  die  nicht  stimmenden 
Fälle  aber  beiseite  läfst  und  nicht  dazu  kommen  will,  den  Nachweis 


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303 


aus  sehr  grrofsen  Heobachtungsreihen  in  streng  sachlicher  Weise  zu 
erbringen! 

Ist  es  wissenschaftlich  statthaft,  aus  dem  vollständigen  oder  fast 
vollständigen  Zusanunenfallen  irgend  welcher  Ueberschwemmungen, 
Stürme  oder  Gewitter  mit  „kritischen  Tagen**  sofort  „die  Bestätigung 
der  Theorie  durch  die  Xatur^  abzuleiten,  so  ist  es  eben  so  rechtraäfsig 
statthaft,  ganz  nach  demselben  Muster  den  Einflufs  der  kritischen  Tage 
auf  die  politischen  Ereignisse  zu  behaupten  und  zu  beweisen.  Das 
ist  eine  Sache  von  viel  gröfserer  Wichtigkeit  als  P>dbeben,  Wetterstürze 
und  Grubenexplosionen,  und  eine  Entdeckung,  die  Herr  Falb  noch 
nicht  gemacht  hat  und  die  ich  allen  Ernstes  sogleich  beweisen  werde. 
Ich  entiiehmo  hierzu  aus  Pipers  „Allgemeinem  Kalemler^^  aufs  Gerathe- 
wohl  eine  Anzahl  politischer  Vorkommnisse  und  zwar  durchaus  wich- 
tige; die  allermeisten  werden  meinen  Lesern  sofort  beim  Lesen  wieder 
in  Erinnerung  kommen.  In  Klammern  habe  ich  die  drohenden  „kriti- 
seheii**  Fluthkonstellationen  beigesetzt,  die  sich  zu  diesen  Zeiten  ein- 
gestellt haben  und  welchen  also  die  Schuld  an  jenen  Ereignissen  zu- 
geschohen  werden  kann. 

1S(U  April  9.  Annahme  der  mexikanischen  Kaisorki'onc  durch  Maximilian  von 
Oeste  rroich  und  Abreise  nach  Mexiko.  (6.  Nm.  4.  Per.  S.  Aequ.  Std.)*) 
„ Oktober  30.  Danisch-preursiach-öslerreichischer  Friedenschluf«  zu  Wien. 
(30.  Nm,  Aet|u.  ötd.). 

ISifcj  April  14.  Ermordung  Lincolns.  » 

„ „ 9.  Kai>itulation  des  Gene-  (II.  Mondßnst  Aequ.  Std.,  9.  Apog.) 

ral  Leo  mit  seiner  Armee.  I 

„ August  14.  Gasteiner  Vortrag,  die  Ursache  des  Krieges  von  18*>C.  (9.  Per. 
11.  Aequ.  SUl.,  13.  Letz.  V.) 

1*^06  März  13.— 16.  Beginn  der  österr.  Rüstungen,  Circular  Oesterreichs  an  die 
Mitlelstaaten.  (IG.  Nm.,  18.  Per.,  18.  Aequ.  Std.) 

. April  IG.  Attentat  auf  den  Kaiser  von  Hufslaml.  (1.5.  SonnenKnst.,  Porig,, 
14.  Aequ.  Std.!) 

. Mai  26.  Abbruch  der  preufsisch  - österreichischen  Verhandlungen.  (21. 
.Aequ.  St.,  27.  Apog.,  29.  Vollm.) 

„ Juni  12, — 16.  Räumung  Holsteins  durch  die  Oeslerreichcr,  Ueberschroilung 
der  Grenzen.  Krie^sbegiiin.  (8.  Ae»|u.  Sld.,  II.  Per,,  12.  Nm.) 

„ Juli  4.,  5.,  6.  Abtretung  Venelieiis  an  Italien.  (.5.  .\eqii.  Sld.,  3.  Letzt.  V., 
9.  Porig.) 

1870  Juli  15.  Kriegserklärung  Frankreichs.  (12.  MomlHnst.) 

„ Sopt.  I.,  2.,  4.  Die  Tage  von  Sedan.  Sturz  Napoleons  in  Paris.  (26.  .\ug. 

Nm.,  29.  Aequ.  Std.,  30.  Porig.  2.  Sept.  Ersto.s  Viertel!!) 

„ Sepl.  27.  Kapitulation  Strafsburgs.  (25.  Nm.  u.  Ac(|U.  Std.,  26.  Perig.) 
1873  Febr.  II.,  12.  Verjagung  des  Königs  von  Spanien  und  Einführung  der 
Republik,  (12.  Vollm.  u.  Apog.,  15.  Aei|U.  Sld.) 

*)  Die  Bezeichnung  der  Fluthfaktoren  (Neumond,  Vollmond,  Perigaeuin, 

Apogaeum  und  Aequatorstand)  ist  hier  durchaus  abgekürzt. 


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3'.t4 


IST.'!  Mai  '^4.  Sturz  des  französischen  Ministeriums  und  Wahl  Mac  Mahons 
zum  Präsidenten  der  Republik.  (30.  Peri);.,  i'2.  Atwjii.  Std^  2B.  Sonnen- 
flnst.!!) 

. Okt.  ti.  Kröffnung  des  Prozesses  gegen  den  Marschall  Bazaine  i->.  Aequ. 
Htd.  u.  Perig.,  fi.  Vollm.) 

1^74  Kehr.  20.  Annahme  des  Civilehegesetzc.s  im  preufsischen  Uerrenhaus. 
Ill’i.  Nm.,  18.  Perig.,  19.  Aequ.  Std.) 

.,  April  1.7.  Absetzung  des  renitentesten  Clerikcrs  im  preufsischen  Cultur- 
kampf,  des  Erzbischofs  Ledochowski  von  Posen.  (1-5.  Perig.  und 
.\equ.  Std.) 

, Novbr.  9.  Abbruch  der  Beziehungen  zwischen  England  und  dem  Papst. 
|.i.  Aequ.  .Std.,  7.  Apog.,  9.  Neum.) 

1877  April  12.  Uebergabe  der  Ablehnung  des  Ijondoner  Protokolls  von  Seiten 

der  türkischen  Regierung  in  London,  Berlin  und  Petersburg.  (II.  Aei|U. 
Std.,  13.  Neum.) 

, April  23.  Ueberschreitung  der  Grenzen  durch  die  Russen,  Ausbruch  des 
russisch-türkischen  Krieges.  (22.  Perig.,  24.  Aequ.  Std.,  27.  Vollm.) 

1878  Fcbr.  3. — Einladung  der  Mächte  durch  Andrassy  und  .\nnahme  des 

Berliner  Congresaea.  (2.  Honnenßnst.,  .5.  .Ae<)u.  Std.  u.  Apog.) 

„ Mai  11.  Hödel-Attentat  auf  Kaiser  Wilhelm.  (9.  Erst.  V.,  1 1.  .Aei|U.  Std., 
14.  Perig.) 

. Juli  29.  Die  Oestcrrcicher  rücken  in  Bosnien  ein.  (29.  Sonncnfinst,  I.  .Aug. 
Perig. !) 

I8;iü  .lan.  19  Unterzeichnung  des  deutsch- 
böhmischen  Ausgleichs. 

. Jan.  24.  Ablehnung  des  Sozialistenge- 
setzes in  Berlin. 

„ Fcbr.  20.,  21.  Orofse  Siege  der  Sozialdemokraten  in  den  deutschen  Reichs- 
tagswahlcn.  (19.  Neum.,  18.  Perig.,  22.  Aequ.  Std.l 
„ Marz  7.  Rücktritt  Tiszas.  (6.  Vollm.,  8.  .Aequ.  Std.l 
.,  März  l.*),  Zusammentritt  der  -Arbeiter-  A 


sebutzkonferenz  in  Berlin. 

„ März  18.  Rücktritt  Bismarcks  (nach 
einigen  Zeitungen  das  „bedeutendste 
politische  Ercignifs  seit  Sedan“). 


(18.  Per.,  2d.  Neum.,  21.  Aequ. 
Std.  u.  Frühj.  .Aequinoctiumül) 


Ich  denke,  der  Proben  ist’s  genug.  Man  kann  eben  alles  be- 
weisen, wenn  man  nur  die  Voraussetzungen  zugiebt.  Um  Erklärungen, 
wie  cs  komme,  dafs  der  Mond  auf  politische  Dinge  wirke,  brauche 
ich  nicht  verlegen  zu  werden.  Fortinus  Licetus  erklärt  sehr  ernst- 
haft die  von  den  Kometen  drohenden  Kriegszeiten,  indem  er  sagt;  die 
(irofsen  der  Erde  athmeii  die  hitzigen  bösen  Dünste  der  Kometen  dann 
mehr  als  sonst  ein,  worden  streit-  und  händelsüchtig  und  gerathen 
sich  auf  diese  Weise  öfter  als  sonst  in  die  Haare.  Dafs  meine  Hv|H)- 
these  vielleicht  dann  und  wann  schlecht  stimmen  wird,  macht  auch 
nichts  aus:  die  Erdbeben  stimmen  ja  auch  recht,  sogar  sehr  oft  nicht 
mit  den  Prophezeiungen;  dann  haben  sich  eben  zufälligerweise 
irgendwo  die  Erdspalten  verstopft.  .So,  nun  ist  meine  Entdeckung  fest 
begründet  und  bei  deren  Wichtigkeit  für  die  .Staatsregierung  verlange 


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3fi5 


ich  hiermit  meine  Ernennung  zum  .geheimen  politischen  Konstel- 
lationsrath“. 

Aber  Spafs  bei  Seite.  Der  Schlufs,  der  zu  ziehen  ist,  bleibt  der- 
selbe, der  am  Ende  meines  ersten  Artikels  steht:  dafs  mit  Einzelfallen 
eben  alles  Mögliche  bewiesen  werden  kann,  ja  dafs  selbst  eine  ganz 
bedeutende  Zahl  solcher  blos  aufgezählter  Fälle  zum  Erbringen  eines 
wissenschaftlichen  Beweises  nicht  genügt.  Esgiebtnur  einen  Weg  zur 
Wahrheit,  nämlich  den,  auf  welchem  in  der  Astronomie  und  Meteorologie 
bisher  alle  Theorien  geprüft  worden  sind:  die  völlig  strenge  Untersuchung 
eines  möglichst  umfangreichen  langjährigen  Erdbebenmaterials  und 
die  Diskussion  der  sich  ergebenden  Erscheinungen.  Die.ser  Weg  ist 
weder  von  .Professoren“  noch  von  .Akademikern“  erfunden  und  zu- 
recht geschnitzt  worden,  er  hat  sich  von  selbst,  mit  der  Entwickelung 
der  Wissenschaften  gebildet.  Ihn  zu  gehen,  ist  eine  einfache,  gerechte 
Forderung,  die  gegen  jeden  geübt  wird,  der  eine  wissenschaftliche 
Hypothese  aufstollt.  Wir  wollen  also  hoffen,  dafs  Herrn  Falb  ein 
solcher  Beweis  gelingen  möge,  und  ich  will  dann  mit  unter  den  Ersten 
sein,  die  seine  Theorie  unterschreiben.  F.  K.  Ginzel. 


Schwankung  der  Erdaxe.  Eine  sehr  zuverlässige  Bestätigung 
der  Existenz  kleiner  Lageändeningen,  w-elchen  die  Erdaxe  im  Enl- 
körper  nach  Küstners  Beobachtungen')  unterworfen  sein  sollte,  ist 
neuertlings  auf  Grund  der  zu  diesem  Zwecke  seit  dem  vorigen  Jahre 
gleichzeitig  in  Berlin,  Potsdam,  Prag  und  Strafsburg  ausgeführten 
Breitebestimmungen  zu  Tage  getreten.  Wie  Prof.  Helmert  in  No.  2ÜG3 
der  Astr.  Nachr.  kurz  mitlheilt,  liefs  sich  während  der  ersten  Hälfte 
des  vorigen  Jahres  eine  Aenderung  der  geographischen  Breite  in 
Berlin  und  Potsdam  nicht  mit  Sicherheit  nach'veisen,  dafür  zeigte  sich 
aber  im  dritten  Viertel  des  Jahres  erst  eine  Zunahme,  dann  eine  Ab- 
nahme der  Breite,  die  sich  im  letzten  Vierteljahr  fortselzte  und  im 
Januar  dieses  Jahres  mit  einem  Gesamtbeträge  von  0",5 — 0",6  ihr 
Ende  erreicht  zu  haben  scheint.  Die  Realität  dieser  Aenderungen  der 
Polhöhe  wird  durch  die  mit  sehr  verschiedenen  Instrumenten  in  Prag 
und  Strafsburg  gemachten  Wahrnehmungen  vollauf  bestätigt,  zumal 
die  Unsicherheit  in  der  Breitenbeslimmung  bei  Berlin,  Pot-sdam  und 

')  Vgl.  Himmel  und  Erde  I.  S.  110  f. 


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39« 


Prag  noch  nicht  eine  Zehntelsekunde  erreicht.  Diese  übereinstimmenden 
Krgebnisse  machen  es  unthunlich,  noch  länger  behufs  Erklänmg  der 
l)eobachteleii  Polhöhenänderungen  allein  zu  Beobachtungs-  und  Instru- 
menlalfehlem  oder  zu  B<-fractionswirkungeu  seine  Zuflucht  zu  nehmen, 
es  niufs  vielmehr  nun  die  Wirklichkeit  von  mefsbaren  I.ageämlerungen 
der  Erdaxe  innerhalb  des  Erdkürpers  als  erwiesen  gelten. 

ip 


Er«icbeinaii;;en  am  Sterneuhinimel  im  Monat  Mai*Jani. 

(Sämtliche  Zeitangaben  gellen  ßir  Berliner  Zeit) 

1.  Der  Mond. 


Aufgang  Untergang 


IS.  Mai  Neumond 

4k 

•.»•  .Mg. 

7k 

4Sin 

Ab. 

*24.  , Erdf«»rne 

8 

13  . 

0 

20 

Mg. 

« Erstes  Viertel 

10 

28 

1 

10 

Juni  Vollmond 

S 

47  .\b. 

3 

48 

.*».  „ Erdnähe 

n 

4 „ 

5 

23 

„ Letztes  Viertel 

0 

48  Mg. 

10 

4-'i 

Maxiiua  der  Libration 

: 

Mai,  12. 

Juni. 

2,  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Hectas.  Doclin. 

Aufg.  1 

L’iilcrg.  1 

Rectas. 

Declin.  Aufg.  ; 

; Uiuerg. 

12. 

Mai 

4k;t8m|+24“  I.V 

4k  49«> 

9k  47»  Ak. 

1 4" 44" 

+23’  1'  .)» 

4»Ij. 

9fc42«Al. 

Ifi. 

1 4 44  ;t-23  47 

4 43  , 

9 

33  . 

5 

5 

.+23  43  5 

3 . 1 

9 .53  . 

20. 

4 4.5  -f  22  .‘>3 

U ;gi  . 

9 

11  . 

5 

2G 

+24  1.)  5 

5 , , 

10  3 . 

24. 

, 4 41  +21  30 

4 24  . 

8 

42  . 

5 

47 

+24  35  5 

8 . ' 

10  10  . 

28. 

1,  4 33  j+20  13 

4 10  . 1 

8 

8 . 

G 

9 

+24  44  5 

12  , 

10  18  . 

1. 

Juni 

!'  4 2ä  1+18  .70! 

j r>9  « 

7 

43  , 

G 

30 

+24  42  5 

19  - 

10  23  , 

y, 

4 17  +17  42 

3 44  . 

7 

12  . 

G 

51 

424  28 ‘5 

2G  . 

10  26  . 

9. 

4 13  +17  1 

:i  28  . 

C 

n:  . 

7 

12 

1+24  2 5 

34  . 

10  28  . 

13. 

» 

4 LS  -\-\(\  .W  :t  n . 
1.  Juni  Sonnenferne. 

c 

27  , 

7 

I+2.S  2(1,  5 4.>  ^ 10  29  , 
*29.  Mai  Sonnennähe. 

Mars 

Jupiter 

Rectas. 

Declin.  Aufg. 

Unterg. 

Rectas.  Declin.  I 
• 

Aufg. 

Unterg. 

14. 

Mai 

HJb  .‘Vini 

—23”  1'  9h IG" AI. 

20k57" 

— 17®46' 

Ih  T"!?. 

9k  58»  Ta. 

20. 

IG  27 

-23  5 8 45  . 

4 30  . 

20  .58 

—17  43 

0 44  . 

9 36  , 

2G. 

IG  19 

-23  5 8 13  . 

3 58  , 

20  59 

-17  42 

0 21  . 

9 13  . 

I. 

Juni 

16  10 

-23  2 7 40  . 

3 2.5  , 

20  .59 

-17  42 

1 1 53  Ab. 

8 49  . 

7. 

16  1 

-22.57  7 7 , 

2 .54  , 

20  ,59 

— 17  4.5 

11  30  . 

8 2f.  , 

13. 

15  53 
27.  Mai 

— *>2:i0  fi  :i4  „ 
Mars*Oi)i»osition. 

2 24  , 

20  .58 

-17.50  11  G . 

8 0 , 

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3117 


Saturn 

Uranus 

Rectas. 

Declin.  Aufg. 

Untorg.  Roctas. 

Declin.  Aufg. 

Unterg. 

12. 

Mai  ; 

lOk 

0“ 

-{-U“  0'|lli>19oVa. 

! 2'“  4ni1?.  131>2S«> 

— 8“35'  4M9»S» 

3b29m  Is. 

20. 

n 

10 

1 

+13  56  ,10  .60  . 

! 1 32  . 13  27 

- 8 29  ■ 4 16  . , 

2 58  . 

28. 

n 1 

10 

2 

+13  4fi  10  20  . 

1 0 . 13  26 

— 8 24  " 3 43  , 

2 25  . 

5. 

Juni 

lio 

4 

+13  36  9 52  , ! 

0 .30  . 13  25 

1—8  20  3 10  , 

1 .64  . 

13. 

1» 

10 

6 

+ 13  24  9 23  . 

11  55  Ab.  13  25 

1-8  18  2 38  . 

1 ii  i 

1 20  . 

1 

1 Neptun 

! Hectus.  ' Declin.  Aufg.  ' 

Unterg. 

11.  Mai 

1 4b  8»  + 19“21||  4h  5S™  Ir. 

8b  44»  Ik 

26.  . 

1 4 10  ; + 19  28  1 4 4 . , 

7 52  „ 

10.  Juni 

4 13  j + >9  34  1 3 7 , 

6 57  , 

3*  Verßosterungen  der  Jupitertrabanten. 

*2">.  Mai  I.  Trab.  Verfliist.  Eintritt  2^  21“  Morg. 

2.  Juni  II.  , n \ 0 „ 

3.  , II.  , 3 34  , (fi-  vor 

Sonnenaufgang) 

10.  , I.  , „ ,0  37 

4.  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 

(Kür  Berlin  sichtbar.) 


Gröfse 

Eintritt 

Austritt 

1.  Juni 

• C Librao 

5.3“ 

8b  2»  Al). 

9b  7“  Ab. 

2.  . 

• lu  Ophiuchi 

5.0 

11  13  „ 

0 23  Mg 

3.  . 

• 51 

5.0 

9 38  . 

10  45  Ab. 

$.  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  IS90 


am 

Max. 

Min. 

Rectaa. 

Declin. 

R Leporis 

12.  Juni 

6—7» 

8» 

4*»  54“  35« 

— U” 

5S‘2 

V aMonoc. 

27.  Mai 

7 

10 

6 

17 

11 

^ 

8.3 

R Ursae  maj. 

12.  Juni 

6—8 

12 

10 

36 

52 

+ 69 

21.3 

T , , 

20.  .Mai 

7-8 

12 

12 

31 

24 

+ 60 

5.7 

V Virginia 

25.  . 

8-9 

13 

13 

22 

7 

.) 

36.0 

W Ophiuchi 

28.  , 

9 

13 

16 

1.6 

29 

— 7 

26.5 

T Serpentia 

30.  , 

9—10 

12 

18 

23 

26 

+ c 

13.5 

/_  Cygni 

10.  .Juni 

4-6 

12.5 

19 

46 

21 

+ 32 

38.2 

u „ 

28.  .Mai 

8 

9 

20 

16 

12 

+ 47 

32.9 

R Vulpeculae 

14.  Juni 

8 

12-13 

20 

59 

29 

+ 23 

22.9 

T Cephei 

6-  , 

5.6 

9.5 

21 

8 

2 

+ 68 

2.8 

b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typus: 

U Cephei  . . 17.,  22.,  27.  Mai,  1.  Juni  Mitt-,  6.,  11.,  16.  Vm. 

U Coronae  . . 16.  Mai  Nm.,  23.  Mg.,  30.  Mg.,  6.  Juni  Mg.,  13.  Mg. 

S Cancri  . . 22.  Mai  Mg.,  31.  Xm. 


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0 Librao  . . 16.  Mai  Xm.,  2.*i.  Ab.,  30.  Xm.,  4.  Juni  Mg.,  8.  Ab.,  13.  Xm. 

Y Cygni  . . sehr  unn*golmäfsig  (.Miaimuni  8.  Qrüfse,  AR=»=  20“  47*"  40*,  D = 
-r-  14'6. 


c)  Miniiua  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 
T Monoc.  . . 28.  Mai. 

WVirgiiiis  . 21.  Mai,  8.  Juni. 


6.  Meteoriten. 

Besonders  bemerkeiiswertho  Moteoritenschwärme  zwischen  dem  13.  Mai 
und  15.  Juni  sind  nicht  hervorzuheben. 


7.  Nachrichten  Uber  Kometea 

Die  iin  Märzhcfle  ausgesprochene  Erwartung,  dafs  e.s  möglicherweise 
geliiigiMi  könnte,  den  im  Septoraber  1888  von  Barnard  entderkteii  Kometen 
im  lieurlg»,*n  Frühjahr  wieder  aufzufinden,  hat  sich  erfüllt.  Dem  Observator 
der  Witmer  Sternwarte,  Dr,  Spitaler,  ist  am  28.  März  die  Auffindung  geglückt. 
Der  Komet  war  zwar  ungemein  liclitschwach,  bleibt  aber  an  sehr  grofseti  In- 
strumenten noch  einige  Zeit  verfolgbur. 

Die  diesjährige  Wiederkehr  des  periodischen  Brorsenschen  Kometen 
scheint  für  die  a.sti*onomische  Beobachtung  verloren  zu  sein.  Trotz  aufmerk- 
samer Xachsuchungen  seitens  mohrer  Siernwaiieu  ist  es  nicht  gelungen,  den 
Kometen  zu  finden. 

Am  10.  März  hat  Brooks  einen  neuen  Kometen  in  der  Gegend  des  .klei- 
nen Pferdes“  entdeckt  Der  Komet  war  .\nfang  .April  schon  recht  hell  und 
b«‘wegt  sich  bei  zunehmender  Helligkeit  beträt  htlich  schnell  nordwärts;  im 
Mai  wird  er  bereits  im  „Schwan**  angelangt  sein. 


Verlag  tod  Uermaan  Pa«tol  ln  Berlin.  — Druck  von  Wilhelm  Oronau’a  Buchdrucker«!  Io  Berlin. 
FUr  die  RedacUoo  verantwortlich;  Dr.  M.  Wilhelm  Meyer  in  Berlin. 
toberecbUgter  Nachdruck  nun  dem  Inhalt  dleaer  Zeitacbrift  unleraaiTt. 
L'cbemeUungarecht  Vorbehalten. 


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Die  Ansichten  der  Physiker  und  Geologen  über  die 
innere  Beschaffenheit  des  Erdballs. 

Von  Dr.  P.  Sehwahn, 

Astronom  an  dor  Urania  in  Berlin. 

Vordringen  des  Menschen  in  das  Innere  der  Erde  hat  die 
’lS''  selbst  eine  Grenze  gesetzt  Eine  Waffe  des  Auges,  die 

uns,  wie  das  Fernrohr  durch  den  klaren  Aether  des  Weltraumes, 
so  einen  Weg  durch  die  starren  Felsraassen  hinab  zu  den  Geheim- 
nissen der  Unterwelt  bahnen  könnte,  giebt  es  nicht  Diese  zu 
erg^ründen,  ist  Sache  der  Vernunft,  welche  den  dunklen  Weg  der 
Analogie  und  Induktion  betreten  mufs,  um  aus  den  am  Himmel  und 
au  der  Erdoberfläche  wahrgenommenen  Thatsacben  auf  die  innere 
Naturbeschaffenheit  unseres  Planeten  zu  schliefsen. 

Da  diese  Forschungswege  den  weiteren  Kreisen  weniger  bekannt 
sein  dürften,  beabsichtigen  wir  in  dem  Folgenden  die  Methoden  zu 
erörtern,  durch  welche  der  menschliche  Geist  bisher  versucht  hat,  die 
Frage  nach  der  inneren  Gestaltung  unseres  Weltkörpers  der  Lösung 
näher  zu  bringen.  Wir  sagen  „näher  bringen“,  denn  über  diese  Frage 
ein  endgültiges  Urtheil  zu  fallen,  ist  heute  noch  unmöglich.  Sind  doch 
die  hierauf  bezüglichen  Anschauungen  der  mafsgebenden  Physiker 
und  Geologen  bis  in  die  jüngste  Zeit  hinein  noch  einem  gar  auffälligen 
Schwanken  ausgesetzt,  welches  die  gesamten  Grundlagen  der  Erd- 
kunde beeinflufst  und  noch  heute  den  Fortbestand  zweier  sich  einander 
so  gänzlich  ausschliefsender  Lehren  ermöglicht,  wie  sie  die  vulka- 
nistische  und  neptunistische  Weltanschauung  darbieten.  Läfst  sich 
aber  bei  dem  jetzigen  Stande  imseres  Wissens  keine  genügende  Antwort 
geben,  so  braucht  doch  die  menschliche  Wissbegierde  auf  diesem  Felde 

BUniBol  ood  Erde.  1890.  II.  9.  27 


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400 


nicht  mehr  ganz  Befriedigung  in  unbestimmten  Vermuthungen  zu 
suchen.  Bei  den  beschleunigten  Fortschritten,  deren  sich  alle  Zweige 
physikalischer  Forschung  erfreuen,  ist  wenigstens  eine  Zahl  möglicher, 
zur  Erkenntnifs  führeuder  Woge  eröffnet  worden. 

Durch  unmittelbare  Anschauung  können  wir  uns  über  den  Zu- 
stand des  Erdinnem  nur  sehr  unvollkommen  unterrichten.  Denn  es 
läfst  sich  wohl  kaum  erwarten,  dafs  die  Fortschritte  der  Technik  uns 
jemals  befähigen  worden,  die  Grenze,  bis  zu  welcher  es  gegenwärtig 
gelungen  ist,  in  Bergwerken  vorzudringen,  oder  physikalische  Mefs- 
instrumente  in  Minen  und  Bohrlöchern  zu  versenken,  um  ein  Erheb- 
liches zu  überschreiten.  Nun  erweisen  sich  aber  die  Temperatur- 
beobachtungen längs  der  bis  jetzt  erforschten  Strecke  von  1716  m‘)  — 

was  des  Erdhalbmessers  gleichkommt  — keinenfalls  als  mafs- 

gobend  für  das  physikalische  Verhalten  unseres  Planeten  in  seinen 
innersten  Schichten. 

So  ist  denn  die  geophysische  Wissenschaft  bei  der  Behandlung 
ilieses  Problems  in  der  Hauptsache  auf  den  induktiven  Weg  ange- 
wiesen, der  in  der  Erkenntnifs  de's  Erdbaus  mit  einer  Hypothese  be- 
ginnt und  nach  und  nach  alle  Erscheinungen  mit  dieser  in  Einklang 
zu  bringen  sucht.  Von  den  verschiedenen,  auf  hypotlietischen  Grund- 
lagen basirenden  Theorien  können  aber  nur  drei  Anspruch  auf  wissen- 
schaftliche Bedeutung  erheben.  Es  sind  dies:] 

Die  geologische  od er  Fl  uidi tä tshypothese,  wonach  unser 
Weltkörper  im  Innern  ein  Centralmeer  geschmolzener  Felsmasseii 
enthalten  und  nur  an  der  Oberfläche  von  einer  festen  Gesteinskruste 
umhüllt  sein  soll. 

Die  astronomische  oder  Rigiditätshy pothese,  die  uns 
den  Erdkörper  als  durch  und  durch  fest  darstellt 

Die  dritte  Fassung  endlich  sucht  den  Ansprüchen  der  Geologie 
und  Astronomie  in  gleicher  Weise  gerecht  zu  werden;  sie  verlangt 
nur  eine  im  zähfl üssigen  Zustande  befindliche  Gluthzone  von 
mäfsiger  Ausdehnung  zwischen  der  äufseren  festen  Rinde  und  einem 
inneren  festen  Kern. 

Schon  wegen  ihres  Alters  nimmt  unter  diesen  drei  Hypothesen 
unstreitig  die  Leibnitzsche  Lehre  vom  feurig-flüssigen  Erdinnem 
den  ehrwürdigsten  Platz  ein.  Auch  geniefst  sie,  weil  eine  ganze 
Reihe  geologischer  Erscheinungen  sich  auf  ihrer  Grundlage  anscheinend 

*)  In  dem  preufsischen  Bohrlocho  zu  Schladebach,  dem  gegenwärtig 
tiefeten  der  Erde.  Vergl.  Himmel  und  Erde,  Jshrg.  II,  S.  245. 


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401 


leicht  auf  bauen  läfst,  nicht  nur  in  weiteren  Kreisen  das  Ansehen 
einer  schulg-emüfson  Wahrheit,  sondern  hat  auch  bei  namhaften  For- 
schem, die  tiefer  in  die  Geheimnisse  des  Erdbaus  blicken  konnten, 
von  jeher  günstige  Aufnahme  gefunden.  Unter  den  Philosophen  und 
Physikern  sind  es  neben  Leibnitz  und  Desoartes  namentlich  Laplace 
und  Fourier,  welche  diese  Lehre  wissenschaftlich  zu  begründen 
suchten,  und  unter  den  Geologen  huldigen  Männer  wie  Hutton, 
Lyell,  Alex.  v.  Humboldt,  Hennessy  offen  dem  Plutonismus. 

Während  die  Wärme  der  äufseren  Erdrinde  eine  fremde,  von  der 
Sonne  geborgte  und  von  dieser  abhängige  ist,  machen  sich  unterhalb 
der  Grenze  der  Sonnenbeeinflussung  Temperalurverhältnisse  in  einer 
Weise  geltend,  dafs  man  auf  eine  in  der  Tiefe  der  Erde  selbst  lie- 
gende, also  ihr  eigenthümliche  Wärmequelle  schliefsen  mufs.  Von  der 
Grenze  der  Einwirkung  der  Sonnenwärrae  an  findet  nämlich  überall,  wo 
und  so  weit  man  bis  jetzt  in  Bergwerken  und  Bohrlöchern  in  den 
Schofs  der  Erde  eingedningen  ist,  nach  abwärts  eine  stete  Temperatur- 
zunahme statt.  Diese  Zunahme  erweist  sich  nach  allen  bisherigen 
■Messungen  als  eine  derartige,  dafs  — unter  gleichen  Druckverhält- 
nissen wie  an  der  Oberfläche  — schon  in  sehr  mäfsigon  Tiefen  der 
mittlere  Schmelzpunkt  selbst  der  widerstandsfähigsten,  uns  bekannten 
Substanzen  erreicht  wird.  Nach  den  neuesten  Temperaturhoobach- 
tungen  im  Bohrloche  zu  Schladebach  bei  Halle,  dem  gegenwärtig  tief- 
sten der  Welt,  müfste  schon  in  lä'/j  geogr.  Meilen  unter  der  Erd- 
decke eine  Gluthhitzo  von  etwa  2300®  R.  obwalten,  bei  welcher  alle 
Gesteine  und  Metalle  nach  den  Experimenten  in  unseren  Hochöfen  in 
den  Schmelzflufs  gerathen  wünlen. 

Durch  gewisse  Annalimen  bezüglich  der  geothermischen  Tiefen- 
stufc  und  der  Schmelzhitze  der  refraktärsten  Gesteine,  als  deren  Typus 
Basalt  und  Trachyt  betrachtet  werden  können,  haben  die  Geologen 
die  Mächtigkeit  der  festen  ErdumhUllung  zu  schätzen  versucht.  Der- 
artige Schätzungen  sind  freilich  noch  grofsen  Schwankungen  unter- 
worfen, was  damit  erklärlich  wird,  dafs  wir  weder  das  Gesetz  der 
Temperaturzunahme  genau  kennen,  noch  wissen,  welche  Temperatur 
als  die  mittlere  Schmelzhitze  aller  Gesteine  zu  setzen  ist,  und  wie 
diese  letztere  durch  die  im  Innern  herrschenden  Druckkräfte  beein- 
flufst  wird. 

Die  älteren  Forscher  der  plutonischen  Schule:  Humboldt,  Elie 
de  Beaumont,  Arago  berechnen  die  Dicke  der  Erstarrungskruste  zu 
5 bis  7 geogr.  Meilen,  indefs  schon  Cord  io  r fand  diese  geringe  Stärke 
bedenklich  und  wollte  ihr  wenigstens  eine  solche  von  14  Meilen  zu- 

27* 


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402 


gOBchrieben  wissen.  Untor  Berücksichtigung  der  im  Innern  der  Erde 
vorhandenen  enormen  Druckverhältnisse  und  dos  dadurch  bewirkten 
Ilinaufrückcns  der  Schmelz-  und  Siedepunkte  ist  man  jedoch  gegen- 
wärtig geneigt  der  festen  Umhüllung  unseres  Weltkörpers  eine  noch 
weit  gröfsere  Stärke  beizumessen. 

Die  Vertreter  der  plutonischen  Lehre  verweisen  uns  ferner 
auf  die  vulkanischen  Vorgänge.  So  reichlich  auch  gegenwärtig  die 
Zalil  der  thätigen  Vulkane  ist,  so  kann  man  dieselben  doch  nur  als 
einen  kleinen  Theil  aller  derjenigen  betrachten,  die  in  früheren  Zeit- 
räumen das  Werk  der  Umgestaltung  in  den  Obcrflächenschichten 
unseres  Weltkörpers  vollzogen  haben.  Der  Ursitz  aller  dieser  Kraft- 
äufserungen  soll  in  der  gewaltigen  Bethätigung  eines  imterirdischen 
Magma-Meeres  zu  suchen  sein,  für  dessen  gleichmäfsige  Verbreitung 
unter  der  festen  Erddecke  nach  der  Meinung  der  Plutonisten  die  That- 
sache  spricht,  dafs  die  über  das  ganze  Erdrund  zerstreuten  Fouerberge 
nicht  nur  in  ihrem  Aufbau  und  dem  Mechanismus  ihrer  Thätigkeit  durch- 
aus übereinstimmen,  sondern  auch  ihre  Produkte  von  fast  gleicher  mine- 
ralogischer Zusammensetzung  sind.  Schliefslich,  behaupten  die  Vulka- 
nisten,  konnten  die  Erdstöfse  sowie  die  noch  heute  fortdauernden 
allmählichen  Hebungen  und  Senkungen  von  Ländergebieten  kaum  durch 
einen  festen  Erdkörper  Erklärung  finden,  während  sich  aus  der  Vor- 
stellung einer  dünnen,  beweglichen  und  elastischen  Rinde,  auf  einem 
heifsllüssigen  Magma  schwimmend,  alle  gegenwärtigen  und  vergangenen 
Erscheinungen  des  Erdenlebens  auf  ungezwungeneWeise  ableilen  liefsen. 

Weil  aber  das  Beobachtungsfeld  des  Geologen  durch  natürliche 
Grenzen  eingeengt  ist,  sein  Forschungsgebiet  sich  nur  auf  die  Vorgänge 
an  der  obersten  Hülle  unseres  Planeten  erstreckt,  erschienen  rein  geolo- 
gische Beweismittel  für  die  Haltbarkeit  der  Fluiditätshypothese  doch 
nicht  ganz  ausreichend.  Um  zu  der  Wahrheit  näher  kommenden  Vor- 
stellungen zu  gelangen,  hat  man  auf  den  Urzustand  unseres  Welt- 
körpers zurückgeschaut  und  in  Erw.ägung  gezogen,  was  für  Rückschlüsse 
sich  aus  der  Gestaltung  seiner  Oberfläche  auf  die  innere  Beschaffen- 
heit machen  lassen. 

Beobachtungen  der  Pendelschwingungen  und  direkte  Vermessun- 
gen haben  bekanntlich  gezeigt,  dafs  die  Form  der  Erde  nicht  gfenau 
einer  Kugel  entspricht,  sondern  an  den  Umdrehungspolen  etwas  ab- 
geplattet ist,  und  dafs  ihre  mittlere  Oberfläche  einem  Umdrehuugs- 
ellipsoide,  dessen  Rotationsaxe  mit  der  Polaraxe  zusammenfällt,  sehr 
nahe  kommt.  Diese  Gestalt  war  schon  für  Newton  und  Huyghens 
ein  genügender  Beweis  dafdr,  dafs  unser  Planet  ehedem  eine  Periode 


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403 


der  Fluiditat  durchg-omacht  habe.  Nach  den  Grundlehren  der  Mechanik 
müssen  die  Massentheilchen , welche  sich  unter  dem  Einflüsse  der 
Gravitation  allein  zu  einer  vollkommenen  Kugel  angeordnet  haben 
würden,  durch  die  in  Begleitung  der  Umdrehung  aufiretende  Schwung- 
kraft von  den  Polen  nach  dem  Aequator  hingedrängt  worden  sein, 
und  dies  setzt  für  die  früheren  Phasen  der  Erdontwicklung  eine  freie 
Beweglichkeit  der  Theilchen  voraus,  die  nach  der  Meinung  der  älteren 
Forscher  nicht  wohl  andere  als  in  einem  ursprünglich  flüssigen  Zu- 
stande gesucht  werden  kann,  der  sich  zum  Theil  im  Innern  noch  er- 
halten haben  soll.  So  besitzen  ja  auch  — ganz  analog  unserer  Erde  — 
Saturn  und  Jupiter  eine  polare  Abplattung,  die  in  einem  bestimmten 
Verhältnifs  zur  Rotationsdauer  steht. 

Gegen  diesen  Ne wton-Huyghensschen  Sohlufs  zu  Gunsten 
einer  früheren  Fluiditat  läfst  sich  jedoch,  wie  zuerst  der  englische 
Geophysiker  Spencer  bemerkte,  ein  Einwand  verbringen,  der  sich 
auf  den  unsicheren  Begriff  der  Fluidität  bezieht.  Die  modernen  Er- 
rungenschaften der  Naturforechung  erkennen  nämlich  nicht  in  dem 
Mafso  einen  so  schroffen  Unterschied  zwischen  dem  Festen  und 
Flüssigen  an,  wie  wir  es  bei  dem  sehr  verschiedenen  Grade  der  Be- 
weglichkeit von  im  täglichen  Leben  vorkommenden  Substanzen  wohl 
zu  thun  geneigt  sind.  Man  weifs  heute,  dafs  selbst  die  festesten 
Massen  unter  gehörigem  Drucke  in  den  Zustand  des  Fliefsens  gerathon 
können.  Und  so  werden  wir  denn  auch  in  dem  Weiteren  sehen,  dafs 
die  Form  der  Erde  uns  nur  sehr  mangelhafte  Daten  gewährt,  um  die 
Frage  nach  dem  Aggregatzustand  dos  Innern  zu  Gunsten  der  einen 
oder  andern  jener  drei  aufgestollton  Hypotliesen  entscheiden  zu  können. 

Diese  Betrachtungen  haben  nur  insofern  Bedeutung,  als  sie  uns 
über  den  vergangenen  Zustand  der  Erde  Rechenschaft  ablegen;  in- 
dessen über  die  uns  zumeist  .interessirende  Frage  nach  der  gegen- 
wärtigen Beschaffenheit  sagen  sie  nichts  Näheres  aus.  Wenn  unser 
Planet  auch  wirklich  ein  feuerflüssiger  Ball  gewesen  ist  — was  ja 
auch  kosmogonische  Spekulationen  als  sehr  wahrscheinlich  hinstellen  — , 
so  bleibt  doch  noch  immer  die  nicht  minder  schwer  zu  beantwortende 
Frage  offen,  bis  zu  welchem  Grade  die  Abkühlung  und  die  damit  ver- 
bundene Erstarrung  seiner  Materie  gegenwärtig  fortgeschritten  ist. 
Die  Geologen  verweisen  uns  zwar  auf  die  thermischen  Tiefenphäno- 
mene und  auf  das  Empordringen  schmelzflüssiger  Lava;  dafs  aber 
diesen  Erscheinungen  allein  eine  überzeugende  Beweiskraft  für  eine 
noch  gegenwärtig  bestehende  Fluidität  des  Innern  nicht  beiwohnen 
kann,  müssen  wir  offen  den  Gegnern  der  Fluiditätshypothese  zugestehen. 


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404 


Der  Antrieb  zu  einer  Bekämpfung  dieser  althergebrachten  Mei- 
nung ist  von  Physikern  und  Astronomen  ausgegangen,  und  — nach 
dem  gegenwärtigen  Standpunkte  der  Forschung  zu  urtheilen  — scheinen 
in  der  That  die  von  dieser  Seite  vorgebrachten  Argumente  die  geolo- 
gischen zu  überwiegen.  Zwar  ist  Poissons  geogenetische  Hypothese, 
wonach  die  Erde  von  innen  heraus  erstarrt  und  daher  von  durch- 
gehender Festigkeit  sein  soll,  durch  neuere  Erfahrungen  etwas  er- 
schüttert worden,  und  auch  die  Versuche  von  Hopkins  aus  der 
Präzessionsbewegung  unseres  Weltkörpers  einen  Rückschlufs  auf  sein 
inneres  Verhalten  zu  machen,  führten  zu  keinem  endgültigen  Resultate, 
dagegen  haben  die  Untersuchungen  so  vortrefflicher  Forscher  wie 
Sir  William  Thomson  und  G.  H.  Darwin  neues  Licht  auf  die 
geophysischen  Verhältnisse  geworfen  und  in  der  That  die  Ansichten 
BO  mancher  Geologen  über  die  Natur  des  Erdinnem  erschüttert. 

Nach  der  von  Kant  in  der  „allgemeinen  Naturgeschichte  des 
Himmels“  und  später  von  Laplace  in  der  „Mecanique  cöleste“  selbst- 
ständig begründeten  Hypothese  über  die  Entstehung  der  Weltkörper, 
mufs  unser  Planet  nicht  allein  einen  flüssigen,  sondern  auch  einen 
feurigflüssigen  Zustand,  der  aus  einem  früheren  gasförmigen  hervor- 
ging, durchgemacht  haben.  Poisson  hat  an  diese  Vorstellungsreihe 
angeknüpft  und  ist  der  Begründer  einer  eigenartigen  Hypothese  der 
Erdentstehung  geworden.  Da  uns  dieselbe  mit  einigen  Abände- 
rungen noch  einmal  in  diesem  Aufsatze  begegnen  wird,  soll  sie  hier 
in  ihren  allgemeinen  Zügen  mitgetheilt  werden. 

Der  einst  feuerflüssige  Erdball  mufste  durch  fortdauerndes  Aus- 
strahlen seiner  Eigenwärme  in  den  umgebenden  kälteren  Weltraum 
allmählich  zu  einem  solchen  Grade  der  Abkühlung  gelangen,  dafs 
sich  feste  Schollen  an  seiner  Oberfläche  zu  bilden  anlingen.  Weil 
dieselben  spezifisch  schwerer  waren  als  das  darunter  befindliche  Meer 
geschmolzener  Silicate,  sanken  sie  unter  und  wurden  wiederum  durch 
heifse  flüssige  Massen  ersetzt,  die  nach  genügender  Abkühlung  eben- 
falls erstarrten  und  in  die  Tiefe  tauchten.  Dieser  Prozefs  führte, 
ähnlich  wie  bei  einer  erkaltenden  Wassermasse,  zur  Entstehung  eines 
doppelten  auf-  und  abwärts  kreisenden  „Fortführungs-  oder  Kon- 
vektionsstromes“, welcher  den  grofsen  Temperaturunterschied  zwischen 
den  äufseren  und  inneren  Schichten  schneller  beseitigte,  als  es  durch 
die  blofse  Wärmeleitung  des  an  der  Oberfläche  erstarrten  Körpers 
hätte  geschehen  können.  Nachdem  der  Erde  soviel  Wärme  entzogen 
war,  dafs  sie  zähe  zu  werden  begann,  nalim  die  Erhärtung  ihren  An- 


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405 


fang  im  Mittelpunkte,  wo  der  Druck  gleichzeitig  dieselbe  begünstigte, 
und  setzte  eich  allmählich  bis  an  die  Oberfläche  fort 

In  dieser  Weise  soll  unser  von  innen  heraus  erstarrter  Welt- 
körper  alle  Wärme  verloren  haben.  Es  scheint  dem  grofsen  Geometer 
annehmbar,  dafs  die  thatsächlich  beobachtete  Steigerung  der  Temperatur 
mit  der  Tiefe  sich  nicht  auf  den  ganzen  Globus  erstrecke,  sondern 
nur  eine  Folge  der  Wärmeaufnahme  unseres  Planeten  sei,  der  auf  der 
Wanderung  des  Sonnensystems  nach  dem  Stembilde  des  Herkules 
zu  sehr  ungleich  teraperirte  Stellen  des  Weltenraumes  angetroffen 
haben  kann.  Unser  Planetensystem  soll  hiernach  in  früheren  geolo- 
gischen Zeitläufen  in  der  Nähe  grofser  sonnenähnlicher  Sterne  ver- 
weilt haben,  welche  der  Erde  durch  Strahlimg  die  in  den  Oberflächen- 
sohichten  vorhandene  Wärmeenergie  mittheilen  konnten.  Läfst  sich 
nun  aber  diese  eigenartige  Hypothese  mit  den  Errungenschaften  der 
modernen  Forschung  in  Einklang  bringen?  Wäre  unser  Weltkörper 
wirklich  eine  kalte  Steinkugel,  die  nur  zeitweise,  während  grofser 
geologischer  Epochen,  von  aufsen  her  Wärme  durch  Bestrahlung 
empfangen  hat? 

Nun  allerdings  haben  die  Anschauungen  des  berühmten  französi- 
schen Physikers  bis  in  die  jüngste  Zeit  hinein  einige  hervorragende 
Verfechter  gefunden.  So  hält  namentlich  Sir  William  Thomson  bei 
seinen  Untersuchungen  über  die  Rigidität  unseres  Globus  an  der  Vor- 
stellung fest,  dafs  die  Erstarrung  von  innen  heraus  stattgefunden 
habe.  Es  liegen  indefs  zur  Zeit  schwerwiegende  Einwändo  vor,  welche 
diese  Lehre  der  Erdbildung,  ohne  Rücksicht  auf  so  gewichtige  Autori- 
täten, als  wenig  begründet  erscheinen  lassen. 

William  Thomson  hat  seine  Untersuchungen  über  diesen 
Gegenstand  auf  experimentellen  Grundlagen  zu  stützen  versucht;  er 
berief  sich  dabei  auf  Angaben  von  Bischof,  w'onach  die  Zu- 
sammenziehung der  geschmolzenen  Silicate  beim  Erstarren  20  pCt  be- 
trägt. Aber  schon  Mailet  fand,  dafs  diese  nur  6 pCt.  erreicht,  und 
neuerdings  haben  Experimente  der  deutschen  Physiker  W.  Siemens, 
Nies  und  Winkel  mann,  sowie  diejenigen  der  englischen  Forscher 
Centners,  Millars,  Whitleys,  Roberts  und  Hannays  fast  allge- 
mein erwiesen,  dafs  der  üebergang  der  Materie  aus  dem  flüssigen  in 
den  festen  Aggregatzusland  meist  mit  einer  räumlichen  Ausdehnung 
und  folglich  mit  einem  Gewichtsverluste  verbunden  ist.  Aus  den  Ver- 
suchen der  genannten  Forscher  geht  unter  andern  hervor,  dafs  Theile 
von  Eisen,  Wismuth,  Messing,  Basalt,  Glas,  Granit  und  einer  Reihe 
anderer  Silicatgesteine  von  der  gleichartigen  geschmolzenen  Masse  — 


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4(16 


wenigstens  bei  einem  gewissen  Grade  der  Zähflüssigkeit  — getragen 
werden,  also  im  Momente  der  Verfestigung  eine  Ausdehnung  zeigen. 
Ausführlichere  Mittheilungen  über  diesen  hochinteressanten  Gegen- 
stand finden  wir  in  der  kürzlich  erschienenen  Schrift  von  Fr.  Nies: 
„Ueber  das  Verhaiten  der  Silicate  beim  Uobergange  aus 
dem  glutbflüssigen  in  den  fes ten  Aggregatzustand“  (Stuttgart, 
1889).  Es  ist  ferner  eine  bekannte  Tbatsache,  dass  sich  Silvestri 
bei  dem  Ausbruche  des  Aetna  im  Jahre  1815  auf  die  Schlacken- 
sohollon  eines  in  Bewegung  belindliohen,  im  Innern  noch  glühend 
heifsen  Lavastromes  stellen  konnte,  ohne  dafs  dieselben  unter  seinen 
Füfsen  gewichen  wären,  und  dasselbe  zeigte  sich  bei  dem  riesigen 
Ijavabecken,  welches  der  Krater  des  Kilauea  auf  Hawaü  bildete.'^ 
Man  hat  den  Grund  dieser  Tragfähigkeit  bisher  in  der  aufser- 
ordentlichen  Zähigkeit,  welche  den  flüssigen  Siboatmassen  eigen 
sein  soll,  gesucht.  Demgegenüber  erwähnt  nun  Nies  in  der  ge- 
nannten Schrift  eine  Reihe  von  Beobachtungen,  welche  es  sehr 
wahrscheinlich  machen,  dafs  die  erhärtete  Lava  nicht  wegen  ihrer 
Zähigkeit  (Viskosität),  sondern  wegen  des  geringen  spezifischen 
Gewichtes  von  der  fliefsonden  Lava  getragen  wird.  Iliorhiu  gehören 
unter  andern  auch  besonders  interessante  Vorsucbe  des  berühmten 
Vosuvforschers  Palmieri,  wonach  Würfel  und  Kugeln  von  fester  Lava, 
in  fliefsonde  Vesuvlava  geworfen  und  in  diese  eingetaucht,  immer 
wieder  an  die  Oberfläche  kommen  und  auf  derselben  schwimmen  sollen. 

Jedenfalls  darf  man  aus  erneuerten,  in  der  von  Nies  ange- 
deuteten und  anempfohlenen  Weise  exakt  durchgeführten  Versuchen 
allgemeine  Schlüsse  über  das  Verhalten  der  Silicate  beim  Uebergang 
aus  dem  flüssigen  in  den  festen  Aggregatzustand  und  vielleicht  auch 
über  den  Vorgang  der  Erdbildung  erhoffen.  Dafs  indefs  derartige 
Versuche  noch  kein  abschliefsendes  Resultat  ergeben  haben,  dafür 
scheinen  andrerseits  wiederum  neuere  Experimente  der  italienischen 
Forscher  Vincenti  und  Omodei  zu  sprechen. 

Die  erwähnten  Thatsachen  haben  die  Poissonsche,  von  Thom- 
son weiter  verfolgte  geogenetische  Hypothese  etwas  erschüttert,  da 
dieselbe  ja  von  der  Voraussetzung  ausgeht,  dafs  die  Gesteine  im 
kalten,  festen  Zustande  spezifisch  schwerer  seien  als  im  heifsen,  ge- 
schmolzenen und  deshalb  in  das  Gluthmeer  untersinken,  wodurch 
die  Unmöglichkeit  der  Bildung  einer  festen  Erdhülle  begründet 

Dieser  gewaltige  Kiatersee  ver.scliwand  am  6.  März  ISSfi  durch  Zurück- 
tUetsen  der  Lavamaese  in  eine  Erdspalte;  gegenwärtig  ist  er  wieder  in  Füllung 
begriffen. 


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wäre.  Nach  dem  neuen  Experimentalbefund  raüfste  vielmehr  das 
erstarrte  Material  auf  dem  flüssij^en  schwimmen,  und  bleibt  dabei 
auch  nicht  ausgeschlossen,  dafs  die  Körper  im  völlig  erkalteten  Zu- 
stande doch  wieder  spezifisch  schwerer  werden  als  im  geschmolzenen, 
BO  ist  doch  jedenfalls  durch  denselben  die  Möglichkeit  einer  Rinden- 
bildung gewährleistet.  Erst  wenn  sich  die  Schollen  zu  einer  un- 
unterbrochenen Kruste  zusammengesetzt  haben,  kann  eine  bedeutende 
Erkaltung  der  Oberfläche  eintreten;  die  Rinde  wird  dann  aber  ihrem 
Einbruch  einen  elastischen  Widerstand  entgegensetzen,  der  — so  un- 
bedeutend er  im  Vergleich  zur  Schwere  sein  mag  — doch  den  ge- 
ringen Unterschied  im  spezifischen  Gewichte  aufwiegen  dürfte,  den 
eine  weitere  Abkühlung  zur  Folge  hat  Man  denke  doch  nur  daran, 
dafs  eine  dünne  Eisschicht,  vom  Wasser  getragen,  bedeutend  belastet 
werden  kann,  ohne  zu  brechen. 

Freilich  kann  man  zur  Zeit  noch  nicht  behaupten,  dafs  durch 
diese  Ergebnisse  die  Haltbarkeit  der  Poissonschen  Hypothese  ganz 
in  Frage  gestellt  worden  sei.  Denn  es  giebt  eine  Reihe  von  Er- 
scheinungen im  weiteren  Kosmos,  so  z.  B.  die  periodische  Flecken- 
bildung auf  der  Sonne,  welche  nach  einigen  Forschem  die  Ver- 
muthung,  dafs  die  Erhärtung  der  Weltkörper  von  innen  heraus  er- 
folge, wiederum  näher  legen. 

0-röfseren  objektiven  Werth  für  die  Klärung  der  Sachlage,  wenig- 
stens was  den  gegenwärtigen  Zustand  des  Erdinnem  betrifll,  mufs 
man  den  astronomischen  Argumenten  beilegen. 

Es  mag  dem  Laien  überraschend  sein,  dafs  man  versucht  hat, 
aus  den  kleinen  Verrückungen,  welche  die  Fixsterne  an  der  Himmels- 
sphäre  im  Ijaufe  der  Jahrhunderte  erfahren,  einen  Rückschlufs  auf  die 
innere  Beschaffenheit  unseres  Planeten  zu  machen.  Man  beachte  indefs, 
dafs  der  bei  weitem  beträchtlichere  Theil  jener  Steraverschiebungen 
von  der  Richtungsänderung  der  Umdrehungsaxo  unserer  Erde  im 
Raume  herrührt,  ein  Phaenomen,  das  bekanntlich  von  den  Astn>- 
nomen  unter  dem  Namen  „Präzession  der  Naohtgleichen“  zusammen- 
gefafst  wird,  und  das  in  enger  Beziehung  mit  der  Anordnung  der 
Erdmaterie  um  diese  Axe  steht.  Diese  beständige,  jedoch  sehr  lang- 
same Richtungsänderung  ist  in  überwiegendem  Mafse  der  Anziehmigs- 
krafl  des  Mondes  und  in  geringerem  derjenigen  unserer  Sonne  auf 
den  äquatorealen  Massengurt  zuzuschreiben;  sie  würde  nicht  statt- 
flnden  bei  einem  vollkommenen  gleichmäfsig  geschichteten,  kugel- 
förmigen Erdkörper. 

Bei  der  Berechnung  dieser  Bewegungserscheinung  ist  man  von 


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der  Voraussetzung'  ausgegangen,  dafs  unsere  Erde  ein  vollkommen 
starrer  Körper  sei,  in  dem  alle  Massontheilohen  so  innig  mit  einander 
verbunden  seien,  dafs  sie  insgesamt  den  genannten  bewegenden  Kräften 
ausgesetzt  bleiben.  Wenn  dagegen  der  innere  Kern  aus  einer  Flüssig- 
keit bestände,  von  einem  starren  Felspanzer  bedeckt,  so  glaubte  man, 
dafs  die  Präzessionsbewegung  sich  anders  gestalten  würde,  als  bei 
einem  durch  und  durch  starren  Körper,  indem  dann  die  störende 
Wirkung  des  Mondes  sich  nur  auf  die  Kruste  erstrecken,  die  innere 
Flüssigkeit  dagegen  wcg^n  der  Trägheit  ihrer  Theile  an  der  Be- 
wegfung  der  Hülle  nicht  theilnehmen,  oder  doch  nur  einer  gering- 
fügigen Einwirkung  ausgesetzt  sein  könnte.  Und  weiter  dachte  man, 
dafs  die  Verschiebung  der  Erdaxe  — einem  einfachen  dynamischen 
Prinzips  gemäfs  — in  dem  Grade  bedeutender  ausfallen  würde,  als 
weniger  Masse  bewegt  wird,  also  je  weniger  bedeutend  die  Stärke  der 
den  flüssigen  Kern  umgebenden  festen  Hülle  ist 

Auf  Grund  solcher  mechanischen  Ueberlegungen  hat  sich  der 
berühmte  englische  Geophysiker  Hopkins  um  das  Jahr  1839  das 
Problem  gestellt,  die  Präzessionsbewegung  von  sphäroidischen  Körpern 
unter  der  Annahme  der  Fluidität  ilires  inneren  Kerns  zu  untersuchen. 
Er  fand,  dafs  die  Bewegung  der  Erdaxe  überhaupt  nur  möglich  sei, 
wenn  unser  Weltkörper  aus  einem  Centralmeere  geschmolzener  Felsen 
bestehe,  dessen  umgebende  feste  Hülle  die  Stärke  von  30  bis  60  Kilo- 
metern erreicht,®)  dafs  aber,  wenn  die  Präzessionsbewegung  mit  der 
thatsäch liehen,  aus  den  Beobachtungen  der  Fixsterne  abgeleiteten,  im 
Einklang  stehen  soll,  dies  mindestens  eine  Dicke  der  Hülle  von 
1300  bis  1600  Kilometer  verlangt,  und  man  daher  sehr  gut  den  ganzen 
Erdkörper  als  durch  und  durch  fest  annehmen  könnte,  falls  in  seinem 
Innern  die  Existenz  örtlich  begrenzter,  mit  geschmolzenen  Silicaten 
ausgefüllter  Hohlräume  zugelassen  wird. 

Dafs  indefs  diese  Resultate  das  ihnen  namentlich  von  den  An- 
hängern des  Neptunismus  entgegengebrachte  Vertrauen  nicht  ver- 
dienen, zeigen  die  sachgemäfsen  Einwände,  welche  hiergegen  er- 
hoben wonlen  sind.  Neben  Hennessy,  der  mit  allen  geologischen 
Thatsachen  gegen  Hopkins  ins  Feld  zog,  hat  der  bekannte  französi- 
sche Astronom  Delaunay  gerechte  Zweifel  gegen  die  Theorie  des 
englischen  Physikers  vorgobrachL  Hopkins  setzt  absolute  Flui- 
dität des  Erdmagmas  voraus  und*  vernachlässigt  dabei  die  Zähig- 
keit oder  Viskosität.  Nun  sind  aber  alle  Flüssigkeiten  von  einem 

D.  h.  bei  einer  geringen  Stärke  soll  gar  keine  Präzessionsbewegung 
stattünden  können. 


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mehr  oder  minder  hohen  Zähigkeitsg^ade  behaftet,  d.  b.  ihre  Theil- 
ohen  können  nur  unter  Ueberwindung  eines  grofsen  inneren  Rei- 
bungswiderstandes gegen  einander  verschoben  werden.  Auf  Grund 
dieser  Viskosität  und  der  sie  begleitenden  Reibung,  die  bei  einem 
allmählichen  Uebergange  von  dem  festen  in  den  flüssigen  Zustand 
stets  auftritt,  erscheint  es  als  aufser  Frage  stehend,  dafs  Hülle  und 
Flüssigkeit  sich  nahezu  so  bewegen  werden,  als  ob  beide  ein  starres 
mechanisches  System  bilden.  Experimente,  welche  Champagneur 
im  Laboratorium  der  Sorbonne  mit  einem  Glasballon  anstellto,  der  ver- 
schiedene zähe  Flüssigkeiten  enthielt,  haben  dies  vollkommen  be- 
stätigt Bei  kleinen  Schwingungen  des  Ballons  zeigte  sich  in  der 
That,  dafs  der  Inhalt  in  allen  Punkten  der  Bewegung  seiner  Um- 
hüllung folgte,  und  nur  bei  gröfseren  Geschwindigkeiten  trat 
diese  Uebereinstimmung  nicht  so  offenkundig  hervor.  Boi  der 
Präzession  handelt  es  sich  nun  aber  um  eine  Bewegung  von 
äufserster  Langsamkeit,  indem  bekanntlich  die  Erdaxe  in  26  000 
Jahren  den  vollständigen  Kegelmantel  um  ihre  mittlere  Lage  be- 
schreibt. Und  da  aufserdem  die  Reibung  bei  den  im  Erdinnem 
obwaltenden  enormen  Druckkräften  eine  ebenso  gewaltige  Steigerung 
erfahren  mufs,  unterliegt  es  wohl  keinem  Zweifel,  dafs  die  sinn- 
reiche, aber  in  ihren  Grundlagen  etwas  bescheidene  Hopkinssche 
Analyse  die  Frage  nach  dem  Aggregatzustand  des  Erdkerns  der 
Lösung  nicht  näher  geführt  hat 

Ebensowenig  ist  wohl  zu  erwarten,  dafs  sich  eine  jüngst  von 
dem  belgischen  Astronomen  Folie  angeregte  Vorstellung  bewahrheiten 
wird,  wonach  die  Nutation,  d.  h.  jene  kleine  periodische  Bewegung, 
welche  der  Weltpol  bei  seinem  Kreislauf  um  den  Pol  der  Ekliptik 
ausführt  ein  untrügliches  Kriterium  für  eine  noch  gegenwärtig  theil- 
weise  bestehende  Fluidität  des  Erdinnem  darbieten  soll.  Vom  Stand- 
punkte der  Theorie  aus  wären  hiernach  kleine,  tägliche  periodische 
Ortsveränderungen  der  Fixsterne  an  der  Himmelsspbäre  zu  erwarten, 
deren  Existenz  Folie  für  gesichert  hält  Eis  ist  aber  bis  jetzt  nur 
w'eniges  bekannt  geworden,  was  zu  der  Annahme  von  täglichen  Perioden 
— aufser  den  durch  die  Aberration  bewirkten  — in  den  Positionen 
der  dem  Himmelspole  nahen  E’ixsteme  berechtigen  könnte.^) 

Bis  in  die  jüngste  Zeit  hinein  hat  man  sich  in  der  Theorie  der 
Bewegung  der  Erdaxe,  sowie  überhaupt  bei  der  Behandlung  geophy- 
sischer  Probleme  mit  einer  Voraussetzung  begnügt,  die  der  Wirklich- 

*)  Vergl.  hierüber  Himmel  und  Erde,  Jahrg.  I,  S.  4Si). 


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keit  nicht  ganz  entspricht,  nämlich  mit  der  Voraussetzung,  dafs  der 
Erdkörper  als  ein  System  starr  mit  einander  verbundener  Massen- 
punkte betrachtet  werden  könne  und  demnach  keiner  Formverände- 
nmg  unterworfen  seL  Dieser  vereinfachende  und  über  viele 
Schwierigkeiten  hinweghelfendo  Gesichtspunkt  ist  gewifs  bei  vielen 
Untersuchungen  in  der  uns  näher  liegenden  Erscheinungssphäre 
körperlicher  Bewegungsvorgänge  durchaus  berechtigt.  Allein  bei 
einem  Körper  von  so  umfassenden  Dimensionen,  wie  sie  der  Enl- 
ball  darbietet,  welcher  so  enormen  Gewalten,  wie  der  Anziehungskraft 
des  Mondes  und  der  Sonne  ausgesetzt  ist,  hat  man  sich  mit  Recht 
neuerdings  veranlafst  gefühlt,  auf  die  Strukturverhältnisse  Rück- 
sicht zu  nehmen,  ihn  gewissermafsen  als  einen  elastischen  Ball  zu 
betrachten. 

Die  Untersuchung  der  Bewegungsvorgänge  elastischer  Kugeln 
und  Kugelschalen  verdanken  wir  neben  Lamö  besonders  dem  Scharf- 
sinne des  schon  genannten  englischen  Physikers  Sir  William  Thom- 
son. Bei  seinen  überaus  schätzenswerthen  Bemühungen,  rein  theore- 
tische Forschungsergebnisse  für  die  grofsen  geophysischen  Probleme 
auszuwerthen,  wurde  er  zu  Resultaten  geführt,  die  wohl  geeignet  sind, 
unser  Erstaunen  wach  zu  rufen.  So  fand  er,  dafs  unter  dem  Einflufs 
der  die  Rotation  begleitenden  Schwungkraft  eine  Kugel  von  den 
Gröfsenverhältnissen  und  der  Umdrehungsgeschwindigkeit  unserer 
Erde  sich  erheblich  an  den  Umdrehungspolen  abplatten  müfste,  selbst 
wenn  sie  ganz  aus  Stahl,  Glas,  oder  sonst  einer  der  härtesten  Sub- 
stanzen bestände,  und  dafs  diese  Abplattung  nur  um  weniges  hinter 
derjenigen  zurückstehen  würde,  die  wir  gegenwärtig  an  unserer  Enie 
beobachten. 

Halten  wir  an  diesen  Forschungsergebnissen  fest  — und  sie  sind 
mit  späteren  Experimenten  von  Treska,  St.  Venant,  Kohlrausch 
und  anderen,  wonach  keine  materielle  Substanz  einen  absolut  starren 
Zustand  besitzt,  sondern  unter  genügendem  Drucke  mehr  oder  minder 
in  ein  Fliefsen  geräth,  in  vollem  Einklang  — so  läfst  sich  zu- 
nächst eine  wichtige  Schlufsfolgorung  machen,  die  den  von  Newton 
in  seinen  „Prinzipien“  gegebenen  Beweis  betrifft,  dafs  die  heutigen 
Gestaltungsverhältnisso  unseres  Weltkörpers  nur  mit  einem  ursprüng- 
lich flüssigen  Zustand  desselben  vereinbar  seien.  Offenbar  kann  dieser 
Beweis  insofern  nicht  mehr  als  unanfechtbar  gelten,  als  ja  die  Frage 
nach  dem  Grade  der  Fluidität  vollkommen  offen  bleibt,  und  wir  nun- 
mehr wissen,  dafs,  falls  dieser  Grad  nur  das  geringe  Mafs  erreicht, 
welches  wir  an  den  härtesten  uns  bekannten  Substanzen  wahrnehmen. 


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die  Abplattungsverhältnisso  sich  nicht  viel  anders  stellen  würden,  als 
die  thatsächlioh  beobachteten.  Der  erste,  welcher  dieser  Idee  Aus- 
druck verh'eh,  war  der  englische  Physiker  H.  Spencer. 

Man  halte  daher  in  der  Neuzeit  sehr  gewichtige  Gründe,  den 
unfruchtbaren  Begriff  „starr“  bei  Untersuchung  der  grofsen  geophy- 
sisohen  Probleme  überhaupt  zu  unterdrücken  und  durch  mehr  ge- 
eignete Ausdrücke  als  „plastisch  und  biegsam“  zu  ersetzen,  und,  wenn 
von  einem  theilweise  fluiden  Zustand  unseres  Planeten  die  Rede  ist, 
auf  den  mehr  oder  minder  hohen  Grad  der  Zähigkeit  und  der  inneren 
Reibung  Bezug  zu  nehmen.  Bei  solchen  Strukturverhältnissen  war 
aber  der  mechanischen  Behandlung  geophysischer  Probleme  ein  weites 
fruchtbares,  jedoch  auch  überaus  schwieriges  Feld  eröffnet,  um  dessen 
Bearbeitung  sich  neben  William  Thomson  besonders  George 
Darwin  in  Cambridge  verdient  gemacht  hat. 

Wenn  wir  nun  gezwungen  sind,  die  Erdkruste  nicht  als  starre 
Schale,  sondern  wie  eine  von  einem  inneren  Magmameere  getragene 
elastische  Haut  zu  betrachten,  so  werden  wir  zugoben,  dafs  alle  Form- 
änderungen, welche  die  innere  Flüssigkeit  erleidet,  von  dieser  auf  die  um- 
gebende Hülle  übertragen  werden  müssen.  Es  ergiobt  sich  hieraus  mit 
Nothwendigkeit,  die  Formänderungen  zu  untersuchen,  welchen  eine  so 
gestaltete  Erdkugel  unter  dem  Einflüsse  der  enormen  Attraktionskräfte 
von  Sonne  und  Mond  ausgesetzt  ist;  denn,  falls  dieselbe  nicht  einen 
sonst  in  der  Natur  junbekannten  Grad  der  Festigkeit  besitzt,  müssen 
ja  Formänderungen  nothwendig  dadurch  eintreten,  dafs  jedes  der 
beiden  Gestirne  die  ihm  näher  gelegenen  Erdtheilchen  stärker  an- 
zieht als  die  entfernteren,  ein  Umstand,  [der  bekanntlich  die  grofsen 
Fluthbewegungen  des  flüssigen  Erdmantels  erzeugt.*) 

Wie  an  der  Oberfläche  das  Meer,  so  [soll  nach  der  Thomson- 
Darwinschen  Theorie  die  gesamte  feste  Erdrmde  in  gewissem  Grade 
die  Schwankungen  des  Wasserspiegels  mitmachen;  sie  soll  nicht  eine 
träge  starre  Masse  sein,  die  nur  von  aufsen  wie  eine  Steinkugel  ge- 
modelt und  gefeilt  wird,  innen  aber  todt  und  regungslos  ist,  — nein, 
ein  eigenes  Planetenleben  soll  noch  in  ihrem  Herzen  pulsiren.  Dieses 
Leben  würde  nach  Thomson  auch  dann  noch  bestehen  können,  wenn 
der  gesamte  Globus  eine  Sprödigkeit  besäfse  gleich  deijenigen  des 
Stahles  oder  Glases;  er  müfste  auch  dann  noch  den  flutherregendon 
Einflüssen  von  Sonne  und  Mond  in  erheblichem  Grade  nachgeben 

Vergl.  den  Aufsatz:  ,Die  Flutlibcwe^ung  dos  Meeres  und  der  Luft“. 
Himmel  und  Erde,  II.  Jahrg.  S.  207. 


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und  körperliche  Gezeiten,  sogenannte  „bodily  tides“  aufweisen,  die 
freilich  nicht  so  bedeutend  sind,  wie  diejenigen  des  Wasseroceans. 

Uns  können  hier  nur  die  Beziehungen  interessiren,  welche  diese 
Theorie  mit  der  Frage  nach  der  inneren  Erdgestaltung  verknüpfen. 
Aber  bevor  wir  uns  in  die  hierzu  nothwendigen  Betrachtungen  ein- 
lassen, soll  ein  Zweifel  beseitigt  werden,  der  sich  jedem  Unbefangenen 
sofort  aufdrängen  wird.  Wenn  es  sich  so  verhält,  wie  hier  behauptet 
wird,  so  müssen  die  Fluthungen  der  Erdfesten  sich  doch  auch  äufser- 
lioh  zu  erkennen  geben.  Mit  einem  Worte,  wir  müssen  die  Schrecknisse 
eines  Erdbebens  täglich  vor  Augen  haben  und  aus  dem  beängsügenden 
Gefühl,  keinen  sicheren  Standpunkt  unter  den  Füfsen  zu  besitzen, 
garnicht  herauskommen.  Nun,  in  dieser  Hinsicht  darf  man  die  tröst- 
liche Versicherung  geben,  dafs  die  Stärke  und  Wirkung  solcher 
Schwankungen  des  Körperganzen  nur  geringfügig  sein  können;  mag 
der  relative  Stand  der  anziehenden  Weltkörper  auch  im  Innern  der 
Erde  Fluthungen  erzeugen,  so  ist  doch  gewifs  nicht  diesen,  sondern 
weit  mächtigeren  Kräften  eine  gefahrbringende  Erschütterung  der 
Oberfläche  zuzuschreiben.  Die  von  Alexis  Perrey  und  später  von 
Rudolf  Falb  verfochtene  Vorstellung,  dafs  bei  besonderen  Constella- 
tionen  dos  Mondes  und  der  Sonne  die  Reaktionen  des  Erdmagmas 
auf  die  einschliefsendo  Hülle  eine  alleinige  Ursache  zu  Erdbeben  ab- 
gebon  könnten,  ist  schon  darum  hinfällig,  weil  es  unerklärlich  bleibt, 
wie  die  der  Erdrinde  sich  unmittelbar  anschliefsende  Flüssigkeit  als 
Stofs  und  nicht  als  Druck  wirken  soll.  Auch  verliert  diese  kosmische 
Kata.strophen-Theorie  alle  Wahrscheinlichkeit,  da  die  Erdrinde  — wie 
wir  sogleich  sehen  werden  — jedenfalls  nicht  so  geringe  Dicke 
besitzt,  wie  sie  diese  Theorie  nothwendig  beanspruchen  raufs.  Was 
aber  die  andere  Seite  des  Zweifels  betrifft,  dafs  sich  die  Fluthungen 
des  Erdganzen  unserer  Walimehmung  entziehen,  so  ist  dies  keineswegs 
wunderbar,  da  ja  doch  alle  Gegenstände  auf  der  Oberfläche  die  jeden- 
falls nicht  bedeutenden  Schwankungen  mitmachen  müssen  und  Fixir- 
punkte,  wie  wir  sie  für  die  oscillirenden  Bewegungen  des  Meeres  an 
den  Pegeln  besitzen,  hier  undenkbar  sind.  Die  Gezeiten  der  Erdfesten 
■müssen  unserer  Wahrnehmung  ebenso  entgehen,  wie  diejenigen  des 
Wassers  einem  Beobachter  zu  Schiffe  auf  hoher  See. 

Nur  auf  indirektem  Wege  könnte  das  Vorhandensein  der  Körper- 
fluthungen festgestellt  werden,  indem  man  nämlich  untersucht,  ob  die 
Oceangezeiten  in  Bezug  auf  Höhe  kleiner  ausfallen  würden,  als  es 
durch  die  Theorie  des  auf  absolut  starrer  Unterlage  oscillirenden 
Wassers  angezeigt  wii-d.  Denn  da  unter  den  genannten  Voraus- 


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Setzungen  der  Meeresboden  die  periodisohen  Auf-  und  Abwärtsbe- 
wegungen des  Meeresspiegels  mitmachen  müfste,  würde  die  Höhe  der 
Gezeiten  gleich  der  Differenz  in  der  Bewegung  des  Wassers  und  der 
trägeren  Erdrinde  sein,  und  folglich  könnten  nur  verkleinerte  oder 
sogenannte  „Differentialiluthen“  zur  Erscheinung  konuncn. 

Um  sich  aber  von  dem  Bestehen  der  Körperfluthen  zu  überzeugen, 
wird  man  neben  der  Theorie  auch  die  Erfahrung  zu  Rathe  ziehen 
müssen;  während  jener  als  Aufgabe  zufällt,  die  Höhe  der  Oceangezeiten 
auf  absolut  starrer  Unterlage  zu  ergründen,  mufs  diese  das  nolhwendige 
Beobachtungsmaterial  zum  Vergleich  herbeischaffen. 

Die  vollständige  Lösung  der  ersten  Aufgabe  kann  leider  wegen 
der  sich  hierbei  geltend  machenden  unberechenbaren  Einflüsse  nur  sehr 
mangelhaft  unter  der  vereinfachenden  Annahme  einer  ganz  mit  Wasser 
bedeckten  Erdkugel  von  gleichmäfsiger  oder  doch  sehr  gesetzraäfsig 
sich  ändernder  Tiefe  erfolgen,  während  in  Wirklichkeit  die  Lago  der 
Kontinente  und  Inseln,  die  Ungleichheit  in  der  Tiefe  der  Meorosbecken, 
das  Eingreifen  der  Wind-  und  Meeresströmungen,  die  Wärmestrahlung 
der  Sonne,  sowie  die  Reflektionswirkungen  der  Küsten  die  Höhe  der 
Gezeiten  in  einer  Weise  beeinflussen,  die  der  Berechnung  ganz  unzu- 
gänglich ist.  Von  den  mannigfachen  hierdurch  erzeugten  Störungen 
werden  aber  aus  leicht  übersehbaren  Gründen  die  kurzperiodischen 
Gezeiten  in  überwiegendem  Mafse  betroffen,  während  man  von  den 
langperiodischen  erwarten  darf,  dafs  ihre  empirische  Festlegung  mit 
viel  gröfserer  Genauigkeit  erfolgen  kann.  Wenn  nämlich  das  fliith- 
erregende  Gestirn  senkrecht  über  einem  Punkte  des  Oceans  steht, 
erhebt  sich  daselbst  eine  Fluthwello,  indem  das  Wasser  von  allen 
Seiten  zusammenströmt,  um  das  Material  zur  Anschwellung  herzugeben. 
Nun  bewegt  sich  aber  der  Scheitelpunkt  der  Welle  mit  dem  Gestirne 
fort,  und  weil  letzteres  sich  während  der  Tagesperiode  nicht  immer 
über  dem  Meere  befindet,  sondern  zeitweise  über  die  grofsen  Länder- 
flächen hinstreicht,  wo  das  zur  Bildung  der  Welle  erforderliche  Ma- 
terial entweder  ganz  fehlt,  oder  in  der  Kürze  der  Zeit  — bei  der 
lialbtäglichen  und  täglichen  Fluth  — nur  sehr  mangelhaft  herbeige- 
schafft  werden  kann,  so  wird  wegen  der  unvollkommenen  Ausbildung 
der  Welle  ein  Vergleich  mit  der  Theorie  nicht  gut  möglich  sein.  Bei 
den  langporiodischen  Gezeiten  dagegen,  z.  B.  der  vierzohntägigen 
Mondfluth,  werden  die  Störungen  nur  in  geringem  Mafse  der  Ausbil- 
dung entgegenwirken,  da  die  vollen  acht  Tage,  welche  sie  zu  ihrer 
Entwicklung  Zeit  hat,  bei  der  leichten  Beweglichkeit  des  Wassers 


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hinreichen  dürften,  um  die  lolLalen  Defekte  durch  eine  allmähliche 
Aufsummirung'  des  flüssigen  Materials  zu  decken. 

Defshalb  wird  vor  allem  die  vierzehntägige,  durch  den  Dekli- 
natiouswechsel  des  Mondes  erzeugte  Fluth,  sowie  die  monatliche  ellip- 
tische Mondfluth  geeignetes  Beobachtungsmaterial  für  die  Entscheidung 
der  Frage  nach  den  Gezeiten  des  Körperganzen  liefern  können,  umso- 
mehr als  sie  den  Vorzug  bieten,  von  meteorologischen  Einflüssen  frei 
zu  sein,  welche  die  Sonnenfluthen  zu  jeder  genaueren  Vorausbestimmung 
unfähig  machen. 

Gegenwärtig  wird  diesen  äufserst  interessanten  und  wichtigen 
Vorgängen  von  einer  Anzahl  Forscher  die  aufmerksamste  Beobachtung 
gewidmet,  namentlich  hat  die  auf  Anregung  der  British-Association  von 
der  englischen  Regierung  mit  den  besten  Hülfsmitteln  ausgeslattete 
Gezeiten-Koramission  unter  der  Leitung  von  J.  C.  Adams  und  G.  H. 
Darwin  neben  den  praktischen  Bedürfnissen  der  Nautik  auch  den 
wissenschaftlichen  Zweck  nicht  aufser  Augen  gelassen,  und  man  darf 
hoffen,  dass  durch  die  Bearbeitung  des  schon  reichlich  angesammelten 
Erfahrungsmaterials  die  Frage  einer  baldigen  endgültigen  Lösung  näher 
gebracht  werden  wird. 

Vergleicht  man  die  bis  zum  Jahre  1883  aus  33-jährigen  Ab- 
lesungen der  Pegelstände  in  englischen  und  indischen  Häfen  sich  er- 
gebenden Höhen  der  Gezeiten  längerer  Periode  mit  denen  der  Gleich- 
gewichtstheorie  auf  starrer  Unterlage,  so  läfst  das  Resultat  der  englischen 
Beobachtungen  nach  Darwin  den  Schlufs  zu,  dafs  der  Erdkörper  in 
der  That  ein  elastisches  Naohgobon  unter  dem  Einflufa  der  fluth- 
erregonden  Gestirne  zeigt,  wie  es  einer  gleich  grofsen,  aus  Stahl  be- 
stehenden Kugel  zukommen  würde.  Die  mehr  zuverlässigen  indischen 
Messungen  deuten  dagegen  auf  ein  weil  geringeres  Nachgeben,  also 
auch  auf  eine  weit  gröfsere  Festigkeit  dos  Erdkörpers  als  Ganzes  hin. 
Sind  wir  erst  im  Besitze  umfassenderer  und  genauerer  Kenntnisse  der 
Gozeitonvorhältnisse,  so  wird  sich  der  Versuch  einer  Abschätzung  des 
Festigkeitsgrades  mit  mehr  überzeugender  Kraft  ausführen  lassen, 
weil  eine  für  diesen  Fall  sehr  günstige  — von  dem  Umlauf  dos  Mond- 
knotens abhängige  — kleine  Fluthbewegung  mit  einer  Periode  von 
18.6  Jahren  vorhanden  ist,  deren  Ausbildung  keine  Hindernisse  ent- 
gogenstehen.  Freilich  wird  hier  besondere  Genauigkeit  in  der  Be- 
obachtung geboten  sein,  weil,  wie  Darwin  bemerkt,  die  Höhe  dieser 
Fluth  am  Aequator  nur  '/a  Zoll  erreicht,  und  eine  vorläufige  Unter- 
suchung anzudeuten  scheint,  dass  noch  andere,  verhältnifsmäfsig  be- 


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träobtliche  Veränderungen  des  Meeresniveaus  stattflnden  können,  deren 
Ursachen  zur  Zeit  noch  wenig  bekannt  sind.^) 

Die  Thomsonsche  Theorie  der  Deformation  der  Himmelskörper 
ist  wegen  ihrer  grofsen  Wichtigkeit  für  die  astronomische  und  geo- 
logische Wissenschaft  von  Darwin  vielfach  weiter  verfolgt  worden, 
indem  er  sie  auf  die  Untersuchung  der  Gezeitenverhältnisse  zähflüssiger 
Sphäroide  von  verschiedenem  Grade  der  Viskosität  ausdehnte.  Hierbei 
ergab  sich,  dafs,  wenn  die  Erde  ein  Sphäroid  von  dem  Flüssig- 
keitsgrade geschmolzener  Lava  wäre,  umschlossen  von  einer  etwa 
100  Kilometer  dicken  Rinde,  sie  den  flutherregenden  Kräften  fast 
ganz  so  folgen  müsse,  wie  eine  gleich  g^ofse  Wasserkugel.  Auf  einer 
solchen  müfsten  nach  der  Ansicht  des  englischen  Geophysikers  in- 
folge der  Nachgiebigkeit  ihrer  Theilchen  auch  die  kurzperiodischen 
Gezeiten  nicht  zur  Erscheinung  kommen  können.  Da  aber  die  halb- 
täglichen Meeresfluthen  unzweifelhaft  vorhanden  sind,  so  rechtfertigt 
dies  den  Schlufs,  dafs  die  Erde  im  Innern  nicht  gut  aus  einem  zäh- 
flüssigen Centralmcere,  sondern  nur  aus  einem  durch  und  durch  festen, 
wenn  auch  elastischen  Material  bestehe. 

Auch  hat  neuerdings  derselbe  Forscher  noch  ein  anderes,  wesent- 
liches Argument  für  die  von  ihm  und  Thomson  vertretene  durch- 
greifende Festigkeit  unseres  Weltkörpers  vorgebraoht.  Sie  beruht  auf 
der  Voraussetzung,  dafs  unsere  Erdkugel  wegen  der  ungleichmäfsigen 
Vertheilung  von  Festlandsmassen  keine  Gleichgewichtsflgur  in  Bezug 
auf  ihre  tägliche  Rotation  sei.  Wo  aber  eine  rotirende  .Masse  nicht 
vollkommen  symmetrisch  zur  Umdrehungsaxe  vertheilt  ist,  da  mufs 
diese  letztere  Lagenänderungeu  im  Körper  erleiden,  welche  nicht 
plötzlich,  sondern  sehr  allmählich  sich  vollziehen  und  das  Auftreten 
innerer  Druckkräfte  zur  Folge  haben.^  Unser  Erdkörper  scheint  in  der 
That  um  seine  Rotationsaxe  noch  kleine  Schwankungen  auszuführen, 
woraus  folgen  würde,  dafs  sein  Inneres  sich  im  Zustande  der  Spannung 
befindet.  Aus  dem  Umstande,  dafs  weder  die  Kontinente  einsinken, 
noch  die  Oceane  aufbrechen,  schliefst  Darwin,  dafs  das  Erdmaterial 
widerstandsfähig  genug  sei,  um  diesen  inneren  Druckkräften  Gleioh- 

*)  I.^ -jährige  Beobachtungen  im  indischen  Hafen  von  Karachi  haben  in 
Bezug  auf  die  19-Jährigo  Fluth  zu  keinem  Resultate  gefuhii.  Die  störenden 
Einilüseo  erwiesen  sich  weit  bedeutender  als  die  wirklichen  Fluthschwankungen. 
Vergl.  hierüber  Darwins  Artikel:  „TheTides“  in  der  Encyclopaedia  Brittannica 
und  den  Aufsatz  von  Zöpperitz  «Ueber  die  Mittel  und  Wege  zu  einer  besseren 
Konntnifs  des  Erdinnom  zu  gelangen,“  Vorhdlg.  des  ersten  deutschen  Qeo- 
grapbentoges  18ÖI. 

1 Vergl.  Himmel  und  Erde,  Jahrg.  I,  S.  110  und  Jahrg.  II,  S.  395. 

Himmel  und  Erde.  II.  S.  28 


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gfiwicht  zu  lialten,  was  bei  der  durch  die  Laslvertheilung  von  Amerika, 
Afrika  und  dem  atlantischen  Ocean  bewirkten  Druckdifferenz  schon 
in  1600  Kilometer  Tiefe  eine  Festigkeit  des  Materials  erfordert,  welche 
derjenigen  des  Granits  gleich  käme.  Zu  ähnlichen  Schlufsfolgerungen 
gelangte  schon  früher  der  deutsche  Physiker  v.  Helmholtz. 

Wie  steht  es  nun  aber  bei  einem  durch  und  durch  festen  Erdball 
mit  den  vidkanischen  Erscheinungen,  mit  dem  Empordringen  schmelz- 
flüssiger  Lava  aus  dem  Schofse  der  Erde?  Wir  wollen  hier  nur  er- 
wähnen, dafs  einige  Geologen  versucht  haben,  diese  Phänomene  unter 
der  Annahme  eines  starren  Erdkörpers  zu  erklären.  So  hat  unter 
andern  E.  Reyer  eine  in  diesem  Sinne  beachtenswerthe  Darlegung 
gegeben.  Hiernach  müfste  sofort  eine  Verflüssigung  der  inneren  festen 
Erdsubstanz  eintreten,  wenn  durch  irgend  welche  Ursachen,  etwa  durch 
Bildung  einer  Spalte  oder  einer  in  die  Tiefe  reichenden  Verwerfung, 
der  auf  der  inneren  Masse  lastende  Druck  — durch  welchen  be- 
kanntlich die  Erstarrungstemperatur  gehoben  wird  — nachläfsL  Jeden- 
falls steht  das  Empordringon  gluthflüssiger  Lava  bei  dem  heutigen 
Stande  der  Wissenschaft  nicht  gerade  im  Widerspruch  mit  einem  festen 
Erdkörper. 

(Schluts  folgt) 


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Mit  Kalkspatkrystallen  überkrustete  Tropfsteinbildungen  aus  der  neuen  Hermannshohle  bei  Rübeland  im  Harz. 


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Die  Hermannshöhle  bei  Rübeland  im  Harz. 


Von  Dr.  W.  Lcvin, 

OberreftlsohuU«hrer  in  Brauiuohwelg. 


■^^1  eder  schöne  Sommertag  führt  dem  kleinen  braunschweigischen 
Hüttenorte  Rübeland  im  Bodethale  eine  grofse  Zahl  von  Touristen 
zu;  wenige  der  letzteren  versäumen  es  die  beiden  seit  langer 
Zeit  bekannten  Höhlen,  die  Baumanns-  und  die  Bielshöhle,  zu  besuchen. 
Wer  heute  die  Baumannshöhle  betritt,  steht  auf  einem  Boden,  welcher 
schon  seit  länger  als  zwei  Jahrhunderten  den  Freunden  der  Natur  zu- 
gänglich ist;  auf  derselben  Stelle  haben  vor  ihm  schon  Tausende  und 
Abertausende  den  eigenartigen  Reiz  bewundert,  welchen  das  nimmer 
ruhende  Schaffen  der  Natur  fern  vom  Tageslichte  auf  uns  ausübt. 
Aber  gerade  dadurch,  dafs  so  viele  vor  uns  dort  die  herrlichen  Tropf- 
steinbUdungen  berührt  haben,  dafs  sie  mit  russendem  Orubenlicht  den 
ursprünglich  blendend  hellen  Ealksteinilächen  zu  nahe  gekommen 
sind,  hat  die  Baumannshöhle  unendlich  viel  von  ihrer  Schönheit  ver- 
loren. Die  bengalische  Beleuchtung,  welche  auf  Wunsch  jederzeit 
beschafft  wird,  wirkt  im  Augenblik  wunderschön,  aber  auf  die  Dauer 
äufserst  schädlich.  Die  Baumannshöhle  zeigt  daher  nur  noch  schwache 
Reste  ihrer  früheren  Pracht,  und  von  der  Bielshohle  gilt  ziemlich  das- 
selbe. 


Um  so  erfreulicher  ist  es,  dafs  neuerdings  in  unmittelbarer  Nähe 
von  Rübeland  eine  neue  prächtige  Höhle  erschlossen  ist,  welche  die 
beiden  schon  früher  bekannten  nicht  allein  an  räumlicher  Ausdehnung, 
sondern  mehr  noch  durch  ihre  wunderbaren  Tropfsteinbildungon  und 
durch  gut  erhaltene  Roste  vorweltlicher  Thiere  übertrifft. 

Im  Jahre  1866  fand  ein  Wegearbeiter  an  der  Chaussee  von  Rübe- 
land nach  Hasselfelde  beim  Wegräumen  von  Gesteinschutt  einen  tiefen 
Spalt  im  anstehenden  Felsen,  so  grofs,  dafs  man  mit  Hülfe  einer  Leiter 

28  • 


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hineinklettem  konnte.  Wie  sich  darauf  bald  herausstellte,  führte  dieser 
Spalt  in  einen  mächtigen  unterirdischen  Raum,  welcher  zunächst  nach 
dem  Spitznamen  des  findigen  Steinbrucharbeiters  die  „Sechserdings- 
höhle“ genannt  wurde.  Eine  vorläufige  wissenschaftliche  Untersuchung 
der  Höhle  wurde  in  den  siebziger  Jahren  versucht  und  zwau*  von 
Seiten  des  vor  einigen  Jahren  in  Braunschweig  verstorbenen  Geheimen 
Kammerraths  Hermann  Orotrian.  Letzterer  stellte  Ausgrabungen 
an  und  fand  einige  Reste  von  Xagethieren  und  vom  Schneehuhn,  Ge- 
weih- und  Kieferstücke  des  Rennthiers  und  zwei  Stimzapfen  einer 
Antilope.  Nach  Grotrians  Vornamen  erhielt  die  Höhle  die  Bezeich- 
nung ,JIermannshöhle“. 

Eine  Erschliefsung  der  Höhle  für  das  grofse  Publikum  fand  da- 
mals noch  nicht  statt,  es  war  vielmehr  in  jedem  Einzelfallo  eine  be- 
sondere Erlaubnifs  zum  Betreten  der  unterirdischen  Räume  erforderlich. 
Im  Herbst  1887  beschlofs  die  braunschweigische  Regierung  eine  voll- 
ständige wissenschaftliche  Durchforschung  alles  dessen,  was  sich  bis- 
lang noch  im  Dunkel  der  Höhle  den  Blicken  des  Forschers  entzogen 
hatte;  Dr.  J.  H.  Kloos,  Professor  an  der  technischen  Hochschule  m 
Braunschweig,  wurde  mit  der  Leitung  der  geologischen  Untersuchungen 
betraut  Im  Anscblufs  daran  stellte  Prof.  Dr.  Max  Müller  in  Braun- 
sohweig  eine  Reihe  vortrefflicher  photographischer  Aufnahmen  vom 
Innern  der  Hermannshöhle  her.  Die  bislang  erzielten  wissenschaft- 
lichen Ergebnisse  der  Höhlenuntersuchung  sind  bereits  zusammen- 
gestellt und  kürzlich  von  der  technischen  Hochschule  zu  Braunschweig 
mit  Unterstützung  des  Ilerzogl.  Staats-Ministeriums  im  Druck  heraus- 
gegeben. Die  ausgezeichnete  Arbeit*)  bietet  dem  Geologen  sehr  viel 
Neues,  dabei  aber  ist  sie  auch  für  den  Laien  durchaus  verständlich. 
Die  in  nachstehenden  Zeilen  gegebene  Schilderung  der  Höhle  folgt  im 
wesentlichen  der  ausführlicheren  Darstellung  des  Herrn  Prof.Dr.  K loos. 

Wir  betreten  die  Höhle  durch  den  Spalt,  welchen  Sechserding 
im  Jahre  1866  aufgefunden  hat;  eine  4 m lange  Leiter  führt  uns  hinab 
auf  eine  ziemlich  ebene  Bodenfläche.  Dort  ist  cs  uns  möglich  zuweilen 
aufrecht,  zuweilen  kriechend  vorwärts  zu  gelangen,  über  uns  spannt 
sich  ein  etwa  15  m breites  Gewölbe,  vielfach  durch  Pfeiler  gestützt 
und  geschmückt  durch  eine  grofse  Menge  prächtigster  Tropfstein- 
bildungen. So  geht  PS  fort,  bis  wir  70  m vom  Eingänge  entfernt 

')  Der  vollständige  Titel  des  betreffenden  Werkes  ist  der  folgende:  Die 
Ilormnimshähle  bei  Rübcland,  geologisch  bearbeitet  von  Prof.  Dr.  J.  H.  Kloos, 
idiotographisch  aufgenommen  von  Prof.  Dr.  Max  Müller.  Weimar,  Verlag  der 
deutschen  Photographenzcitung  (K.  Schwier)  1889.  Preis  15  Mark. 


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sind,  dann  aber  gelangen  wir  an  eine  Stelle,  welche  am  Boden  mit 
feuchtem  Schlamm  bedeckt  ist;  beständig  tropft  Feuchtigkeit  von  oben 
herab,  mächtige  Qesteinblöcke  mit  scharfen  Kanten  erschweren  den 
Weg,  wir  sind  an  einer  Bruchstelle,  an  welcher  — wohl  infolge  der 
starken  Wasserzirkulation  — vor  nicht  zu  langer  Zeit  ein  Einsturz 
stattgefunden  hat  Hier  fand  Prof.  Kloos  in  einer  seitlichen  Ver- 
zweigung der  Höhle  eine  Spalte,  welche  senkrecht  nach  oben  fuhrt. 
Diese  Spalte  war  angefüllt  mit  derjenigen  eigenartigen  feinpulverigen 
Masse,  welche  sich  in  den  meisten  Bären-  und  Hyänenhöhlen  am 
Boden  findet  und  daher  den  Namen  Höhlenlehm  erhalten  hat  Wie 
aber  konnte  dieser  Höhlenlehm,  welcher  eine  grofse  Zahl  von  Raub- 
thierknoohen  in  sich  barg,  dorthin  gelangt  sein,  hochoben  in  die  senk- 
recht aufwärts  führende  Spalte?  Offenbar  konnte  er  nicht  von  unten 
hinauf  gekommen  sein,  er  mufste  vielmehr  von  einer  zweiten  Höhle 
herrühren,  welche  über  der  zuerst  entdeckten  liegt.  Es  galt  daher  in 
der  Spalte  aufwärts  vorzudringen  in  der  Hoffnung,  dadurch  in  den 
zweiten  Hohlraum  zu  gelangen.  Aeufserst  beschwerlich  und  keines- 
wegs gefahrlos  war  die  Arbeit,  von  unten  her  durch  die  mit  Höhlen- 
lehm und  zum  TheU  auch  mit  schweren  scharfkantigen  Qeröllen  an- 
gefüllte Spalte  einen  Weg  zu  bahnen.  Unter  Anwendung  von  Dynamil- 
patronen,  welche  auf  elektrischem  Wege  entzündet  wurden,  gelang  es 
nach  langem  Bemühen,  die  9 m mächtige  Spaltenausfüllung  zu  durch- 
brechen. Die  Vermuthung,  dafs  oben  ein  zweiter  Hohlraum  vorhanden 
sein  müsse,  erwies  sich  als  vollkommen  richtig;  man  kam  in  eine 
neue  gewaltige  Höhle,  welche  10  m in  der  Breite  und  etwa  8 m in  der 
Höhe  mifst  bei  einer  Länge  von  120  m.  Die  Tropfsteinbildungen  in 
diesem  neu  entdeckten  Raume  übertreffen  durch  die  Kühnheit  ihrer 
Formen  und  durch  das  blendende  Woifs  ihrer  Oberfläche  selbst 
diejenigen  der  unteren  Höhle.  An  Knochenresten,  namentlich  an 
Knochen  des  Höhlenbären  ergab  sich  hier  eine  beispiellose  Fülle. 
Man  hat  demnach  diesen  Raum  in  mehr  als  einer  Beziehung  als  die 
Haupthöhle  anzusehon,  und  es  erwies  sich  daher  als  nothwcndig,  ge- 
rade diese  durch  einen  bequemen  Zugang  mit  der  Aufsenwelt  in  Ver- 
bindung zu  setzen.  Ein  richtiger  Stollen  wurde  von  aufsen  her  in 
den  Felsen  hineingetrieben,  in  einer  Entfernung  von  19  m war  die 
Haupthöhle  erreicht.  Dieser  Stollen  wird  auch  in  Zukunft  den  Haupt- 
etngang  zur  Hermannshöhle  bilden. 

Die  Entdeckungsfahrten  innerhalb  des  unterirdischen  Raumes 
wurden  nun  immer  noch  fortgesetzt.  Es  stellte  sich  bald  heraus,  dafs 
unter  den  beiden  bislang  erwähnten  Räumen  noch  ein  dritter,  aller- 


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dings  sehr  niedriger  und  zuweilen  ganz  unterbrochener  Hohlraum  vor- 
handen ist.  In  diesem  tiefsten  Niveau  der  Hermannshöhle  findet  sich 
ein  kleines  Gewässer,  ein  Höhlenbaoh;  merkwürdigerweise  lliefst  der- 
selbe in  ganz  derselben  Höhe  wie  die  Bode  in  ihrem  dicht  benach- 
barten Thale;  ohne  Frage  ist  er  als  ein  unterirdischer  Seitenarm  der 
Bode  anzusehen.  Von  einer  Stelle  dieses  am  tiefsten  liegenden  kleinen 
Hohlraumes  konnte  man  wieder  aufwärts  gelangen  zu  einem  neuen 
Raume,  welcher  die  imposante  Höhe  von  19  m erreicht,  während  die 
Breite  an  einigen  Stellen  22  m beträgt.  Es  gelang  Herrn  Prot  Kloos 
festzustellen,  dafs  dieser  höchste  Theil  der  unterirdischen  Räume  als 
eine  Fortsetzung  der  Haupthölile  nach  Osten  auzusehen  ist.  Oben  an 
den  Seitenwänden  dieses  Hohlraumes  erkennt  man  die  Reste  einer 
eingestürzten  Terrasse.  Auch  diese  Terrasse  war,  wie  noch  deutlich 
zu  sehen  ist,  mit  Höhlenlehm  bedeckt,  sie  mufs  daher  früher  einmal 
den  Untergrund  eines  selbständigen  Hohlraumes  gebildet  haben.  Dem- 
nach mufs  einstmals  auch  über  der  jetzigen  Haupthöhle  noch  eine 
weitere  Etage  vorhanden  gewesen  sein.  Man  hat  somit  in  der  Hermanns- 
höhle insgesamt  nicht  weniger  als  4 Stockwerke  zu  unterscheiden. 
Dio  Gesamtlänge  der  jetzt  fahrbaren  Hohlräume  beträgt  413  m;  rechnet 
man  dazu  noch  die  vielen  Seitongänge,  so  ergiebt  sich  eine  Länge  von 
über  600  ra. 

Den  prächtigen  Stalaktiten,  welche  in  überwältigender  Fülle  von 
der  Decke  der  Hermannshöhle  herabhängen,  stehen  in  der  Regel  am 
Boden  von  unten  herauf  wachsende  Stalagmiten  gegenüber.  Unter 
den  kleineren  Stalaktiten  finden  wir  die  sämtlichen  Jugendformen 
dieser  merkwürdigen  Tropfsteingebilde,  so  dafs  wir  uns  danach  die 
ganze  Entwickelungsgeschichte  derselben  zusammenstellen  können. 
Ein  Tropfen  Sickerwasser  kommt  aus  dem  Gestein  hervor,  nachdem 
er  dort  eine  allerdings  recht  geringe  Menge  von  kohlensaurem  Kalk 
aufgelöst  hat;  er  hängt  an  der  Decke  der  Höhle,  bereit  in  jedem 
Augenblick  herabzufallen.  An  seiner  Oberfläche  scheidet  sich  infolge 
der  Verdunstimg  des  Wassers  eine  ganz  feine  Haut  von  kohlensaurem 
Kalk  ab.  Beim  Herabfallen  mufs  der  Tropfen  diese  feine  Kalkumhül- 
lung nach  unten  durchbrechen,  es  hinterbleibt  dann  nur  die  Seiten- 
wand in  Form  einer  aufserordenUich  kurzen  Rühre.  Weil  nun  wieder 
und  immer  wieder  ein  neuer  Tropfen  an  derselben  Stelle  zur  Tiefe 
geht,  wird  das  feine  Röhrchen  stärker  und  länger;  dio  so  gebildeten 
einfachen  Röhren  aus  Kalkspat  haben  einen  Durchmesser  von  6 — 6 mm 
und  erreichen  eine  Länge  von  30—40  cm.  Dann  aber  füllt  sich  das 
Innere  der  Röhre  von  aufsen  her  nach  der  Mitte  zu  mit  vielen  spitzen 


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Kalkspatkrystallen  (die  Krystallform  ist  wahrscheinlich  — 2 R).  Nun 
mufs  das  Sickerwasser  an  der  Aufsenfläche  des  Stalaktiten  herablaufen; 
derselbe  wächst  daher  jetzt  von  innen  nach  aufsen. 

Denken  wir  uns,  dafs  in  irgend  einem  niedrigen  Winkel  eines 
unterirdischen  Hohlraumes  Stalaktiten  gebildet  sind,  welche  fast  bis 
zum  Boden  hinabreichen.  Wenn  daran  später  aus  irgend  welchem 
Grunde  — vielleicht  infolge  der  Verstopfung  einer  Spalte  — das 
Sickerwasser  verhindert  wird  abzullicfsen,  so  kann  es  Vorkommen, 
dafs  die  Stalaktiten  in  das  kalkhaltige  Wasser  hiueinragen  und  dafs 
sie  dort  Veranlassung  bieten  zur  Abscheidung  von  Kalkspatkrystallen, 
welche  sich  in  grofser  Zahl  um  einen  Stalaktiten  als  Mittelpunkt 
herumlagern.  Derartige  Kalkspatneubildungen  hat  die  Hermannshöhle 
in  den  wunderbarsten  und  mannigfaltigsten  Formen  aufzuweisen.  Die 
einzelnen  Kalkspatkrystalle  sind  Rhomboeder  (meist  — 2 R),  deren 
Kanten  die  Länge  von  etwa  einem  Centimeter  erreichen.  Dutzende 
dieser  Krystalle  durchkreuzen  einander  und  stehen  dann  wieder  mit 
anderen  Durchkreuzungsgruppen  in  Verbindung,  so  dafs  man  die  ganze 
Krystallanhäufung  wohl  mit  einer  starken  Weintraube  vergleichen 
könnte.  Auch  einer  Koralle  sind  diese  Krysiallmassen  häuflg  nicht 
unähnlich.  Viele  erreichen  eine  Breite  von  35  bis  40  cm,  in  manchen 
Fällen  ist  der  Stalaktit,  welcher  den  Mittelpunkt  des  Ganzen  bildete, 
nicht  mehr  zu  erkennen,  jedenfalls  wird  derselbe  später  wieder  auf- 
gelöst sein. 

An  einer  Stelle  in  der  Hermannshöhle  findet  sich  ein  nicht  allzu 
häufiges  Mineral,  die  Bergmilch,  in  auffallend  grofser  Menge.  In  einer 
Mächtigkeit  von  etwa  20  cm  überzieht  dasselbe  den  Kalksinter  als 
eine  milchweifse  poröse  Masse,  bestehend  aus  dicht  mit  einander  ver- 
webten kleinen  Krystallen  von  kohlensaurem  Kalk.  Erst  bei  starker 
Vergröfserung  unter  dem  Mikroskop  ist  es  möglich,  die  kleinen 
Kryställchen  deutlich  zu  erkennen.  Während  Gustav  Rose  der  An- 
sicht war,  dafs  die  Kryslalle  der  Bergmilch  Aragonit  seien,  hält  G. 
Tschermak  (Lehrbuch  d.  Mineralogie  1889)  dieselben  für  Kalkspat. 
Prof.  Kloos  ist  nun  auf  Grund  seiner  mikroskopischen  Untersuchung 
der  in  der  Hermannshühlo  gefundenen  Bergmilch  zu  der  Ueberzougung 
gelangt,  dafs  in  der  That  Kalkspalrhomboeder  vorhanden  sind.  Auch 
eine  von  Dr.  Tröge r in  Braunschweig  ausgeführte  Bestimmimg  des 
specifischen  Gewichtes  der  Bergmilch  spricht  für  Kalkspat,  nicht  für 
Aragonit. 

Eine  besondere  Aufmerksamkeit  wuitle  bei  der  Durchforschung 
der  Hermannshöhle  den  dort  vorkommenden  Knochenresten  zugewendet. 


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Die  mächtigen  Anhäufungen  von  Höhlenlehm,  welche  sich  an  vielen 
Stellen  aufgeachichtet  Anden,  sind  durch  und  durch  erfüllt  mit  regellos 
durcheinander  liegenden  Knochen.  Leider  beAnden  sich  die  meisten 
dieser  Knochen  nicht  gerade  im  besten  Erhaltungszustände,  äufsert 
selten  Andet  sich  ein  Schädel  mit  dem  dazu  gehörigen  Unterkiefer, 


Mit  Kalkspatkrystallen  Uberkrustete  Tropfatelabildungen  aus  der  neuen 
HermannsbChle  bei  Rflbeiand  im  Hari. 

meist  liegen  Uruchstücke  von  Qehirnschädeln  in  regelloser  Unordnung 
zwischen  Kalkblöcken,  Unterkieferästen,  Zähnen  und  Splittern  von 
Rippen,  Wirbeln  und  Boinknoohen.  Die  überwiegende  Mehrzahl  der 
gefundenen  Knochen  gehört  dem  Höhlenbären,  Ursus  spelaeus  L.,  an. 
Dieses  gewaltige  Raubthier  mufs  im  Harz  in  früheren  Jahrtausenden 
ganz  besonders  günstige  Bedingungen  seines  Daseins  gefunden  haben, 
denn  auch  in  der  Baumannshöhle  bei  Rübeland  und  namentlich  in  der 
vom  Amtsrath  Struckmann  in  Hannover  untersuchten  Einhornhöhle 


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bei  Scharzfeld  sind  die  Knochen  des  Höhlenbären  in  stattlicher  Zahl 
gefunden.  Gegenüber  allen  früher  bekannten,  zeichnen  sich  die  in 
der  Hermannshöhle  ausgegrabenen  Knochen,  namentlich  aber  die 
Schädel  des  Höhlenbären  durch  ganz  aufserordentliche  Oröfse  aus. 
Einige  der  letzteren  weisen  eine  Länge  von  mehr  als  einem  halben  Meter 


StuleafBrrnlge  Stalagmiten  aua  der  neuen  HermannaliShle  bei 
Rflbeland  im  Harz. 


auf.  Obwohl  an  keiner  Stelle  der  Höhle  auch  nur  annähernd  voll- 
ständige Skelette  beisammen  gefunden  sind,  ist  es  doch  im  natur- 
historischen Museum  zu  Braunschweig  gelungen,  aus  den  vielen  einzeln 
auigefundenen  Knochen  ein  ganzes  Skelett  des  Höhlenbären  (bislang 
das  einzige  seiner  Art)  zusammenzustcllen. 

Gegenüber  den  nach  Tausenden  zählenden  Knochen  des  Höhlen- 
bären treten  die  übrigen  Knochenreste,  welche  bei  der  Untersuchung 
der  Hermannshöhle  gefunden  sind,  erheblich  zurück.  Im  Höhlenlehm 


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fanden  sich  neben  Ursus  spelaeus  nur  geringfügige  Reste  von  Wieder- 
käuern, ferner  Hamster  und  Lemming  und  in  einem  Falle  auch  ein 
Stück  vom  Unterkiefer  des  Wolfes  mit  Backenzähnen.  Man  würde 
sich  über  die  geringe  Zahl  der  gefundenen  Thierspecies  wundem 
müssen,  wenn  nicht  die  älteren  Untersuchungen  anderer  Bärenhöhlen  in 
Franken,  Sch  Waben,  Westfalen  und  Polen  gtinz  Aehnliehes  ergeben  hätten. 

Früher  hat  man  wohl  geglaubt,  dafs  die  Knochen  vorweltlioher 
Thiere,  welche  man  in  Höhlen  findet,  von  aufsen  her  durch  grofse 
Wasserfluthen  hineingeschwemmt  sein  könnten.  Dann  aber  wäre  es 
doch  kaum  zu  verstehen,  dafs  die  eingeschwemmten  Knochen  fast  aus- 
schliefslich  einer  einzigen  Thierart  angehören;  überdies  müfsfen  durch 
die  Hochfluthen  gleichzeitig  mit  den  Knochen  die  allerverschiedensten 
Gerolle  und  ebenfalls  grofse  Schlammmassen  in  die  Höhle  eingeführt 
sein.  Von  solchen  Oeröllen  und  Schlammmassen  aber  findet  sich  im 
Höhlenlehra  keine  Spur.  Letzterer  besteht  vielmehr  aus  einem  ganz 
gleichmäfsigen  Gemenge  von  phosphorsaurom  und  kohlensaurem  Kalk 
mit  etwas  Quarzsand  und  organischen  Bestandtheilen. 

Die  Hermannshöhle  mit  ihren  unzähligen  Nebenräumen  und 
Seitengängen  wird  jedenfalls  den  Bären  der  Diluvialzeit  eine  aufser- 
ordentlich  günstige  Wohnstätte  geboten  haben;  wir  können  uns  daher 
sehr  wohl  vorstellen,  dafs  der  Höhlenbär  lange  Zeiten  hindurch  der 
eigentliche  Bewohner  und  zugleich  der  unumschränkte  Beherrscher 
der  Höhle  gewesen  ist.  Es  spricht  nichts  dagegen,  dafs  v'iele  Gene- 
rationen nach  einander  die  Höhle  bevölkert  haben,  dafs  ihre  Leichname 
dort  verwest  sind  und  dafs  später  die  Knochen  der  abgestorbenen 
Thiere  durch  die  aus  den  Spalten  des  Gesteines  horvorqueUendon  Ge- 
wässer an  tiefen  Stellen  der  Höhle  zusammengeschwemmt  sind.  Im 
Zusammenhang  damit  erkennen  wir  in  dem  Höhlenlehm,  welcher  die 
Knochenreste  umschliefst,  nichts  weiter  als  ein  Verwitterungsprodukt 
der  Knochenmassen  und  der  Trümmer  des  Höhlongesteins. 

Nicht  im  Höhlenlehm,  wohl  aber  in  einigen  Spalten  der  Hermanns- 
höhle sind  Reste  vom  Schneehuhn,  Lemming,  Pfeifhasen  und  vom 
Rcnnthier  gefunden.  Diese  Thiere,  welche  sich  längst  in  die  hoch- 
nordischen Länder  zurückgezogen  haben,  stammen  indessen  aus  einer 
jüngeren  Zeit  als  der  Höhlenbär.  Immerhin  aber  ist  es  interessant, 
dafs  man  die  Reste  der  nordischen  Thiere  jetzt  auch  in  der  Hermanns- 
höhle nachgewiesen  hat,  nachdem  es  durch  frühere  Untersuchungen, 
namentlich  durch  die  Arbeiten  von  Prof.  Nohring  in  Berlin  bereits 
festgestellt  war,  dafs  dieselben  während  der  Diluvialzeit  Norddeutsch- 
land bewohnt  haben. 


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425 


Spuren  einer  Thätigkeit  des  Menschen  der  Diluvialzeit  sind  in 
der  Höhle  bislang  nicht  gefunden.  Weder  Waffen  noch  bearbeitete 
Feuersteine  sind  im  Höhlenlehm  entdeckt;  auch  Topfscherben  und 
Holzkohlenstücke,  welche  nach  den  Untersuchungen  des  Amtsraths 
Struckmann  in  der  Einhomhöhle  bei  Scharzfeld  Vorkommen,  fehlen 
bei  Rübeland.  Wohl  findet  man  unter  den  Tausenden  von  Knochen 
im  Höhlenlehm  ab  und  zu  einen  Röhrenknochen,  welcher  der  Länge 
nach  aufgespalten  ist  und  genau  so  aussieht,  als  wenn  er  vom  Menschen 
zur  Gewinnung  des  Marks  zerschlagen  wäre.  Nicht  selten  sind  in 
der  Fachhtteratur  ganz  ähnliche  Knochenstücke  beschrieben  und  als 
Beweis  für  die  Tbätigkeit  des  diluvialen  Menschen  angeführt.  Dabei 
aber  dürfen  wir  nicht  übersehen,  dafs  die  in  der  Ilermannshöhle  ge- 
sammelten Knochen  fast  sämüich  durch  Verwitterung  beschädigt  sind. 
Da  es  überdies  feststcht,  dafs  die  Röhrenknochen,  sobald  sie  vom 
Zahn  der  Zeit  berührt  werden,  in  der  Regel  der  Länge  nach  auf- 
springen, müfste  es  im  höchsten  Grade  gewagt  erscheinen,  wenn  man 
allein  nach  dem  Vorhandensein  der  zerspaltenen  Knochen  auf  eine 
.Anwesenheit  des  Menschen  schliefsen  wollte. 

Möglicherweise  werden  spätere  Forschungen  noch  weiteres  Ma- 
terial ergeben  zur  Entscheidung  der  interessanten  Frage,  ob  der  Mensch 
der  Vorzeit  ein  Bewohner  der  Höhle  gewesen  ist  oder  nicht  Es  ist 
nämlich  bei  der  bisherigen  Untersuchung  von  vom  herein  darauf  Be- 
dacht genommen,  dafs  möglichst  vieles  in  der  neuentdeckten  Höhle  in 
seinem  ursprünglichen  Zustande  erhalten  bleibt  Man  hat  demgemäfs 
den  bei  weitem  gröfsten  Theil  des  Höhlenlehms  einstweilen  völlig  un- 
berührt gelassen.  Auf  diese  Weise  hat  man  einmal  für  die  Dozenten 
der  Geologie  ein  prächüges  Domonstrationsobjekt  bei  Höhlenstudien 
geschaffen,  ferner  hat  man  damit  auch  für  spätere  paläontologische 
Untersuchungen  ein  unschätzbares  Material  zurückgestellt 

Wie  oben  bereits  erwähnt  wurde,  besteht  die  eine  Höhle  bei  Rübe- 
land aus  vier  über  einander  liegenden  Stockwerken  und  vielen  Seiten- 
gängen. Wie  haben  wir  uns  nun  diese  mannigfach  gestalteten  und  weit 
verzweigten  unterirdischen  Hohlräume  entstanden  zu  denken?  Für  die 
Beantwortung  dieser  Frage  liefert  uns  eine  Beobachtung  des  Höhlen- 
baches, welcher  die  unterste  Stufe  der  Höhle  durchfiiefst,  einige  An- 
haltspunkte. Die  Stelle,  an  welcher  der  Höhlenbach  sich  von  der  Bode 
abzweigt,  ist  nicht  ermittelt;  wohl  aber  kann  man  den  imterirdischen 
Wasserlauf  von  der  Höhle  abwärts  weiter  verfolgen  und  sich  davon 
überzeugen,  dafs  er  dicht  unterhalb  der  an  der  Hasselfeldor  Land- 
strafse  liegenden  Oberförsterei  sich  mit  dem  Hauptarm  der  Bode  ver- 


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426 


einigt.  An  einigen  Stellen  im  untersten  Stockwerke  der  Höhle  ver- 
schwindet der  Bach  plötzlich  im  Oostein  und  quillt  an  itgend  einem 
anderen  weiter  abwärts  gelegenen  Punkte  wieder  hervor.  Jedenfalls 
findet  dort  das  Wasser  seinen  Weg  durch  ganz  'feine  Spalten  des 
Kalkfelsens,  und  es  kann  nicht  ausbleibcn,  dafs  dabei  im  Laufe  der 
Zeit  erhebliche  Mengen  von  dem  ziemlich  leicht  löslichen  Gestein 
fortgewasohen  werden.  Denken  wir  uns,  dafs  dasselbe  Gewässer  Jahr- 
hunderte und  Jahrtausende  hindurch  fort  und  fort  durch  die  Spalten 
der  Rübeländer  Kalkfelsen  gefiossen  ist  und  dort  seine  auflösendc, 
nagende  Thätigkeit  entfaltet  hat,  so  erscheint  es  uns  keineswegs  un- 
glaublich, dafs  die  gewaltigen  Räume  der  Hermannshöhle  durch  die 
Auflösung  des  Kalkgesteins  im  Wasser  des  Höhlenbaches  entstanden 
sind.  Die  ganze  Höhle  liegt  im  oberdevonisohen  Korallenkalk,  welcher 
dort  von  zwei  Systemen  parallel  verlaufender  Spalten  durchsetzt  ist- 
Die  beiden  Spaltensysteme  stehen  fast  senkrecht  auf  einander,  das 
eine  derselben  hat  die  Richtung,  in  welcher  der  Felsen  an  seiner 
Oberfläche  nach  dem  Bodethal  zu  einfällt,  das  andere  System  ver- 
läuft parallel  mit  dem  entgegengesetzten  Absturz  des  Felsens.  Die 
Spalten  der  beiden  Systeme  wiesen  dem  Wasser  die  Wege  durch  das 
Gestein,  sie  wurden  durch  Auswaschung  erweitert,  so  dafs  sohliefslich 
die  grofson  Hohlräumo  entstanden.  Wie  sehr  die  Bildung  der  letzteren 
von  der  Richtung  der  Spalten  abhängig  war,  erkennt  man  daran,  dafs 
die  Wände  der  Ilohlräume  fast  überall  in  der  Richtung  der  Spalten 
einfallen.  Die  Läng.sriohtung  der  vier  grofsen  Hohlräumo  stimmt 
überein  mit  der  Richtung,  in  welcher  der  Höhlenbaoh  heute  den 
untersten  Raum  durchfliofst  und  in  welcher  er  in  früheren  Zeiten 
jedenfalls  die  oberen  Stockwerke  durohflosson  haben  wird. 

Das  Bodethal  mufs  sich  ähnlich  wie  das  Thal  der  Schwarza  in 
Thüringen  oder  wie  das  Rheinthal  zwischen  Bingen  und  Bonn  dadurch 
gebildet  haben,  dafs  der  Flufs  sich  ganz  allmählich  immer  tiefer  in 
das  umgebende  Gestein  hineinuagte,  dafs  demnach  der  Wasserspiegel, 
welcher  ursprünglich  bedeutend  höher  lag,  stets  tiefer  und  tiefer  zu 
liegen  kam.  Wenn  nun  in  einer  früheren  Zeit  der  Wasserspiegel  der 
Bode  etwa  38  m höher  lag,  als  heute,  so  wird  der  unterirdisch 
fliefsende  Seitenarm,  welcher' seinen  Wog  durch  die  Spalten  des  ober- 
devonischen Kalkfelsens  nahm,  auch  gegen  38  m höher  geflossen  sein, 
als  der  jetzige  Höhlenbach.  Dabei  wurde  das  oberste  Stockwerk  der 
Höhle  in  ganz  derselben  Weise  gebildet  wie  heute  das  unterste  vor 
unseren  Augen  durch  die  Thätigkeit  des  Wassers  entsteht.  Die  4 
Stockwerke  der  Höhle  bezeichnen  demnach  die  Höhen,  in  welchen  in 


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vier  auf  einander  folgenden  Perioden  der  Höhlenbach  geflossen  ist; 
die  Bode  selbst  wird  dabei  stets  ungefähr  dasselbe  Niveau  gehabt 
haben,  welches  in  der  gleichen  Zeit  der  Höhlenbach  hatte. 

Im  zweiten  Stockwerk  der  Höhle  finden  sich  recht  erhebliche 
(2  bis  2t/j  m mächtige)  Anhäufungen  von  Flufsgeröllon,  welche  sehr 
wohl  mit  den  Gerollen,  welche  die  Bode  führt,  übereinstimmen.  Auch 
diese  Thatsache  weist  uns  darauf  hin,  dafs  die  Entstehung  der  Höhle 
im  unmittelbaren  Zusammenhänge  stehen  mufs  mit  der  Thätigkeit 
der  Bode. 

Der  vorzüglichen  Beschreibimg  der  Hermannshöhle,  welche  die 
technische  Hochschule  zu  Braunschweig  kürzlich  im  Druck  heraus- 
gegeben bat,  ist  eine  Mappe  mit  20  Tafeln  beigefügt;  16  der  letzteren 
sind  Lichtdrucke  nach  den  von  Prof.  Dr.  Max  Müller  hergestellten 
photographischen  Aufnahmen  aus  dem  Innern  der  Höhle.  Mit  voll- 
endeter Schärfe  sind  die  Hohlräume,  in  welche  nie  ein  Strahl  des 
Sonnenlichtes  eingedrungen  ist,  zur  Darstellung  gebracht.  Prof.  Müller 
hat  bei  seinen  photographischen  Aufnahmen  ein  eigenartiges,  bislang 
noch  nie  in  derselben  Weise  benutztes  Magnesiumblitzlicht  angewendet; 
die  Herstellung  dieses  Lichtes  ist  so  einfach  und  die  Wirkung  desselben 
eine  so  vollkommene,  dafs  es  in  Zukunft  voraussichtlich  sehr  oft  in 
ähnlichen  Fällen  Verwendung  finden  wird.  Ein  feines  Pulver  von 
metallischem  Magnesium  (40  Theile)  wird  mit  chlorsaurem  Kalium 
(30  Theile)  und  mit  überchlorsaurem  Kalium  (30  Theile)  vermischt. 
Sobald  nun  das  Gemenge  entzündet  wird,  verbrennt  das  Magnesium 
mit  hell  aufblitzender  Flamme.  Einen  Augenblick  nur  dauert  die 
blendende  Helligkeit  an,  denn  das  chlorsaure  und  namentlich  das  über- 
chlorsaure Kalium  giebt  sofort  seinen  Sauerstoff  an  das  brennende 
Magnesium  ab.^) 

Im  Sommer  1890  wird  die  Hermannshöhle  zum  ersten  Male  für 
alle  Freunde  des  Harzes,  welche  das  Gebirge  durchreisen,  geöffnet 
sein.  Einstweilen  ist  man  noch  damit  beschäftigt,  die  unterirdischen 

^ Schon  vor  mehr  als  20  Jahren  sind  photogrsphisebe  Aufnabmen  vom 
Innern  der  Cheops-Pjramide  und  von  Pariser  Kanalbauten  bei  {Magnesium- 
licht bergestellt  worden.  Damals  benutzte  man  aber  nicht  ein  momentan  auf- 
blitzendes Magnesiumpulver,  sondern  einen  langsam  brennenden  Magnesium- 
streifen. Dabei  ergab  sich  der  Nachtheil,  dafs  das  weifse  taubförmige 
Magnesiumozyd,  welches  sich  bei  der  Verbrennung  bildet,  die  Luft  trübte, 
bevor  noch  ein  klares  Bild  zu  erhalten  war.  Ein  Qemisch  von  Magnesium- 
fjulver  und  einem  sauerstoffreichen  Körper  gelangte  zuerst  1883  zur  Anwendung. 
Kin  derartiges  von  Gaedicke  und  Miethe  mit  gutem  Erfolge  verwendetes 
Gemenge  besteht  aus  Magnesiumpulver,  chlorsaurem  Kalium  und  Schwefel- 
antimon. 


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428 


Räume  für  den  Empfang  der  Fremden  vorzubereiten.  Mit  besonderer 
Sorgfalt  wird  eine  elektrische  Beleuchtung  eingerichtet,  da  man  sich 
von  dieser  eine  prächtige  Wirkung  verspricht.  Die  in  vollster  Rein- 
heit erhaltenen  Tropfsteingebilde  der  Hermannshöhle  müssen  in  der 
That  bei  einer  von  geübter  Hand  geschaffenen  elektrischen  Beleuchtung 
einen  gradezu  feenhaften  Eindruck  hervorbringen.  Der  Obermaschinen- 
meister der  Münchener  Hofbühne,  welcher  im  Aufträge  König  Ludwigs 
des  Zweiten  von  Bayern  die  prächtige  Beleuchtung  dos  Schlosses 
Herrenchiemsee  und  der  blauen  Grotte  am  Linderhof  eingerichtet  hat, 
ist  mit  der  Leitung  der  Anlagen  betraut 

Wohl  ist  die  Aufgabe,  welche  hier  der  Lösung  harrt,  eines  talent- 
vollen Künstlers  würdig.  Gilt  es  doch  die  unübertrefflichen  Schön- 
heiten der  Natur,  welche  hier  bislang  in  stiller  Gruft  verschleiert 
lagen,  mit  wahrhaft  künstlerischem  Geschick  dem  Auge  vorzuführen 
und  dadurch  ihren  geheimnifsvollen  Reiz  noch  wesentlich  zu  steigern. 
Gerade  hier  müssen  Kunst  und  Natur  Zusammenwirken,  um  für  den 
Harz  ein  Kleinod  zu  schaffen,  welches  einzig  in  seiner  Art  dastehen 
und  für  den  Jünger  der  Wissenschaft  in  gleicher  Weise  wie  für 
den  schlichten  Wanderer  ein  bevorzugtes  Ziel  des  Sommerausflugs 
bilden  wird. 


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Respighi  und  Montigny.  Am  10.  Dezember  vorigen  Jahres 
starb  in  Rom  Lorenzo  Respighi,  einer  der  hervorragendsten  Ver- 
treter Italiens  in  der  astronomischen  Wissenschaft,  und  kurze  Zeit 
darauf  traf  die  Nachricht  ein,  dafs  auch  Belgien  in  dem  am  10.  März 
dieses  Jahres  erfolgten  Hinscheiden  Charles  Montignys  einen  Ver- 
lust von  gleicher  Bedeutung  erlitten  hatte. 


Lorenzo  Respighi.  Charles  Montigny. 

Wir  bieten  heute  unseren  Lesern  die  getreuen  Bildnisse  dieser 
beiden  unermüdlichen  und  in  ihrem  stillen,  fruchtbaren  Schaffen  ein- 
ander nahe  verwandten  Forscher,  und  begleiten  dieselben  mit  kurzen 
Angaben  über  die  äufseren  Verhältnisse  ihres  Lebens. 

Lorenzo  Respighi  ward  am  7.  Oktober  1824  in  Cortemaggiore 
(Piacenza)  geboren,  empfing  seine  vorbereitentle  Bildung  in  Parma 
und  studirte  dann  bis  1847  an  der  Universität  Bologna.  1861  wurde 
er  zum  Professor  der  Optik  und  Astronomie  an  derselben  Universität 
ernannt  und  im  Jabre  18.5.5  übertrug  man  ihm  aufserdem  die  I^eitung 


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430 


der  Bologneser  Sternwarte,  auf  der  er  nun  eine  eifrige  Beobachtungs- 
thätigkeit  entfaltete.  Von  Bologna  siedelte  Respighi  1864  nach  Rom 
über,  wo  ihm  eine  akademische  Professur  und  gleichzeitig  die  Leitung 
der  capitolinisohen  Sternwarte  anvertraut  ward.  Bis  wenige  Monate 
vor  seinem  Tode  setzte  er  hier  trotz  einer  tückischen,  schleichenden 
Krankheit  seine  mannigfachen  Arbeiten  mit  rastlosem  Eifer  fort 
Respighis  Hauptverdienst  besteht  in  der  mit  grofser  Ausdauer 
während  einer  langen  Reihe  von  Jahren  durohgefuhrten  Sonnenstatistik, 
die  ihm  z.  B.  neue  Beweise  für  den  nahen  Zusammenhang  zwischen  den 
Sonnenllecken  und  Protuberanzen  enthüllte  und  noch  so  manche  andere 
wichtige  Beiträge  zur  Vervollständigung  unserer  Kenntnisse  über  die 
Vorgänge  auf  der  Sonne  zeitigte.  Respigh  i gehörte  einer  grofsen  Reihe 
gelehrter  Gesellschaften  als  Mitglied  an,  in  deren  Publikationen  die  zahl- 
reichen Mittheilungon  über  die  Ergebnisse  seiner  Studien  zerstreut  sind. 

Charles  Montigny  erblickte  das  Licht  der  Welt  zu  Namur  in 
Belgien  am  8.  Januar  1819.  1841  wurde  er  Professor  der  Physik 

und  Mechanik  an  dem  Athenäum  seiner  Vaterstadt.  In  der  gleichen 
Eigenschaft  kam  er  im  Jahre  1856  nach  Antwerpen  und  1868  nach 
Brüssel,  wo  er  sein  Lehramt  bis  1882  bekleidete.  Seine  wissen- 
schafthehen  Leistungen  fanden  durch  die  1867  erfolgte  Ernennung 
zum  Mitglied  der  belgischen  Akademie  der  Wissenschaften,  sowie  im 
Jahre  1879  durch  die  Berufung  zum  correspondirenden  Mitglied  der 
Brüsseler  Sternwarte  Anerkennung. 

Montignys  Forschungen  bezogen  sich  auf  mannigfache  Gebiete 
der  Physik,  Meteorologie  und  Astronomie.  Sein  erfinderischer  Kopf 
ersann  eine  ganze  Reihe  nützlicher  Hilfsapparate  für  Wissenschaft 
und  Technik.  Erwähnt  sei  nur  ein  Apparat  zur  Bestimmung  der  Luft- 
geschwindigkeit in  Bergwerken,  für  den  er  1867  mit  einer  akademischen 
Medaille  belohnt  wurde,  ferner  ein  Universal- Meteorograph,  der,  ge- 
gründet auf  die  Anwendung  der  Elektrizität,  eine  dauernde,  solbst- 
thätige  Beobachtung  aller  meteorologischen  Elemente  ennögUchen 
sollte,  und  endlich  das  Scintillometer,  über  dessen  Konstruktion  und 
Bedeutung  unsere  Leser  durch  Herrn  Dr.  de  Ball  in  Heft  4 und  6 
dieser  Zeitschrift  hinlänglich  unterrichtet  worden  sind.  Mit  unermüd- 
lichem Eifer  und  selbstloser  Hingebung  setzte  Montigny  seine  mit 
diesem  Instrumente  seit  1865  begonnene  Beobachtungsreihe  länger  als 
zwanzig  Jahre  hindurch  fort,  bis  ihm  diese  Beschäftigung  im  Jahre 
1886  ärztlicherseits  verboten  wurde. 


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Das  Spektrum  des  Uranus. 

Das  Spektrum  oder  das  farbig’e  Lichtband  ist  seit  Kirohhoff 
und  Bunsen  der  Zauberscblüssol  geworden,  der  uns  einen  tiefen  Ein- 
blick in  den  Zustand  und  die  chemiscbo  Beschaffenheit  der  verschie- 
denen Himmelskörper  eröffnet  hat  Der  in  ein  Band  ausgebreitete 
Lichtstrahl  der  Nebelflecke  verräth  uns,  dafs  in  diesen  Nebelwelten 
Stickstoff  und  Wasserstoff  vorhanden  sind.  Auf  den  Sternen  kommt 
von  allen  Elementen  am  häufigsten  der  Wasserstoff  vor,  nächstdem 
Natrium,  Magnesium  und  Eisen.  Einige  wenige  Sterne  enthalten  aufser 
Metallen  noch  Kohlenstoffverbindungen.  Die  Kometen  bestehen  im 
wesentlichen  aus  glühenden  Gasen  einiger  Kohlenstoffverbindungen; 
nur  die  der  Sonne  sehr  nahekommenden  Kometen  zeigen  oft  noch  die 
gelbe  Natriumlinie. 

Es  ist  naturgemäfs,  dafs  wir  an  der  Erforschung  der  Beschaffen- 
heit der  Mitglieder  unseres  Planetensystems  ein  ganz  besonderes 
Interesse  nehmen.  Bei  der  Untersuchung  der  Planetenspektra  ist 
es  von  grofser  Wichtigkeit,  den  absorbirenden  Einflufs  unserer 
Atmosphäre  von  dem  zu  trennen,  den  die  Atmosphäre  des  Planeten 
selbst  ausübt;  dies  gestaltet  sich  besonders  schwierig,  wenn  die  letztere 
unserer  Erdatmosphäre  sehr  ähnlich  ist,  mithin  die  gleichen  Absorptions- 
streifen zeigt.  In  erster  Linie  besteht  unsere  Atmosphäre  aus  Stick- 
stoff, Sauerstoff  und  Wasserdampf,  deren  Absorptionslinien  wir  somit 
hauptsächlich  im  Spektrum  unserer  Atmosphäre  begegnen.  Eine  ge- 
nauere Kenntnifs  der  atmosphärischen  Linien,  insbesondere  in  ihrer 
Abhängigkeit  von  der  wechselnden  Temperatur  und  Dichte,  verdanken 
wir  den  grundlegenden  Untersuchungen  von  II.  C.  Vogel.  Die  atmo- 
sphärischen Linien  treten  hauptsächlich  im  rothon  bis  grünen  Theile 
des  Spektrums  auf;  im  Blauen  und  Violetten  findet  bereits  eine  all- 
gemeine Absorption  statt,  die  sich  im  Ultravioletten  bis  zur  Undurch- 
sichtigkeit steigert. 

In  neuerer  Zeit  sind  wieder  Untersuchungen  über  das  Uranus- 
spektrum angestellt  worden,  von  denen  hier  besonders  gesprochen 
werden  soll,  während  die  spektroskopischen  Untersuchungen  der 
übrigen  Planeten  einer  späteren  Besprechung  Vorbehalten  bleiben. 

Wegen  der  grofsen  Entfernung  dos  Uranus,  — seine  mittlere 
Elntfcmung  von  der  Sonne  beträgt  rund  2852  Millionen  Kilometer, 
— und  der  hieraus  resultirenden  Lichtschwäche  des  Planeten,  war 
es  bis  vor  kurzem  noch  nicht  gelungen,  die  Praun hofersohen 
Linien  im  Uranusspektrum  mit  Sicherheit  nachzuweisen,  wenn  auch 

Himmel  und  Erde.  ISW.  11.  «.  29 


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432 


Vogel  solche  ira  grünen  Theile  (bei  F 
und  E)  schwach  angedeutet  fand.  Am 
3.  Juni  1889  gelang  es  Huggins,  nach 
zweistündiger  Exposition  eine  Photogra- 
phie des  Uranusspektrums  zu  erhalten, 
welche  im  blauen,  violetten  und  ultravio- 
letten Theile  des  Spektrums  (von  F bis  X) 
die  hauptsächlichsten  Fraunhoferschen 
Linien  und  zwar  nur  solche  enthielt,  was 
erweist,  dafs  die  blauen,  violetten  und 
ultravioletten  Strahlen  dem  Uranus  nicht 
eigen,  sondern  reflektirte  Sonnenstrahlen 
sind.  Anders  verhält  es  sich  mit  den 
rothen  bis  grünen  Strahlen  des  Uranus. 
In  diesem  Theile  des  Spektrums  sind  bis 
heute  noch  keine  Fraunhoferschen  Linien 
nachgewiesen  worden;  hingegen  eine  grofse 
Zahl  anderer  breiter  dunkler  Absorptions- 
streifen, welche  von  Secchi,  Huggins, 
Vogel  und  neuerdings  von  Kee  1er  näher 
untersucht  worden  sind.  Die  Untersuch- 
ungen des  letzteren  wollen  wir  als  die 
neuesten  und  weitgehendsten,  — dieselben 
sind  mit  dem  grofsen  36-Zöller  der  Lick- 
sternwarte ausgeführt,  — hier  roittheilen. 
Beschreibung  des  Uranusspektrums.*) 

WelleoUDg*. 

G.H  Sichtbarkcitagrenzo  dos  Spektrums  im 
Rothon. 

638  Die  Helligkeit  scheint  hier  plötzlich  zu- 
zunohmen. 

618.2  Mitte  des  dunkelsten  Absorptionsstreifens 
im  ganzen  Uranusspektrum. 

608..^  Hellste  Stelle  im  Roth. 

596.1  Mitte  eines  gut  definirten  Absorptions- 
bandes. 

586.8  Hellste  Stelle  im  Gelben. 

576.8  Dunkelste  Stelle  eines  breiten,  an  den 
Rändern  verschwommenen  Absorptions- 
streifens. 

')  Die  Wellenlängen  sind  in  Millionstel  Milli- 
meter angegeben,  diese  Skala  befindet  sich  in 
der  Abbildung  unterhalb  des  Spektrums.  Vergl. 
„Astron.  Nachr.“  No.  2927. 


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433 


^64  Helle  Stelle  im  Qrünen. 

Eine  zweite  helle  Stelle  im  Orlinon.  Zwischen  beiden  lie^t  ein  schwacher 

Schatten. 

1142.5  Mitte  eines  grofsen  Absorptionsbandes.  Fast  so  dunkel  wie  das  bei  618, 

aber  breiter  und  verwaschener. 

518  Sehr  schwaches  Band,  Position  geschätzt. 

.509  Zweites  schwaches  Band,  Position  geschätzt. 

48.5.0  Mitte  eines  scharfen  Streifens  in  der  Nähe  der  Sonnenlinie  F. 

Was  lehrt  dieses  Spektrum  über  die  Beschaffenheit  des  Uranus? 
Es  zeigt,  dafs  die  Absorptionen  der  Sonnenstrahlen  in  der  Uranus- 
Atmosphäre  in  dem  grünen  bis  rothen  Theile  des  Spektrums,  jedenfalls 
viel  erheblicher  sind,  als  die  Absorptionen  in  der  Sonnen-Atmosphäre 
selber,  welche  die  Fraunhofersohen  Linien  hervorbringen;  die 
letzteren  sind  offenbar  in  diesem  Theile  des  matten  Uranus-Spektrums 
mit  dem  Auge  nicht  mehr  deutlich  wahrnehmbar,  während  sie  durch 
Dauerphotographie  in  dem  blauen,  violetten  und  ultravioletten  Theile 
des  Spektrums  des  Uranus  deutlich  hervorgetreten  waren  und  ver- 
muthlich  auch  in  dem  grünen  bis  rothen  noch  aufzufinden  sein  werden, 
wenn  man  von  diesen  Theilen  photographische  Dauer- Aufnahmen  mit 
dafür  besonders  empfindlich  gemachten  Platten  ausführt.  Ueber  die 
Natur  der  Gase,  welche  in  der  Atmos|)häre  des  Uranus  die  oben 
nachgewiesene  Absorption  herbeiführen,  läfst  sich  leider  nach  dem 
jetzigen  Stande  der  Wissenschaft  nichts  Näheres  angeben. 

Bemerkenswerth  ist  noch  der  Streifen  bei  618.2  des  Uranus- 
spectrums,  der  sich  genau  an  derselben  Stelle  im  Spektrum  des  Jupiter 
und  Saturn  und  wabrscheinlich  auch  in  dem  des  Neptun  wiederfindet, 
was  auf  eine  nähere  stoffliche  Verwandschaft  der  vier  äufseren  Pla- 
neten hindeutet.  Es  ist  die  Aufgabe  der  Spektralanaljtiker,  das 
Studium  der  Absorptionsspektra  in  unseren  Laboratorien  unter  mög- 
lichster Nachahmung  der  Druck-  und  Temperaturverhältnisse  der 
Himmelskörper  so  weit  zu  vertiefen,  dafs  eine  Identifizirung  der 
noch  unbekannten  Absorptionsstreifen,  insoweit  sie  überhaupt  von  uns 
zugänglichen  Verbindungen  herrühren,  mit  entsprechenden  irdischen 
möglich  wird.  F.  S.  Archen  ho  Id. 

t 

Die  Sternspectra  vom  I.  Typus  hat  Dr.  Sc  he  in  er  auf  Grund 
einer  Reihe  photographischer  Aufnahmen  einer  genaueren  Untersuchung 
unterzogen,  deren  interessante  Ergebnisse  in  den  Sitzungsberichten 
der  Berliner  Akademie  der  Wissenschaften!)  nicdcrgelegt  sind.  Be- 

')  1890,  VIII,  Sitzung  vom  13.  Februar. 

29* 


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434 


kanntlich  zeigen  die  Spektra  vom  Typus  la  neben  den  breiten  Wasser- 
stofflinien nur  äufserst  feine  Metalllinien.  Ein  eigenlhümliches  Ver- 
halten zeigen  jedoch,  wie  Scheiner  fand,  die  Linien  von  den  Wellen- 
längen 448,14  und  447,14,  welche  bei  einigen  Sternen  dieser  Klasse 
vorkonunen.  Solange  diese  Linien  nämlich  neben  den  Wasserstoff- 
linien die  einzigen  sind,  sehen  sie  auch  eben  so  breit  und  verwaschen 
aus  wie  diese.’  Finden  sich  aber  im  Stemspektrum  auch  Metalllinien, 
wie  z.  B.  die  des  Eisens,  dann  zeigen  sich  die  genannten  Linien  so 
fein  und  scharf,  wie  letztere.  Während  nun  die  Linie  448,14  dem 
Magnesium  angehört,  kommt  dagegen  die  Linie  447,14  im  Sonnen- 
spektrum nicht  vor;  überhaupt  findet  sie  sich  aufser  bei  fl  Persei  nur 
bei  den  Sternen  ji,  7,  5,  e,  I des  Orion.  Ungemein  bemerkenswerth  ist 
es  nun,  dafs  Copeland  bereits  früher  dieselbe  Linie  auch  im  Orion- 
nebel gefunden  hak  Das  gemeinsame  Auftreten  dieser  Linie  läfst 
nämlich  mit  grofser  Wahrscheinlichkeit  auf  einen  physikalischen  Zu- 
sammenhang der  genannten  Orionsteme,  nicht  blofs  untereinander, 
sondern  auch  mit  dem  Orionnebel  sohliefsen.  Der  Orionnebel  scheint 
danach  nicht  aufserbalb  unseres  Fixstemsystems,  sondern  viel  näher, 
als  man  bisher  glaubte,  inmitten  desselben  zu  stehen. 

In  Bezug  auf  die  Spektra  vom  Typus  Ib  gelang  es  Dr.  Scheiner, 
die  im  Verhältnifs  zur  Breite  ungemein  scharfe  Begrenzung  der  Linien 
dieser  Stemgruppe  durch  die  sehr  gerechtfertigte  Annahme  zu  erklären, 
dafs  eine  Intensitätsgrenze  des  Lichtes  oxisürt,  unterhalb  welcher  eine 
Schwärzung  der  Platte  oder  eine  Einwirkung  auf  unser  Auge  nicht 
mehr  stattfinden  kann.  Besonders  interessant  ist  unter  den  Spektren 
dieses  Typus  das  von  Deneb  (01  Cygni).  Bei  diesem  Stern  zeigen  näm- 
lich die  Eisenlinien  ein  eigenartiges  Verhalten:  während  einige  der 
stärksten  Eisenlinien  des  Sonnenspektrums  fehlen  oder  nur  schwach 
auflreten,  giebt  es  andererseits  eine  Anzahl  kräftiger  Linien  des  Stcni- 
spektrums,  die  mit  nur  schwachen  Eisenlinien  im  Sonnenspektrum  zu- 
sammenfallon.  Es  folgt  aus  dieser  Thatsache,  dafs  der  Eisendampf  in 
der  Donebatmosphärc  sich  in  einem  von  den  Verhältnissen  auf  der 
Sonne  durchaus  abweichenden  Temperaturzustande  befinden  mufs. 

Was  endlich  den  Typus  lo  betrifft,  bei  welchem  die  Wasserstoff- 
linien  hell,  statt  dunkel,  auftreten,  so  weist  Dr.  Scheiner  darauf  hin, 
dafs  es  nicht  wohl  angängig  ist,  zur  Erklärung  dieses  Phänomens  an- 
zunehmen, dafs  die  Temperatur  des  atmosphärischen  Wasserstoffs  bei 
diesen  Sternen  höher  ist,  als  die  Temperatur  des  das  continuirliclie 
Spektrum  gebenden  Kernes;  denn  es  widerspricht  allen  physikalischen 
Erfahrungen,  dafs  eine  Oashülle  wärmer  sein  soll,  als  der  von  ihr 


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435 


umschlossene  Weltkörper.  Man  kann  nun  aber  die  Spektra  vom  Ty- 
pus Ic  auch  noch  auf  eine  andere  Art  erklären,  der  gegenüber  sich 
keine  ähnlichen  Bedenken  geltend  machen  la-ssen  und  die  darum  ent- 
schieden vorzuziehen  sein  dürfte.  Wenn  diese  Sterne  nämlich  von 
sehr  ausgedehnten  und  wasserstoffreichon  Atmosphären  umgeben  sind, 
dann  wird  die  Sternscheibe  selbst  ein  continuirlichos  Spektrum 
mit  dunklen  Wasserstofflinion  liefern,  aber  das  Randlioht,  das  nur 
von  der  Atmosphäre  herrührt,  wird  helle  Wasserstofflinion  erzeugen. 
Da  wir  nun  den  ganzen  Stern  als  einen  einzigen  Lichtpunkt  sehen 
und  sonach  nur  sein  Qesamtlicht  analysiren  können,  so  werden  sich 
für  unsere  Beobachtung  beide  Spektrti,  das  des  Kerns  und  das  der 
Atmosphäre,  übereinanderlagem  und  bei  gehöriger  Ausdehnung  der 
Sternatmosphäre  kann  ein  Ueberwiegen  der  hellen  Wasserstofflinien 
über  die  dunklen  Absorptionslinien  eintreten. 

Die  photographischen  Aufnahmen  der  Spektra  von  Sternen  des 
ersten  Typus  haben  neben  den  eben  skizzirten  Ergebnissen  in  Bezug 
auf  die  physikahsche  Beschaffenheit  dieser  Weltkörper  in  jüngster  Zeit 
auch  zu  zwei  sehr  wichtigen  Entdeckungen  anderer  Art  geführt,  die 
den  erst  kürzlich  am  Algol  und  am  Mizar  gemachten  Wahrnehmungen 
zur  Seite  zu  stellen  sind.  Nach  einer  der  Berliner  Akademie  am  24.  April 
von  H.C.  Vogel  zugegangenen  Miltheilung  hat  sich  nämlich  aus  Mess- 
ungen der  Linienverschiebungen  an  Aufnahmen  von  verschiedenen  Daten 
herausgestellt,  dafs  die  Sterne  Spica  (a  Virginia)  und  Rigel  (ß  Orionis) 
ebenso  wie  Algol  Bahnbewegungen  von  kurzer  Periode  ausführen,  so- 
dafs  diese  Sterne  vermuthlioh  bisher  noch  nicht  auflösbare  enge 
Doppelsteme  sind,  bei  denen  das  Licht  des  einen  Sternes  bedeutend 
vorwiegt  Bei  Spica  hat  sich  die  Umlaufszeit  um  den  Schwerpunkt  des 
.Systems  bereits  mit  ziemlicher  Genauigkeit  auf  4 Tage  und  0,3  Stunden 
und  die  gröfste  Bewegungsgeschwindigkeit  in  der  Oesichtslinie  auf 
12  Meilen  bestimmen  lassen.  Unter  der  vorläufigen  Annahme,  dafs 
dio  Bahnebene  nicht  stark  gegen  die  Oesichtslinie  geneigt  ist,  würde 
sich  der  Abstand  des  sichtbaren  Sterns  vom  Schwerpunkt  zu  660  000 
Meilen  ergeben.  Bei  gleichem  Abstande  des  Begleiters  vom  Schwer- 
punkt würde  die  Masse  jedes  der  beiden  Sterne  etwas  gröfser  sein, 
als  die  Sonnenmasse  und  der  scheinbare  Abstand  der  beiden  Compo- 
nenten  würde  sich  bei  einer  Parallaxe  von  0".2  im  Maximum  auf  0 ".13 
stellen,  so  dafs  die  optische  Wahrnehmung  der  Duplicität  vorläufig 
nicht  zu  erwarten  ist.  F.  Kbr. 


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436 


Schlagwetterexplosionen  und  kosmische  Ursachen.  Ueber 
den  geheimnirsvollen  Zusammenhang  zwischen  Massenexplosionen 
schlagender  Wetter  und  starkem  Wechsel  der  Fleckenareale  auf  der 
Sonne  glaube  ich  in  der  Lage  zu  sein,  einige  Aufklärung  geben  zu 
können.  Gelegentlich  eines  Vortrages  im  Berliner  Zweig^erein  der 
deutschen  meteorologischen  Gesellschaft  am  4.  März  d.  J.:  „Ueber 
Schlagwetterexplosionen  und  ihren  Zusammenhang  mit  meteorologischen 
und  kosmischen  Erscheinungen“  konnte  ich  bereits  aus  dem  soeben 
erschienenen  Heft  6 von  „Himmel  und  Erde“  die  Arbeit  des  Herrn 
Huguenel  der  Gesellschaft  vorlegen.  In  der  darauf  folgenden  Dis- 
kussion machte  Herr  Prof.  Sporer  zunächst  darauf  aufmerksam,  dafs 
das  zweimalige  Zusammenfällen  der  Jahre  gröfster  Eixplosionshäuilg- 
keit  mit  dem  Minimum  von  Sonnenflecken  (S.  292)  wenig  zu  Gunsten 
eines  Zusammenhanges  mit  solarer  Thätigkeit  spräche,  da  ja  während 
des  Minimums  letztere  in  jeder  Beziehung  gering  ist.  Aber  auch  die 
8 Fälle  auffallend  starken  Wechsels  der  Relativzahlen  (S.  293),  welche 
mit  Massenexplosionen  in  Beziehung  gesetzt  werden,  ermangeln  durch- 
aus der  Beweiskraft,  und  zwar  wegen  der  von  Prof.  Wolf  angewandten 
Methode  der  Arealsohätzungen.  Denn  ein  plötzliches  Verschwinden 
eines  grofsen  Fleckenareales  kann  ohne  irgend  welche  Aenderung 
der  solaren  Thätigkeit  einfach  dadurch  in  den  Zahlen  hervortreten, 
dafs  eine  Fleokengruppe  durch  die  Rotation  hinter  den  Sonnenrand 
geführt  wird.  Derartige  scheinbar  erhebliche  Aenderungen  sind  ohne 
begleitende  Zeichnungen,  wie  sie  Herr  Prof.  Sporer  seit  vielen  Jahren 
ausgeführt  hat,  von  wirklich  bedeutenden  Neubildungen  u.  s.  w.  nach 
den  blofsen  Zahlen  gar  nicht  zu  unterscheiden;  übrigens  bieten  die 
angeführten  Fälle  durchaus  nichts  Besonderes  — vielmehr  wäre  es 
leicht,  hunderte  von  Fällen  wirklich  grofsartiger,  plötzlich  sich  ent- 
faltender Thätigkeit  aufzuziihlen,  welche  gar  keinen  Reflex  in  Vor- 
gängen auf  der  Erde  hinterliefsen.  Hiervon  hat  auch  Herr  Prof. 
Sporer  Herrn  Huguenel  durch  Vorlage  seines  Materials  schon 
früher  zu  überzeugen  versucht. 

Wer  auch  nur  oberflächlich  sich  mit  dem  Studium  der  Schlag- 
wetterexplosionen befafst  hat,  wird  zugestehen,  dafs  die  Zahl  der  Ver- 
unglückungen bei  einer  Grubenkatastrophe  von  so  vielen  Zufällig- 
keiten abhängt,  dafs  die  Verlustziffem  zu  Untersuchungen  auf  etwaige 
Periodicität  der  Explosionen  ein  gänzlich  ungeeigneter  Mafsstab  sind. 
Aus  diesem  Grunde  habe  ich  bei  meinen  Arbeiten  mich  auf  die  Anzahl 
der  Explosionen  beschränkt,  wie  sie  in  der  Anlage  II  der  Preufsischen 
Schlagwetlerkommission  für  den  Oberbergamtsbezirk  Dortmund  aus 


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437 


den  Jahren  1861  — 1882  in  gröfster  Vollständigkeit  initgetheilt  worden 
sind.  Es  sind  in  dieser,  eine  weitere  Bearbeitung  gradezu  heraus- 
fordernden Statistik  1064  Fälle  von  Explosionen  mit  genauer  Angabe 
des  Datums,  Ortes  und  der  Verluste  aufgeführt,  welche  von  mir  erstens 
auf  eine  Periodicität  nach  dem  synodischen  Mondumlauf,  zweitens  auf 
ihren  Zusammenhang  mit  der  Sonnenrotation  untersucht  worden  sind, 
Indem  ich  die  Art  der  Herstellung  der  Periodenabschnitte  und  die 
ausführlichen  Zahlenangaben  an  anderer  Stelle  veröffentlichen  werde, 
will  ich  hier  nur  das  Resultat  dieser  Arbeiten  anführen. 

Es  ergiebt  sich  für  einen  Zeitraum  von  22  Jahren,  in  welchen 
272  ganze  Mondumläufe  zu  je  29.53  Tagen  vollendet  wurden,  dafs  die 
das  Gesamtresultat  darstellende  Curve  in  ganz  unregelinäfsigen 
Zacken  um  den  mittleren  Werth  hin-  und  herschwankt,  und  keine 
Spur  von  Periodicität  mit  den  Mondphasen  zeigen  will.  Dies  wird 
noch  deutlicher,  wenn  man  die  Werthe  für  die  einzelnen  Phasen,  von 
der  Mitte  der  Mondphase  aus  gerechnet,  zusammenfafst,  cs  zeigt  sich 
alsdann  das  prozentisohe  Verhältnifs  aller  Schlagwetterexplosionen  im 
angegebenen  Zeiträume  für  die  einzelnen  Mondphasen  wie 
e : J : © : e = 24.4  : 26.7  : 25.3  : 24.6. 

Aus  diesen  Zahlen  noch  ein  merkliches  Ueberwiegen  der  Neu- 
resp.  Vollmondphasen,  auf  welche  ja  Herrn  R Falbs  , kritische“  Tage 
ausschliefslich  fallen,  herauszulesen,  dürfte  wohl  vergebliche  Mühe  sein, 
die  relativ  meisten  Fälle  zeigt  vielmehr  die  „kritisch“  ganz  indifferente 
Phase  des  ersten  Viertels.  Also  auch  die  schöne  Hoffnung,  der  viel- 
geplagten Montanindustrie  durch  „kritische  Tage“  aufhelfen  zu  können, 
ist  mit  diesen  Zahlen  zu  nichte  geworden  ('siehe  auch  S.  147  dieses 
Jahrganges);  vielmehr  w’crden  die  Bergingenieure  wie  bisher  ihr  Augen- 
merk nicht  auf  Herrn  Falbs  Kalender,  sondern  auf  das  Barometer 
und  den  Ventilator  richten,  und  in  ihrem  Bestreben,  die  Zündung  des 
Kohlenstaubes,  welcher  hauptsächlich  die  Ursache  der  grofsen  Kata- 
strophen ist,  gänzlich  zu  verhüten,  fortfahren. 

Hingegen  scheint  nach  meinen  Untersuchungen  eine  mit  einer  syno- 
dischen Sonnenrotation  von  ca.  27.7  Tagen  gleichlaufende  Periodicität 
in  den  Zahlen  der  Explusionsfälle  nicht  gänzlich  ausgeschlossen,  denn 
die  .\nordnung  nach  diesem  Zeitintervall  ergab  als  Resultat  für  290 
volle  Rotationen  eine  unverkennbare  Andeutung  einer  Periode,  welche 
am  2.  und  19.  Tage  ein  Maximum  besitzt,  so  dafs  dementsprechend 
abwechselnd  nach  17  und  11  Tagen  eine  gröfsere  Wahrscheinlichkeit 
für  Schlagwetterexplosionen  vorläge.  Indessen  dürfte  es  auch  hier- 
nach nicht  rathsam  sein,  dieselben  prophezeien  zu  wollen,  da  die 


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438 


jedenfalls  häufig  eintretende  Verschiebung  der  Aktionszentren  des 
Sonnenkörpers  in  kurzen  Intervallen  die  schönsten  Vorausberechnungen 
über  den  Haufen  werfen  würde.  — Die  von  mir  erhaltene  seltsame 
Periode  scheint  vielmehr  ein  Ausdruck  für  diese  veränderliche  Natur 
der  Aktionszentren  zu  sein.  Interessant  ist,  dafs  sie  nahezu  mit  der 
von  Buys-Ballot  aus  Temporaturabweichungen  bestimmten  harraonin 
(27.687  Tage);  ziemlich  nahe  kommt  ihr  der  Worth  der  Sonnenrotation, 
welcher  durch  Verschiebung  der  Fraunhoferschen  Linien  für  öst- 
lichen und  westlichen  Sonnenrand  von  Henry  Crew  auf  spektrosko- 
pischem Wege  zu  26.88  Tagen  wahrer  Rotationsdauer  bestimmt  wurde, 

Dr.  Ernst  Wagner. 

Die  Periodizität  der  Erdbeben. 

Der  Erdbebenforscher  Montessus  de  Ballore,  welcher  sich 
durch  die  gründliche  Behandlung  eines  sehr  grofsen  statistischen 
Materials  über  Erdbeben,  und  namentlich  durch  ein  Werk  über  cen- 
tralamerikanische  Beben')  vortheilhaft  bekannt  gemacht  hat,  hat  in 
den  Genfer  „Archives  des  Sciences  physiques  et  naturelles“  (No.  11. 
15.  November  1889)  eine  Diskussion  der  beiden  im  Hinblick  auf 
diverse  Hypothesen  sehr  interessanten  Fragen  gegeben:  ob  da.s  Vor- 
wiegen der  Nachtbeben  gegenüber  den  Tagbeben,  das  einige  haben 
verrauthen  wollen,  in  der  That  zutreffo,  und  ferner  der  Frage,  ob  die 
Häufigkeit  der  Erdbeben  an  die  Kulminationen  des  Mondes  geknüpft  sei. 
Montessus  hat  zur  Beantwortung  der  ersteren  Aufgabe  eine  Zahl  von 
45688  Erdbeben  (worunter  27 906  europäische)  gesammelt;  er  zeigt  die 
Nothwendigkeit,  in  diesem  Material  bei  der  aufserordentlichen  Ver- 
schiedenheit der  Beobachtungen  und  der  Natur  der  Beben  eine  Klassi- 
Hzirung  eintreten  las.sen  zu  müssen,  und  theilt  es  in  sieben  Gruppen: 
Bcbenreihen  aus  den  in  Bezug  auf  seismische  Thätigkeit  gut  bekannten 
Gegenden,  solche  aus  wenig  bekannten  Regionen,  Erdbebenwahr- 
nehmungen  langer  und  kurzer  Dauer  von  einztdnen  Beobachtern, 
vulkanische  Beben  kurzer  Dauer,  die  Erdbobenberichte  der  seismolo- 
gischen  Kommissionen  (Japan,  Italien,  Schweiz,  Württemberg,  Holland) 
und  die  Bebenreihe  der  geodynamisohen  Observatorien  Italiens.  Wie 
nothwendig  eine  separate,  gruppenweise  Untersuchung  bei  dem  Gegen- 
sUinde  ist,  zeigt  das  statistische  Resultat,  das  aus  der  Summe  der  Gruppen 
bei  Ausschliefsung  der  vulkanischen  Beben  und  der  Aufzeichnungen  der 

')  Siehe  das  Referat  auf  S.  412  im  vorliegenden  Heft. 


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439 


ffeodynanllBcheii  Instrumente,  also  aus  der  Ueberzahl  der  Erdbeben, 
nämlich  35706,  erhalten  wird:  die  Iläulig’keitskurve  entspricht  dem 
Maximum  und  Minimum  der  menschlichen  Thätigkeit;  bei  Xachl,  der 
Zeit  der  Ruhe  und  der  gröfseren  Empfindlichkeit  für  ungewöhnliche 
Störungen,  stellt  sich  die  ZahKder  Erdbeben  gröfser  als  für  die  Tages- 
zeit, wo  die  Jagd  nach  dem  Erwerbe  die  Aufmerksamkeit  auf  Natur- 
ereignisse überwuchert.  Umgekehrt  zeigt  die  Statistik  der  siebenten 
Gruppe,  nämlich  der  aus  den  Aufzeichnungen  der  geodynamischen  In- 
strumente hervorgehenden  Resultate,  ein  Maximum  in  der  II.  Stunde 
vor  Mittag,  ein  Minimum  der  Enlbebenwahrnehmungen  bei  Nacht; 
leicht  erklärlich,  da  das  Geräusch  des  Tages  die  Zahl  der  leichten  Er- 
schütterungen vermehrt,  die  sich  an  den  empfindlichen  Instrumenten 
registriren,  während  in  der  Nachtruhe  die  vom  Tageslärm  erzeugten 
Stöfse  fortfallen.  Montessus  erhält  schliefslich  aus  der  Erwägung 
aller  Verhältnisse  den  Satz:  Die  Erdbeben  ereignen  sich  in  gleicher 
Häufigkeit  bei  Tag  und  bei  Nacht.  Die  in  Bezug  auf  die  andere 
Frage  an  der  Gesamtsumme  von  44806  Erdbeben  der  sieben  Gruppen 
ausgeführte  Untersuchung  ergiebt  den  Satz:  Die  Erdbeben  zeigen 

keinerlei  Beziehung  zu  den  Kulminationen  des  Mondes,  womit  ein 
lange  anerkanntes  „Gesetz“  Perreys  eine,  wohl  definitive,  Negation 
erfahren  hat.  * 


Erscheinungen  am  Sternenhimmel  im  Monat  Jnni-JoU. 

(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  für  Berliner  Zeit.) 


17.  Juni 
21.  - 
25.  . 

2.  Juli 

3.  , 

9.  , 


1.  Der  Mond. 


Neumond 
Erdferne 
Erste»  Viertel 
Vollmond 
Erdnähe 
Letztes  Viertel 


Aufgang 
3I>  .‘!2">  Mg. 

7 7 , 

II  44  „ 

8 47  Ab. 

9 42  „ 

Mittero. 


Untergang 
4-2ni  Ab. 
II  20  . 

0 14  Mg. 

3 (!  , 

4 11  , 

U 33  Nm. 


Ringförmige  Sonnentinaternifs  am  17.  Juni. 

Die  Fin.sternifs  wird  Vormittags  in  SUdtunig,  auf  der  Insel  Kreta  und  in 
Kleinasien,  Nachmittags  in  Persien  und  SUdcbina  sehr  auffällig  sein.  In  Europa 
ist  die  Bedeckung  der  Sonne  nur  partiell,  für  die  einzelnen  Orte  desto  bedeu- 
tender, je  südlicher  sie  gelegen  sind,  ln  Berlin  tritt  der  Beginn  der  Finster- 
nifs  um  Ol*  26“  Vorm.,  das  Ende  um  11h  49m  ein;  es  werden  etwa  5’2  Zoll  der 
Sonne  (1  Zoll  = Vu  Sonnendurchmosser)  bedeckt  werden.  In  Rom  erreicht  die 
Verfinsterung  8 Zoll,  in  Athen  über  10  Zoll.  Die  längste  Dauer  wird  die  cen- 
trale Bedeckung  in  Südkleinasien,  in  der  Nähe  der  Stadt  Adalia  haben,  nämlich 
4 Min.  5 Sekunden. 


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440 


2.  Die  Planeten. 


I. 

Merkur 

1 

Venus 

Hectaa 

. Declin. 

Aufg. 

Unterg^. 

|Rectas. 

Declin.  i| 

Aufg. 

Unterg. 

13.  Juni 

41. 13m  4. 16“  .53' 

jk  13»lf.|6l>27««.| 

1 7»;!3"*'+23“2G'  ,5»45«If. 

10>>29ia 

17. 

4 18 

'+17  14 

2 .59  . 

6 17  . 

7 

,54 

+22  39  5 

54  . 

10  28  . 

21. 

4 28 

+ 18  1 

2 48  . 

6 14  . 

8 

14 

+21  42  6 

6 . 

10  26  . 

25. 

1» 

4 43 

+19  7 

2 38  , 

6 18  . 

8 

34 

+20  36''  6 

18  . 

10  22  . 

29. 

* 

. 5 2 

1+20  22 
+21  38 

2 33  . 

6 29  . 

8 

.54 

!+19  21  6 

31  . 

10  17  . 

3. 

Juli 

1 5 26 

.2  30  . 

6 44  . 

3 

13 

+17  .58  6 

43  . ; 

10  11  . 

7. 

m 

1 5 54 

1+22  42 

'2  34  , 

7 4. 

9 

32 

+ 16  27  6 

.55  . 

10  5 . 

11. 

41 

i 6 26 

i+23  23 

.2  44  . 
®3  1 . 

mnähe. 

7 26  , 

9 

50 

+ 14  50  7 

8 . 

9 58  . 

15. 

’ 

1 7 2 1+23  28! 
15.  Juli  Sonnt 

7 47  . 

10 

8 

+13  8 7 

20  . 

9 .50  . 

'1 

M 

a r 8 

J u p i t e r 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

ünlerg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

13.  Juni 

,l.5l>  .5.3». 

-22“50' 

' ßb.'VlmAk 

2!>24">lg. 

20»>58“ 

—17“  50' 

11h  G»lk. 

8h 

0“lr. 

19. 

15 

47 

—22  44 

6 4. 

1 1 53  . 

20  57 

— 17  .56 

10  42  . 1 

7 

35  . 

25. 

n 

15 

42 

-22  41 

5 35  . 

1 26  . 

20 ,55 

—18 

41 

10  17  . ' 

7 

9 - 

1. 

Juli 

15 

40 

-22  41 

■5  9 , 

10. 

20 .53  , 

— 18 

14 

9 62  . 

6 

42  . 

7. 

15 

40 

-22  47 

I 4 47  . 

1 0 34  . 

20  51 

—18  25 

9 28  . 

6 

15  . 

13. 

- 

:!15 

42 

—22 .56  i 

1 4 26  , 

1 0 11  . 

20  48 

—18  37 

9 3 . 

5 

4.8  . 

Saturn 

1 Uranus 

Rectas.: 

Declin. 

II  Aufg. 

Uuterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

13. 

Juni 

ilOl. 

6“ 

+13“  24' 

; 9l>23mlf. 

13k25"« 

-8< 

■18',, 

2h38»!l« 

Ib20“  1'. 

21. 

n 

<10 

8 ' 

+13  10 

' 8 .55  . 

jll  25  . 

13  25 

-8 

13! 

2 0 . 

0 

.50  . 

29. 

n 

10 

11  . 

+12  55 

'■  8 28  . 

10  54  . 

13  24 

— 8 

15 

1 35  , 

! “ 

18  . 

7. 

Juli 

<10 

14 

+12  38 

: 8 1 , 

|l0  25  , 

13  24 

-8 

'"ll 
18 1' 

1 3 . 

In 

43  4V. 

15. 

JlO 

17  1+12  20 

‘ 7 34  . 

9 54  „ 

1 

13  25 

-8 

1 

0 .32  . 

111 

12  . 

N e 

p t u n 

Rectas.  | 

Declin.  || 

Aufg. 

Untcrg. 

10.  Juni  1 

41*  13“  1 

+ 19“34- 

3l>  7-"  In. 

6h  B7m  U. 

25. 

4 15 

+ 19  39 

2 6 

5 

56  ,5a. 

10. 

Juli 

4 17 

1 

+ 19  44 

1 12 

' 1 

5 

4 . 

3.  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

17,  Juni  I.  Trab.  Verfliißt.  Eintritt  32“  Morjf. 
25.  „ I. 

27.  „ III. 

3.  Juli  T. 

4.  „ II. 

10.  „ I. 

11.  „ II. 


10  Ö4  Ab. 

2 10  Morg. 
0 43  „ 

0 33 

2 43 

3 7 


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441 


4*  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 
(Für  Berlin  sichtbar.) 


Oröfse 

Eintritt 

Austritt 

29. 

Juni 

• 3 Scorpii  2.0"» 

IP»  10"  Ab. 

0l>  21«  Mg. 

4. 

Juli 

• 33  Capricemi  5.5 

— 

10  28  Ab. 

(6»  nach  JAufg.) 

13. 

’* 

* e Tauri  3.6  1 59  Mg. 

5.  Veränderliche  Sterne. 

2 27  Mg. 

a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  1800 


am 

Max. 

Min. 

Rectas. 

Doclin. 

S Piscium 

22.  Juni 

9m 

1.3" 

!>> 

11» 

49« 

O. 

8“ 

21'1 

R 

16. 

8 

12 

1 

24 

58 

+ 

2 

18.7 

S Arietis 

18.  „ 

9.5 

13 

1 

.58 

3 

■f 

11 

59.8 

0 Ceti 

30.  „ 

1.5 -.5.0 

8-9 

2 

13 

47 

— 

3 

28.5 

R 

26.  „ 

8 

12 

2 

20 

25 

— 

0 

40.3 

R Persci 

U.  Juli 

8j 

12 

3 

23 

3 

+ 

35 

17.4 

R Oemin. 

20.  Juni 

7 

12 

7 

0 

44 

-f 

22 

52.6 

R Can.  min. 

30.  „ 

7.5 

10 

7 

2 

39 

+ 

10 

11.8 

s „ „ 

5.  Juli 

7.5 

11 

7 

26 

45 

+ 

8 

33.2 

S Leonis 

0 

••  yt 

9 

13 

11 

5 

10 

"T 

6 

3.7 

W Scorpii 

3.  „ 

10 

13 

16 

5 

20 

— 

19 

50.9 

W.  Herculis 

6.  „ 

8 

U 

16 

31 

19 

-f 

37 

33.1. 

R Delphini 

12. 

8 

12 

20 

9 

36 

"f* 

8 

45  4 

T Capric. 

21.  Juni 

9 

13 

21 

15 

56 

— 

15 

37-7 

b)  Minima  der  Sterne 

vom  Algol-Ty|iu»; 

Algol  . . . ; 

5.  Juli  Nm.,  9 

1.  Mg.,  15.  Mg. 

U Cephei  . . t 

M.  Juni  Vm., 

26. 

Vm.,  1. 

Juli,  6., 

11.,  16., 

Vm. 

U Coronae  . . 20.  Juni  Mg., 

26. 

Ab.,  ,3.  Juli  Ab,, 

10.  Ab. 

l Librao  . . 

18.  Juni  Mg., 

22. 

Ab.,  27. 

Nm.,  2. 

Juli  Mg. 

. 6. 

Ab., 

1 11 

. Ni 

n. 

Y Cygni  . . unregelmäTsig. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 24.  Juni. 

W Virginia  . 25.  Juni. 

6.  Meteoriten. 

Die  August -Poraeiden  (AR  =s  46®,  D s=s -j- 57®)  sind  schon  vor  Mitte  Juli 
beobachtbar. 

7.  Nachrichten  Uber  Kometea 

Der  von  Brooks  am  19.  März  entdeckte  Komet  kommt  am  I.  Juni  in  seine 
Sonnennähe  und  ist  um  diese  Zeit  schon  circumpolar  d.  h.  in  unseren  Breite« 
graden  die  ganze  Nacht  zu  sehen.  Er  hat  dann  das  Sternbild  des  Drachen 
erreicht.  Die  Helligkeit  des  Kometen  steigt  Anfang  Juni  auf  die  SVai^^che 
derjenigen  bei  der  Entdeckung. 

Die  Rückkehr  des  periodischen  Kometen  D'Arrest  ist  in  diesem  Jahre 
der  Rechnung  nach  recht  günstig.  Der  Komet  wird  namentlich  im  Augus* 
ziemlich  hell  sein,  fast  so  lichtstark,  wie  bei  der  Erscheinung  vom  Jahre  1851. 
Der  Komet  wird  zuerst  im  Sternbild  der  Schlange  wieder  auftauchen  und  sich 
durch  den  Ophiuchus  langsam  südwärts  bewegen.  Anfang  August  geht  er 
etwa  um  8 Uhr  Abends  durch  den  Meridian. 


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J.de  Montessus  de  Ballore:  Tremblements  de  terre  et  ernptions  voleuiiqties 
aa  Centre -Amerique,  depuis  la  conqudte  espagnole  Jnsqn'i  nos 
Jours.  — Dijon  188ö.  4-,  *293  S. 

Der  französische  Artillerie-Kapitän  Montessus  de  Ballore  hat  einen 
ftinQährigen  Aufenthalt  ln  Central-Amerika  dazu  benützt,  aus  allen  ihm  zugäng- 
lichen Quellen  die  Nachrichten  über  vorgefallene  Erdbeben  und  Eruptionen  zu 
sammeln.  Nach  seiner  Rückkehr  1885  hat  er  eine  Diskussion  des  gesammelten 
Materials  vorgenommen,  und  dieselbe  mit  der  Statistik  schweizer,  japanischer, 
westindischer  u.  a.  Erdbeben  verbunden,  so  dafs  einige  seiner  statistiacben 
Tafeln  von  nahe  5000  Stöfsen  abhängig  gemacht  slnd*(auch  Perreys  bekannte 
Sammlungen  sind  benützt).  Zur  Erforschung  der  Gesetze  der  Erdbeben  werden 
diese  Tafeln  eine  werthvolle  Ergänzung  der  Kataloge  von  Mailet,  Perrey, 
Fuchs  und  Anderen  bilden.  Dem  Verfasser  scheint  der  Weg  sehr  hofCoungs- 
voll,  die  Erdbeben  jedes  Landes  besonders  und  zwar  zunächst  die  der  kleineren 
Landstriche  speziell  zu  studiren;  denn  auf  diese  Weise  können  die  lokalen 
Gesetze  der  Erdbeben  ans  Licht  gebracht,  und  aus  denselben  Resultate  für  das 
Studium  grofser  Gebiete  gewonnen  werden. 

Die  Annahme  einer  zufälligen  Oruppiruug  der  Erscheinungen  kann  nicht 
zur  Erkenntnifs  eines  Naturgesetzes  leiten,  vielmehr  mufs  man  kausale  Be- 
dingungen für  dieses  voraussetzen.  Betreffs  der  Erdbeben  bat  man  solche  in 
den  Stellungen  des  Mondes  zur  Erde  gesucht,  indem  man  annahm,  das  Innere 
der  Erde  sei  flüssig  und  dor  Mond  bringe  durch  seine  Attraktion  Fluthbewe- 
gungon  in  dieser  flüssigen  Masse  hervor. 

Porroy  hatte  aus  dor  Statistik  einer  Sammlung  von  14500  Erdbeben  drei 
Gosotze  gefunden;  diese  sind  nun  von  Kapitän  Montessus  auf  5000  von  ihm 
katalogisirto  Stöfse  angewendet  worden;  aufsordom  verspricht  er,  in  seinem 
künftigen  Werke  40  000  Erdbeben  bezüglich  derselben  Perrey sehen  Gesetze 
zu  diskutiron.  Dies  wäre  eine  hinreichende  Zahl  verschiedener  Fälle,  um  dar- 
aus ein  allgemeines  Naturgesetz  zu  schliofson,  denn  die  Erdbeben  würden  dann 
dor  Zeit  und  dom  Raume  nach  so  verthoilt  sein,  dafs  die  blofs  lokalen  Er- 
Hcheinungen  ausgeschlossen  worden.  Die  drei  Perrcyschen  Gesetze  waren 
folgende:  1)  Die  Erdbeben  sind  häufiger  zur  Zeit  des  Neu-  und  Vollmondes. 
Die  5000  Erdbeben  in  don  Tafeln  des  Kapitän  Montessus  bestätigen  dieses 
Gesetz  nicht,  obschon  sie  der  Statistik  Perreys  einige  Stütze  verleihen,  wenn 
sie  mit  den  von  diesem  gegebenen  Daten  vereinigt  werden.  2)  Die  Erdbeben 
sind  häufiger,  wenn  der  Mond  nähor  der  Erde  ist,  weniger  häufig  in  der 
Mondforne.  Dieses  Gesetz  wird  von  Montessus  nicht  bestätigt  3)  Die  Stöfse 
sind  häufiger,  wenn  der  Mond  iro  Meridian  ist,  als  wenn  er  sich  im  Horizonte 
befindet.  Dieses  Gesetz  wird  gut  bestätigt')  Für  alle  Aufstellungen  liefert 

’)  Id  Deuottor  Zeit  bat  Montasaus  auch  diasea  Oeselz  auf  Oruod  umfaaseodar  SUtlaUk 
varoalot.  (AnmarkuDg  daa  Uabersotzara.) 


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443  _ 

dor  Autor  instruktive  Tafeln  und  statistische  Kurven.  Der  Autor  scheint  aber 
die  Idee  festzuhalten,  dafs  die  Perreyschen  Gesetze  möglicherweise  für  eine 
gewisse  Klasse  von  Erdbeben  richtig  sein  könnten,  und  dafs  cs  darum  nötbig 
sei,  die  Erdbebenzerstörungen  nach  Klassen  zu  sondern  und  jede  derselben  be- 
sonders zu  diskutiren.  Kapitän  Montessus  untersucht  auch  die  anderen  An- 
nahmen, die  über  periodisches  Vorhalten  der  Erdbeben  gemacht  worden  sind; 
die  Annahme,  dafs  die  kräftigeren  Stöfse  zur  Zeit  des  ersten  Mondviertels  fallen, 
findet  er  nicht  bestätigt.  Ueber  die  Frage  des  Zusammenhanges  der  Krdbcben- 
häufigkeit  mit  den  einzelnen  Jahreszeiten  ergiebt  sich  aus  seiner  ganzen 
Statistik  kein  Resultat  Die  central-amerikanischen  Erdbeben  stimmen  nur 
mit  der  anderweitig  gefundenen  Angabe  überein,  dafs  die  Zahl  der  Erdbeben 
bei  Nacht  gröfser  ist  als  bei  Tag.  Keine  Relation  aber  hat  sich  heraus- 
gcfitellt  über  den  Zusammenhang  der  Erdbeben  mit  den  Angaben  der  mete- 
orologischen Instrumente.  Des  Autors  Schlufsfolgerung  ist  (wie  die  der  Meisten, 
welche  auf  demselben  Felde  gearbeitet  haben),  dafs  es  schwer,  wenn  nicht 
überhaupt  unmöglich  ist,  ein  allgemeines  Gesetz  in  der  Vielheit  der 
die  Erdbeben  bewirkenden  Ursachen  zu  entdecken.  Wenn  man  eine 
Klassifikation  der  Erdbeben  versuchen  wolle,  so  müsse  man  diese  auf  die  bei 
denselben  stattgehabten  Fakta  gründen,  namentlich  aber  auf  jene  Erdbeben,  die 
mittels  der  Seismometer  gegenwärtig  in  Italien,  Japan,  Kalifornien  und  der 
Schweiz  registrirt  werden.  Leichte  Erdbeben  seien  durchaus  nicht  so  wenig 
häufig,  wie  gewöhnlich  angenommen  werde. 

Während  der  bisher  besprochene  Theil  des  Werkes  die  Beziehungen 
der  Erdbeben  auf  allgemeine  Gesetze  enthält,  ist  der  übrige  Abschnitt  speziell 
den  Erdbeben  Central-Amerikas  gewidmet.  Der  Autor  giobt  zuerst  eine  Uebor- 
siebt  über  die  Geographie,  Orographie  und  Hydrographie  des  Landes.  Das 
Studium  der  geologischen  BeschafTenheit  der  Vulkane  führt  auf  eine  zweifache 
Art  der  vulkanischen  Gebilde  („failles*).  Der  Erdbebenkatalug  zeigt,  dafs  der 
Häufigkeitspunkt  der  Stöfse  nicht  blofs  in  der  Nachbarschaft  der  aktiven  Feuer- 
berge, sondern  auch  in  den  Kreuzungen  je  zweier  solcher  „faüles^  gelegen  ist. 
Ich  übergehe  die  Erörterung  des  Autors  über  die  Frage,  warum  die  Vulkane 
um  Abbange  der  pacifischen  Küste  liegen,  während  das  flache  Gestade  des 
Atlantischen  Ozeans  frei  von  ihnen  ist,  und  gebe  nur  noch  einen  kurzen  Be- 
richt über  den  Katalog.  Die  erste  Nummer  des  Kataloges  beginnt  mit  Anfang 
dos  11.  Jahrhunderts,  dio  letzte  (No.  772)  berichtet  über  den  Stofs  vom  22.  Mai  1886. 
Der  Autor  hat  alle  Daten  benützt,  die  er  in  den  Annalen  Central-Amerikas  seit 
den  Zeiten  der  spanischen  Eroberer  bat  finden  können;  von  1847  ab  haben  ihm 
die  Zeitungen  hinreichendes  Material  geliefert.  Eine  Liste  von  342  Werken, 
die  der  Autor  bei  seinen  Studien  zugezogen,  schliefst  das  Buch. 

möge  noch  gestattet  sein,  einen  der  interessantesten  Fälle  aus  dem 
Kataloge  hervorzubeben.  Auf  Seite  108  findet  man  einen  Abrifs  über  die  Bildung 
des  Vulkans  von  Isalco  (1770).  Dieser  Vulkan,  einer  der  am  regelmäfsigsten 
thätigen  Feuerberge,  stöfst  olle  !.'> — 20  Minuten  aus  seinem  Innern  etwa  einen 
Kubikmeter  Material  aus,  so  dafs  sich  die.scs  in  einem  Jahre  auf  30^40000  Kubik- 
meter belaufen  mag.  Seit  der  Bildung  des  Vulkans  gab  es  aufser  der  völlig 
regelrechten  Thätigkeit  noch  21  grofso  Au.sbrücbe.  Der  mir  zur  Verfügung 
gestellte  Raum  gestattet  nicht,  über  die  Erdbeben  zu  berichten,  die  San  Salvador 
zerstört  haben,  oder  über  dio  sieben  Epochen,  in  denen  die  Stadt  Guatemala 
verschüttet  wurde,  noch  der  Phänomene  zu  gedenken,  welche  die  Bildung  des 
Vulkans  inmitten  des  Sees  llopango  begleitet  haben  (20.  Dezember  187H  bis  zum 
März  1880).  Es  mufs  genügen,  auf  dio  klare  und  interessante  Darstellungsart 
des  Buches  selbst  hinzuweiseo.  Aber  der  gegenwärtige  Bericht  mag  eine  Idee 


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444 


von  dem  bewundernfiwerthen  Werke  des  Kapitän  do  Montessus  ^ehen;  der 
Unterzeichnete  wenigstens  sicht  mit  Interesse  dem  Erscheinen  des  neuen  Werkes 
entgegen,  das  uns  Montessus  in  Aussicht  gestellt  hat. 

Lick  Observatory,  IhtK),  Februar. 

Edward  S.  Holden. 

t 


Reimann,  Beiträge  zur  Befitlmmung  der  (lestalt  des  scbeinbaren 
Himmelsgewölbes.  Programmabhandlung  des  Gymnasiums  zu  Hirsch' 
berg  i.  Schles.  Ostern  1890. 

Die  eigenthümliche  Urtheilstausrhung,  welche  die  Abflachung  des  schein- 
baren Himmelsgewölbes  verursacht,  entbehrt  bisher  noch  immer  einer  zu- 
reichenden und  oinwurfsfreien  Erklärung,  zum  Theil  wohl  schon  aus  dem 
Grunde,  weil  die  scheinbare  Gestalt  des  Himmels  selbst  bis  jetzt  erst  ganz  un- 
zulänglich bekannt  ist.  Beobachtungen,  wie  die  vorliegenden,  w'elche  dazu 
beitragen,  zunächst  die  tliatsächlichen  Verhältnisso  der  Erscheinung  fost- 
zustollon,  müssen  sonach  als  sehr  willkommen  und  verdienstlich  bezeichnet 
werden.  Prof.  Reim  an  n bestimmt  in  der  vorliegenden  Abhandlung  aller- 
dings nur  die  relativen  Dimensionon  des  Himmelsgewölbes  unter  der  Voraus- 
setzung, dsfs  seine  Gestalt  die  einer  Kugelcalotte  sei,  und  es  bleiben  sonach  noch 
weitere  Bestimmungen,  welche  von  einer  derartigen  Voraussetzung  unabhängig 
sind,  einer  späteren  Untersuchung  Vorbehalten.  Die  Beobachtung  gestaltet 
sich  bei  der  Annahme  der  Calottonform  sehr  einfach,  sofern  nur  eine  Ermitte- 
lung der  Höhe  desjenigen  Punktes  am  Himmel  nöthig  ist,  der  den  Bogen  vom 
Zenit  bis  zum  Horizont  balbirt.  Eine  grofse  Reihe  von  Schätzungen  dieser 
Himmelsmitto  und  danach  vorgenommone  Höhenmessungen  ergaben  nun,  dsfs 
bei  Tage  die  scheinbare  Mitte  eines  vertikalen  Bogens  durchschnittlich  in  einer 
Hoho  von  21,®47i0,08  liegt  Daraus  folgt  dann,  dafs  der  horizontale  Halb- 
messer dos  Himmelsgewölbes  3,66  mal  und  sein  Kugelradius  7,19  mal  länger 
ist,  als  die  vertikale  Aze.  Dabei  ist  aber  die  Wölbung  des  Hhnmels  ein  wenig 
variabel,  sie  ist  im  Sommer  und  Herbst  gröfser,  als  im  Winter  und  Frühjahr, 
bei  bewölktem  Wetter  flacher,  als  bei  heiterem  Himmel.  Bei  dunstigem  Hori- 
zont rückt  die  Mitte  des  Himmelsgewölbes  erheblich  in  die  Höhe,  weil  der 
horizontale  Radius  sich  verkürzt  Erheblich  höher  gewölbt,  als  bei  Tage,  er- 
scheint der  Himmel  während  der  Nacht,  denn  es  lag  hei  Mondschein  die 
Himmelsmitte  in  einer  Höhe  von  26,”5fi,  in  mondlosen  Nächten  aber  sogar  in 
einer  solchen  von  29, ”95,  und  es  entsprechen  diesen  Angaben  als  Verhältnifs 
der  Höhe  zum  Grundkreisradius  die  Zahlen: 

1 : 2,80,  resp.  1 : 2,37. 

Vielleicht  kommen  wir  alsbald  einmal  in  die  Lago,  über  die  Hinweise  tu 
referii'eii,  welche  sich  aus  diesen  Boobachtungsthatsachen  in  Bezug  auf  die 
Erklärung  der  wunderbaren  Erscheinung  der  Himmelsabflachung  und  der  da- 
mit im  Zusammenhang  stehenden  scheinbaren  Vergröfserung  von  Sonne  und 
Mond  in  der  Nähe  des  Horizontes  entnehmen  lassen.  Dr.  F.  Koerber. 


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445 


Die  Projeetionskanst  fflr  Schulen,  Familien  und  AffentlieheVomtellnngen. 

9.  Aufl.  Düsseldorf  1869,  Verl.  v.  Liese^ang.  Preis  3 Mark. 

Manche  unserer  Leser,  die  einem  gröfaeren  KreLso  gegenüber  anschauliche 
Belehrung  zu  ertbeileii  öfter  Oelegenheit  haben,  worden  dieses  Büchlein  mit 
Freuden  begrUfsen,  da  es  in  mannigfacher  Art  eine  nützliche  Anleitung  zur 
Ausübung  der  Projectionskunst  bietet,  die  ja  heutzutage  als  unentbehrliches 
Anschauungsmittel  in  Öffentlichen  Vorträgen  und  Darstellungen  immer  mehr 
und  mehr  Eingang  findet  Wir  finden  in  dem  vorliegenden  Büchlein  nicht 
nur  eine  Beschreibung  des  Sciopticons  und  der  dabei  verwendbaren  Lichbiucllen, 
sondern  auch  eine  Anleitung  zur  selbstständigen  Anfertigung  der  Projections> 
bilder  und  endlich  eine  Aufzählung  mannigfacher  Experimente,  die  sich  besonders 
gut  für  die  objective  Darstellung  eignen 

Woldemar  Voigt,  Elementare  Mechanik  als  Einleitung  in  das  Studium 
der  theoretLseben  Physik,  Leipzig  1889.  Verlag  von  Veit  St  Comp. 
(Mit  65  Figuren  im  Text).  Preis  12  Mark. 

Zweck  dos  vorliegenden  Werkes  ist  die  Studirenden  der  Mathematik  und 
Physik  soweit  in  die  Grundlebren  und  Methoden  der  allgemeinen  Mechanik 
einzuführen,  als  diese  in  den  Vorlesungen  über  die  einzelnen  Theile  der  theo* 
retUchen  Physik  zur  Anwendung  kommen  und  als  bekannt  vorausgesetzt 
werden  müssen.  Daneben  beabsichtigt  der  Verfasser  auch  solchen  Wissenschaft« 
liehen  Kreisen,  welche  die  analytische  Mechanik  weniger  nach  ihren  mathe- 
matischen als  nach  ihren  physikalisch-praktischen  Beziehungen  hin  kennen 
lernen  wollen,  also  den  Kreisen  der  Techniker,  Chemiker,  Mineralogen,  Physio- 
logen u.  8.  w.  ein  zweckdienliches  Lehrbuch  in  die  Hand  zu  geben.  Diesem 
Vorhaben  entsprechend  mufste  natürlich  bei  der  Darstellung  der  mechanischen 
Probleme  ihr  ZuBamraeiihang  mit  den  allgemeinen  mechanischen  Principien 
in  den  Hintergrund  treten  und  dafür  ein  mehr  induktives  Lehrverfahren  ein- 
gehalten werden. 

EHn  besonderer  Vorzug  des  Buches  besteht  darin,  dafs  der  Verfasser  bei 
der  Behandlung  der  Planetonbewegung,  der  Methoden  zur  Bestimmung  der 
mittleren  Erddichte,  besonders  aber  bei  der  Theorie  des  physischen  Pendels 
auch  der  geschichtlichen  Seite  ihrer  Entwicklung  gedenkt.  Die  Mechanik  nicht 
starrer  Körper,  welche  den  Physiker  insofern  am  meisten  interessirt,  als  sie 
die  Grundlagen  für  die  Hydrodynamik,  Elasticitätslehre,  theoretische  Optik 
und  Akustik  umfafst,  dürfte  in  dem  vorliegenden  Lehrbuch  weit  eingehender 
behandelt  worden  sein,  als  in  den  älteren,  ähnliche  Ziele  verfolgenden  Com- 
pendien.  Jedenfalls  wird  das  Werk  für  Studirende  der  angewandten  mathe- 
matischen Wissenschaften  und  für  alle  diejenigen,  welche  mit  den  Anfangs- 
lohren  der  Infinitesimalrechnung  und  analytischen  Geometrie  vertraut  sind 
denn  nur  soweit  ist  der  Titel  „Elementare  Mechanik“  hier  zutreffend  — , eine 
nicht  unwillkommene  Gabe  sein.  S. 

Kericbtignng. 

In  Heft  5 vorliegenden  Jahrganges  unserer  Zeitschrift  raufs  cs  auf  Seite 
218,  Zeile  6 u.  7 v.  u heissen: 

statt:  «.jede  auftretende  magnetisohe  Störung  genügt,  um  diese  Wirkung 

horvorzubringen.“ 

richtiger:  „es  scheint  auch  ein  Zusammenhang  zwischen  der  Intensität  des 
Funkeins  und  einfachen  magnetischen  Störungen  stattzufinden.“ 


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Herrn  H.  K.  und  Herrn  J.  in  Insbrnck.  Sie  finden  einen  Widerspruch 
darin,  dafs  Newcomb  in  seiner  populären  Astronomie  sagt,  die  Kometen, 
welche  sich  in  Parabeln  bewegen,  müfsten  auf  Nimmerwiedersehen  in  den 
unendlichen  Raum  zurückkehren,  während  Peters  in  dem  von  uns  veröffenu 
lichten  Vorträge  über  Kometen  behauptet,  dafo  in  der  Parabel  die  Gescbwin« 
digkeit  fortwährend  bis  zur  Null  abnehmen  müsse.  Beide  Angaben  sind 
dagegen  völlig  richtig.  In  einer  absolut  genauen  Parabel,  welche  jedoch  in 
der  Natur  unter  unendlich  vielen  Fällen  nur  einmal  Vorkommen  kann,  würde 
der  Komet,  in  unendlicher  Entfernung  von  der  Sonne  ankommend,  die  0e> 
schwindigkeit  Null  erreicht  haben,  also  hier  in  der  Unendlichkeit  stili- 
steben. Dies  ist  jedoch  nur  ein  theoretisch  denkbarer,  in  der  Wirklich- 
keit nicht  vorkommender  Fall. 

Wären  nun  die  Kometen  von  auswärts  her  mit  beliebigen  Geschwindig- 
keiten in  das  Bereich  der  Sonnenattraktion  eingedrungen,  so  müfsten  ihre 
Bahnen  derart  vorwiegend  sich  als  Hyperbeln  heraussteilen,  dafs  auch  die 
Beobachtung  des  kleinen  uns  sichtbaren  Stückes  derselben  keinen  Zweifel 
lassen  könnte.  Es  zeigt  sich  nun  aber  dem  entgegen,  dafs  die  Kometenbahnen 
wirklich  nahezu  Parabeln  sind,  welche  meistens  nur  um  ein  fast  Unmerkliches 
nach  der  Ellipsen-  oder  der  Hyperbelseite  hinübemeigen.  Diese  Tbatsache  ist 
ungemein  aufTällig,  da,  trotzdem  bei  der  Parabel  die  Wahrscheinlichkeit  1 gegen 
M stände,  hier  in  der  Wirklichkeit  die  Werthe  für  die  Excentrizität,  wenn  auch 
nicht  genau,  so  doch  nahezu  gleich  1 bleiben.  Es  ist  nicht  anders  denkbar,  als 
dafs  hier  eine  gemeinsame  Ursache  alle  diese  Kometenbahnen  mit  einander  in 
Zusammenhang  bringt,  und  diese  ist  darin  zu  suchen,  dafs  die  Kometen  übrig 
gebliebene  Reste  der  Urmaterie  sind,  aus  welcher  sich  einstmals  das  Sonnen- 
system gebildet  bat.  Als  sich  die  Hauptkörper  unseres  Systems  zusammengeballt 
und  dadurch  diese  übriggeblicbenon  Fetzen  des  Umebels  Freiheit  gewonnen 
hatten,  konnten  sie  gegen  die  Sonne  hinfallon,  während  ihre  ursprüngliche  Be- 
wegung gegen  die  Sonne  gleich  Null  war,  indem  sie  mit  ihr  in  gleicher  Rich- 
tung als  ein  Gemeinsames  ebenso  das  Weltall  durchzogen  wie  gegenwärtig  die 
Planeten.  Hätte  diese  Bedingung  einer  ursprünglichen  Bewegung  gleich  Null 
genau  stattgefunden,-  so  müfsten  heute  die  Kometen  in  gerader  Richtimg  auf  die 
Sonne  fallen.  Es  ist  aber  von  vornherein  wahrscheinlich,  dafs  in  den  grofsen 
Entfernungen  von  der  Sonne,  in  denen  sich  die  Fetzen  loslösten,  die  Urmaterie 
von  vornherein  eine  wenn  auch  nur  geringe  selbstständige  Bewegung  der 
Sonne  gegenüber  bcsafs,  wodurch  die  gegenwärtig  beobachteten  Kometenbahnen 
noth wendig  entstehen  mufston.  Näheres  über  diese  Verhältnisse,  wenn  auch 
in  ganz  populärer  Form,  werden  Sie  in  dom  Buche  des  Herausgebers  dieser 
Zeitschrift  „Kosmische  Weltansichten^‘  finden. 


Verlas  vod  Uermana  Paetel  in  Berlia.  — Druck  von  Wilhelm  Oronau’a  Buchdnickerel  io  Berilo. 
FUr  die  RedaeUoo  Terantwortlich;  Dr.  &C.  Wilhelm  Meyer  ln  Berlin. 
UobereebUster  Nachdruck  aus  dem  lohaU  dieser  ZelUchtifl  untersag. 
Ueberaetzu&i^recht  vorbehalteo. 


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Blicke  auf  die  Vergangenheit  und  Gegenwart  der 
astronomischen  Rechenkunst. 

VoD  F.  K.  Olnzel, 

Astronom  am  Kochoninstilut  dor  Kgl.  6lernv«rte  su  Berlin. 

«I.  Die  Anfänge  des  astronomischen  Rechnens. 

ie  Freunde  unseres  Blattes,  die  Interessenten  für  Himmelskunde, 
hören  durch  die  Tagesjournale  so  viel  von  astronomischen  Ent- 
deckungen, von  merkwürdigen  Dingen,  die  man  auf  dem  Monde, 
auf  dem  Mars,  Merkur  und  Jupiter  gesehen,  von  den  Aufstellungen 
riesiger  Teleskope  und  der  Errichtung  kostspieliger  Sternwarten,  dafs 
sie  es  vielleicht  als  eine  Art  Erquickung  ansehen  werden,  wenn  hier 
ihre  Aufmerksamkeit  auf  eine  Seite  der  Astronomie  gelenkt  wird,  die 
an  äufseren  Effekten  zwar  nicht  mit  jenen  Dingen  konkurriren  kann, 
aber  mindestens  ebenso  wichtig  ist.  Ich  meine  nämlich  die  Kunst  des 
astronomischen  Rechnens.  Der  Laie  erinnert  sich,  wenn  vom  astro- 
nomischen Rechnen  die  Rede  ist,  gewöhnlich  der  Bahnbestimmung  der 
Kometen  und  Planeten,  von  welchen  jetzt  jedes  Jahr  ganze  Dutzende 
entdeckt  werden,  und  allenfalls  der  rechnerischen  Entdeckung  des 
Neptun  durch  Leverrier.  Das  innere  Wesen  des  Rechnens  und  die 
Ziele,  die  namentlich  gegenwärtig  dadurch  angestrebt  worden,  bleiben 
ihm  mehr  fremd.  Und  doch  wäre  solch  ein  genauerer  Einblick  in 
diesen  Gegenstand  allseitig  zu  wünschen,  denn  dieser  würde,  wie  ich 
aus  den  drei  vorliegenden  Aufsätzen  zu  erweisen  hoffe,  den  Antheil  dar- 
legen, den  die  Rechenkunst  an  dem  Fortschritt  der  Astronomie  nimmt, 
und  inwiefern  dieser  Fortschritt  von  der  Stellung  der  Rechenkunst 
abhängt,  welche  ihr  gegenwärtig  eingeräumt  wird. 

Die  Darlegung  dessen,  was  heutzutage  eigentlich  unter  astro- 
nomischer Rechenkunst  verstanden  wird,  läfst  sich  einleuchtender  schil- 
dern, wenn  wir  auf  die  Anfänge  des  astronomischen  Rechnens  zurück- 
gehen und  dasselbe  in  den  Ilauptzügen  (nur  diese  können  hier  berührt 
werden)  bis  zur  Jetztzeit  verfolgen.  Denn  indem  man  die  Ziele  der 
Vergangenheit  betrachtet,  lernt  man  die  Gegenwart  besser  verstehen. 

Himmel  und  Erde.  II.  10. 


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448 


Den  Beginn  astronomischen  Rechnens  darf  man  erst  auf  die 
Schwelle  der  Neuzeit,  in  das  Zeitalter  der  Erfindung  der  Buchdruoker- 
kunst  und  der  Entdeckungsreisen,  setzen.  Waa_  früher  darin  unter- 
nommen worden  ist,  gilt  als  Vorarbeit  Wenn  in  den  weit  zurück- 
liegenden Zeiten  der  Chaldäer  schon  rechnerische  Absichten,  wie  die 
Herstellung  von  Tafeln  für  die  Sonnen-,  Mond-  und  Planetenbewegung 
oder  Vorausbestimmung  von  Finsternissen  wahrnehmbar  sind,  und 
wenn  diese  Ziele  zu  Zeiten  der  Oriechen  und  Römer  (besonders  durch 
Hipparohs  Bemühungen)  mehr  von  Erfolgen  begleitet  waren,  so 
kommen  doch  alle  diese  Bestrebungen  nicht  viel  über  das  Stadium 
von  Versuchen  hinaus.  Erst  die  rechnerischen  Angaben  des  Ptole- 
mäus  (2.  Jahrh.  n.  Chr.)  sind  cinigermarson  richtig,  namentlich  solche, 
welche  Resultate  aus  Beobachtungen  von  Finsternissen  betreffen.  Aber 
erst  langst  nachdem  Griechenlands  Weisheit  untergegangen,  die  Heere 
der  Römer  zu  Boden  getreten  waren,  und  nach  den  Stürmen  der 
Völkerwanderung  eine  neue  Ordnung  der  Dinge  in  Europa  Platz  griff, 
erhielt  das  Abendland  von  Osten  her  diejenigen  rechnerischen  Kennt- 
nisse, mit  deren  Hilfe  das  Fundament  der  astronomischen  Rechen- 
kunst begründet  werden  konnte.  Die  Araber  waren  das  Volk,  durch 
welches  Europa  rechnen  lernte.  Durch  Leonard  von  Pisa  wurden 
im  Anfänge  des  13.  Jahrhunderts  die  Kenntnisse  der  arabischen 
Kaulleute  in  der  Arithmetik  und  Algebra  nach  Italien  verbreitet; 
sie  fanden  in  den  groLen  Handelsrepubliken  dieses  Landes  eifrige 
Ausbildung,  und  rechnerische  Vortheile,  sowie  der  Gebrauch  der 
indischen  (arabischen)  Ziffern  suchten  bald  ihren  Weg  nach  Deutsch- 
land. Im  Jahre  1473  erschien  das  erste  deutsche  Rechenbuch.  Es 
war,  wie  die  andern  späteren  Leitfäden  des  Rechnens,')  nach  arabischen 
Vorbildern  abgofafst  Die  Errungenschaften  der  Araber  in  der  Algebra 
wurden  durch  die  Werke  Mohameds  ben  Musa  und  Al  Khayami 
im  Abendlande  bekannt,  doch  lange,  bis  zum  16.  Jahrhundert  blieben  die 
„Regeln  der  Cofs“  (d.  h.  die  Algebra)  nur  wenigen  zugänglich;  her- 
umziehende Mönche,  auf  den  Klosterschulen  mathematisch  gebildet, 
lösten  noch  später  gegen  Bezahlung  Aufgaben,  die  über  Gleichungen 
des  zweiten  Grades  hinausgingen.  2)  Erst  mit  dem  Wiederaufleben  der 
mathematischen  Wissenschaften  in  Frankreich  und  Deutschland  gewann 
die  Algebra  selbständig  Boden  und  namentlich  der  Wiener  Universität 
gebührt  der  Ruhm,  auf  den  ferneren  Entwicklungsgang  durch  eine 

')  Zu  den  ersten  von  Mathematikern  alygefafsten  Rechenbüchern  gehören 
Wideinan  (1489),  Graramateus  (l.')18),  Apianua  (1527). 

Cardanis  „Ars  magna“  brachte  1545  die  Auflösung  cubischer 
Gleichungen. 


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449 


Reihe  von  Astronomen  und  Mathematikern,  wie  Johann  von  Gmun- 
den, Grammateus,  Rudolff,  Purbach,  Regiomontan,  den  aller- 
g^Btigsten  Einflufs  ausgeübt  zu  haben.  Rudolff  war  der  Verfasser 
der  ersten  deutschen  Algebra,  Regiomontan — seit  Hipparch  der 
bedeutendste  Astronom  — der  Verfasser  der  ersten,  in  den  Grundzügen 
heute  noch  mustergiltigen  Trigonometrie.^)  So  besafs  man  um  das  Ende 
des  16.  Jahrhunderts  das  allernöthigste  Rüstzeug  zum  astronomischen 
Rechnen,  nämlich  eine  wissenschaftlich  begründete,  recht  weit  vor- 
geschrittene Arithmetik  und  Geometrie,  und  die  Anwendung  der 
indischen  Ziffern;  die  Begründer  dieses  Fortschritts,  namentlich  Pur- 
baoh  und  Regiomontan,  können  auch  als  die  ersten  astronomischen 
Reehner  bezeichnet  werden.  Durch  die  letztem  beiden  erhielt  das 
Problem  der  Vorausbestimmung  der  Finsternisse  eine  bessere  Grund- 
lage, und  beide  Astronomen  waren  eifrige  Ephemeridenrecbner,^)  deren 
Tabellen  lange  Zeit  auf  den  Entdeckungsreisen  der  Seefahrer  die 
wichtigsten  Dienste  geleistet  haben. 

Einen  weiten  Schritt  vorwärts  that  dann  die  Rechenkunst  mit  der 
Erfindung  der  Logarithmen.  Schon  die  Araber  (Al-Baten,  Jbn- 
Junis)  hatten  die  Vortheile  erkannt,  welche  einzelne  trigonometrische 
Funktionen  in  der  praktischen  Rechnung  gewähren,  wenn  sie  von 
Full  zu  Fall  berechnet  vorliegen  und  beim  Rechnen  nur  aus  Tafeln 
entnommen  zu  werden  brauchen.  Bei  den  Purbachschen  Rechnungen 
hatte  sich  der  Mangel  des  Hilfsmittels  solcher  Tafeln  evident  erwiesen; 
Copernicus  fühlte  bei  seinen  weitergehendon  Anwendungen  der 
trigonometrischen  Grundsätze  auf  die  Lösung  astronomischer  Auf- 
gaben diese  Lücke  empfindlicb,  und  auf  seine  Anregung  brachte  sein 
Schüler  Rheticus  das  Opus  Palatinum  zu  Stande,  ein  bedeutsames 
Werk,  das  in  einer  bis  dahin  nicht  erreichten  Vollkommenheit  alles 
enthält,  was  auf  Trigonometrie  und  Tafeln  Bezug  hat  Durch  das 
ganze  mathematische  Streben  des  16.  Jahrhunderts  geht  von  jetzt  ab 
der  Zug,  derartige  Tafeln  zu  erweitern  und  zu  verbessern.  Allein  je 
genauer  die  Tafeln  wurden,  desto  mühseliger  gestaltete  sich  das 
Rechnen  mit  den  vielziffrigen  Zahlen.  Eine  englische  Erfindung  brachte 
die  Erlösung.  Der  Baron  Neper  gab  1614*)  die  Theorie  und  An- 
wendung der  Logarithmen,  und  Brigg  berechnete  die  IjOgarithmen 

^ De  Triangulis  omnimodis  libri  quinque,  1.^33. 

Die  12  Kalender  l’urbacha  (1430—61)  und  jene  von  Regiomontan 
(1474 — 1306)  gehören  zu  den  ersten  astronomischen  Ephemeriden,  die  Überhaupt 
erschienen  sind.  Sie  enthielten  die  Orte  der  Hauptplaneten,  die  Sonnen-  und 
Mondfinsternisse  u.  s.  w.  Kleifsige  Ephemoridenberechner  waren  später  Stöfler, 
Pitatus  und  Ursinus. 

‘)  Logarithmorum  canonis  descriptio. 

30* 


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450 


dor  ersten  tausend  Zahlen  8-stelIig  (1618),  sowie  die  der  Zahlen  und 
trigonometrischen  Funktionen  (1624)  auf  14  Dccimalstellen.  Der  hollän- 
dische Buchhändler  VI acq  bcreolmete  gar  10-stelIige  Logarithmen  für 
100  000  Zahlen  (1628).  „Diese  Arbeiten  sind  nicht  übertroffen  bis 
heute;  sie  haben  durch  ihre  staunenswerthe  Ausdehnung  einen  bleiben- 
den Werth“.  (Gerhardt,  Gesch.  d.  Math.)  Die  weitere  Vervollkomm 
nung  der  I.a)garithmen  ging  darauf  aus,  sie  durch  Abkürzung  und 
zweckmäfsige  Einrichtung  für  den  praktischen  Gebrauch  bequem  zu 
machen  und  diese  Hemühungfen  erzeugten  das  Heer  der  logarith- 
mischen  Tafeln,  das  seitdem  bis  auf  unsere  Tage  auf  diesem  Gebiete 
in  die  Höbe  gewachsen  ist®)  Es  wäre  befremdend,  wenn  ein  so  grofscr 
Zeitgenosse  der  Logarithmen,  wie  Kopier,  nicht  die  Bedeutung  derErün- 
dung  für  die  Astronomie  erkannt  haben  würde;  scharfblickender  als  sein 
Lehrer  Mästlin,  der  den  Logarithmen  nicht  rocht  traute,  übersah  er 
sofort  die  enormen  Vortheile  und  sicherte  1624  durch  die  von  ihm  selbst 
konstruirten  Tafeln  den  Logarithmen  ihre  bleibende  Anwendung  in  der 
Astronomie.  Heute  ist  die  Sternkunde  ohne  Logarithmen  undenkbar. 

Die  Rechenkunst  der  Astronomen  bewegte  sich  damals  noch  in 
engen  Grenzen.  Man  wandte  die  ebene  und  sphärische  Trigonometrie 
auf  den  Himmel  an  und  ging  nicht  viel  über  Aufgaben  hinaus,  die 
sich  mit  diesem  Mittel  lösen  licfsen.  Die  dabei  verfolgte  Richtung 
war  vornehmlich  eine  praktische.  Die  Auffindung  neuer  Länder  und 
Seewege,  die  ungeahnte  Bereicherung  des  geographischen  Wissens 
und  Ausbreitung  der  Schifffahrt  stellte  von  selbst  eine  Reihe  neuer 
Probleme  auf;  so  ward  der  Anlafs  zur  Entwicklung  des  gröfsten  Theils 
jenes  Zweiges  der  Astronomie  gegeben,  der  sich  mit  der  geographischen 
Ortsbestimmung  beschäftigt.  Es  waren  die  schnellsten  und  sichersten 
Methoden  zu  finden,  die  geographische  Länge  und  Breite  einer  ent- 
deckten Insel,  den  Ort  des  segelnden  Schiffes  aus  astronomischen 
Beobachtungen  zu  bestimmen.  Allmählich  kam  man  damit,  und  zwar 
mit  den  Breitenbestimmungen  wesentlich  schneller  als  mit  den  Längen, 
vorwärts. ’)  Man  benützte  die  Stellungen  und  Bewegungen  der  Sonne 
und  dos  Mondes,  sowie  die  Verfinsterungen  dieser  Himmelskörper  zur 
Lösung  dieser  Aufgaben,  später  mafs  man  die  Abstände  von  Sonne 

•)  Die  bedeutendsten  Tafel  worko,  welche  das  18.  Jahrhundert  her  ver- 
brachte, sind  die  von  Shorwin  (1706),  tiardiner  (1742),  Schulze  (1778), 
Callot  (178.7),  Taylor  (1792)  und  Vega  (1795). 

')  Die  Messungen  der  geogr.  Breiten  waren  zu  Anfang  dos  17.  Jahrhunderts 
noch  um  10  Minuten  fehlerhaft,  zur  Soo  bcü  ugen  die  Fehler  bis  zu  2 Grad  und 
sanken  erst  mit  Abel  Tasman  soweit  herunter,  dafssic  auf  Karten  für  den  Hiind- 
gebraueh  fast  verschwinden.  Die  Längonfehlor  waren  noch  weit  grSfser.  Die 
Längoubcstimmungaversuche  von  Columbus,  Vespucoi,  Barrents  u.  A. 
(etwa  1494—1597)  sind  noch  sehr  unvollkommen. 


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461 


und  Mond,  und  die  Bögen  zwischen  Mond  und  Siemen. ”)  Ein  grofser 
Theil  der  in  dieser  Beziehung  gemachten  Vorschläge  scheiterte  freilich 
noch  an  der  Ungonauigkeit  der  Mefs Werkzeuge.  Diese  Wahrnehmung 
trieb  zur  Verbesserung  der  Apparate.  Aus  den  genaueren  Beobach- 
tungen der  Sonne,  des  Mondes  und  der  Hauptplaueten  zeigte  sich 
dann,  wie  verbesserungsbedürftig  die  Tafeln  waren,  auf  die  man  bei 
Entnahme  der  Orte  dieser  Gestirne  für  die  Rechnungen  angewiesen 
war,  und  da  diese  Tafeln  wiederum  für  die  praktischen  Probleme 
grofse  Wichtigkeit  besafsen,  eilte  die  Rechnung,  sie  weiter  zu  ver- 
vollkommnen. Die  Berechnung  der  Sonnenfinsternisse  behufs  ihrer 
Verwendung  bei  Längonbestimmungen  wurde  von  Kepler  verbessert 
und  seine  berühmten  rudolfinischen  Tafeln  brachten  richtigere  Grund- 
lagen der  Bewegung  der  Ilauptgestirne.  So  ging  die  sich  entwickelnde 
Kunst,  die  Orte  der  Himmelskörper  an  Instrumenten  zu  messen,  Hand 
in  Hand  mit  der  Kunst,  diese  Messungen  durch  die  Rechnung  der 
Allgemeinheit  dienstbar  zu  machen. 

Die  astronomische  Rechenkunst  hätte  diese  dienende  Stellung,  die 
sie  im  16.  und  17.  Jahrhundert  in  der  .\stronomie  einnahm,  vielleicht  noch 
lange  beibehalten.  Es  nahte  aber  die  Zeit,  wo  neue  Einsichten  und 
gewaltige  Fortschritte  die  Sternkunde  bewegen  sollten.  Nicht  blofs  die 
Erfindung  des  Fernrohrs  oder  die  Zertrümmerung  der  morsch  ge- 
wordenen Sphären  des  Mittelalters  und  das  frische  Wehen  des  Geistes, 
der  mit  der  Begründung  der  koperaikanischen  Weltanschauung  durch 
die  vergilbten  Lehren  eines  antiquirten  Zeitalters  hindurchstrich,  waren 
die  Faktoren,  welche  die  astronomische  Rechenkunst  zu  höheren 
Zwecken  erheben  sollten,  sondern  namentlich  auch  die  Erkenntnisse, 
die  in  der  Verfolgung  der  Prinzipien  der  Mechanik  alsbald  erlangt 
wurden.  Galilei  schuf  die  Dynamik  und  die  Theorie  des  Pendels 
und  seine  strenge  Betrachtungsart  der  mechanischen  Grundsätze  wurde 
mustergültig  für  alle  seine  Nachfolger.  Huyghens  erklärte  den  Um- 
schwung der  Körper  um  ein  Centrum  und  Kepler  fand  die  Gesetze, 
nach  welchen  sich  die  Planeten  um  die  Sonne  bewegen;  aus  den 
Forschungen  beider  Astronomen  entsprofs  die  schönste  Blume,  welche 
die  Anwendung  der  Mathematik  auf  die  Mechanik  hervorgebracht  hat: 
die  Entdeckung  des  Gravitationsgesetzes  durch  Newton.  Die  Gegen- 
wart ahnt  kaum  mehr,  welche  Berge  von  Vorurtheil  und  überkommenen 

")  Schärfere  Methoden,  wie  den  Mond  im  Meridian  zu  beobachten,  gah 
Langrenua  1644  an,  Mondhöhen  aufser  dom  Meridian  zu  messen,  schlug 
Lcmmonier  17.Ö7  vor;  die  Distanzmessungen  von  Sonne  und  Mond  imd 
Sternen  kamen  namentlich  durch  Lacaille  (1765)  und  Maskelyne  (1763)  in 
weiteren  Gebrauch. 


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452 


aristotelischen  Spuks  hinweg'gcräumt  werden  mufsten,  ehe  eich  die 
heute  jedem  Gebildeten  von  der  Schule  her  noch  ganz  geläufigen  ein- 
fachen Begriffe  von  Kräfteparallelogrammen,  Resultirenden,  die  Vor- 
stellungen von  der  Wirkungsart  der  Schwerkraft,  der  Centrifugal-  und 
Centripetalkraft,  der  Wurfbewegung,  allgemein  bei  den  Astronomen 
einbürgerten  und  Wurzel  fafsten.  Dieses  Zeitalter  dos  Fortschritts 
ward  endlich  noch  durch  die  Erfindung  der  Differential-  und  Integral- 
rechnung {Newton  und  Leibnitz)  gekrönt.  Erst  mit  der  Einführung 
dieses  höheren  Kalküls  in  die  astronomische  Betrachtungsweise  konnte 
man  die  Bewegung  der  Körper  unseres  Sonnensystems  wirklich  geistig 
beherrschen;  bis  dahin  war  es  an  der  Hand  zweifelhafter  Beobach- 
tungen und  unsicherer  Tafelverbesserungen  nur  ein  Tasten  gewesen. 

Borelli  hatte  um  IGGO  vermuthot,  dafs  die  Kometen  sich  in 
parabolischen  Bahnen  bewegten  könnten,  und  Dörfel  schlofs  aus 
Beobachtungen  des  Kometen  von  1G80  auf  dieselbe  Art  Kurven, 
aber  erst  Newton  zeigte  in  seinen  berühmten  Principien  (1687) 
mit  zwingender  Schärfe,  dafs  die  Bewegung  der  Kometen  dom  Gravi- 
tationsgesetze unterworfen  sei  und  in  einer  Parabel  um  die  Sonne 
erfolge.  Damit  war  man  bei  der  Berechnung  der  Bahnen,  welche 
diese  Himmelskörper  beschreiben,  angelangt.  Halley  war  der  erste 
Kometenberechner;  er  veröffentlichte  1705  die  Bahnen  von  24  Kometen. 
Im  nächsten  Aufsätze  werden  wir  sehen,  welche  Entwicklung  das 
Kometenbahnprobicm  seitdem  genommen  hat. 

Einen  günstigen  Einflufs  auf  die  Ausbildung  des  astronomischen 
Rechnens  übten  aufserdem  die  Gradmessungsarbeiten  des  vorigen  und 
der  ersten  Jahrzehnte  dos  jetzigen  Jahrhunderts.  Die  erste  Unter- 
nehmung dieser  Art,  zur  Ermittlung  der  Gröfse  und  Gestalt  unserer 
eigenen  Erde  ausgefiihrt,  jene  von  Picard  im  Jahre  1699,  gab  das 
Vorbild  für  spätere  Versuche.  Mustergültig  wurde  die  von  Condamine 
(1735 — 1744)  in  Peru  unter  vielen  Schwierigkeiten  sorgfältig  hergestellte 
Vermessung  des  Meridianbogens  zwischen  Tarqui  und  Cotechesqui. 
Eine  ganze  Reihe  von  Messungen  sind  seitdem  in  den  verschiedensten 
Theilen  der  Erde  erfolgt.  Die  geodätischen  Dreiecke  erstrecken  sich 
gegenwärtig  über  Europa,  Amerika  und  Theile  von  Asien  und  Afrika; 
in  Europa  ist  die  Arbeit  durch  eine  internationale  Vereinigung  organisirt 
und  beschäftigt  eine  sehr  grofse  Zahl  astronomischer  Rechner.  — Neben 
den  Gradmessungon  und  zum  Theil  durch  sie  hervorgerufen,  fanden 
die  verschiedenen  Theile  der  sphärischen  Astronomie  eifrige  Aus- 
bildung, namentlich  die  verläfslicheren  Methoden  zur  Ermittlung  der 
geographischen  Längen.  Besonders  die  Ableitungen  der  Längen  aus 


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453 


don  Beobachtungen  von  Stembodeckungen  durch  den  Mond  und  aus 
Sonnenfinsternissen  fanden  jetzt  Beachtung  und  häufige  Anwendung. 
Balande  und  Lexell  waren  um  Mitte  des  vorigen  Jahrhunderts  so 
ziemlich  die  Einzigen,  die  sich  damit  beschäftigten.  Seit  Tricsneckers 
Beispiei  und  seit  den  wesentlichen  Abkürzungen,  welche  die  Rech- 
nungen durch  Bohnenberger,  Wurm  u.  A.  erlangten,  wurde  die 
Anwendung  jener  Methoden  ganz  allgemein.  Die  Rechnungsart,  aus 
gemessenen  Abständen  des  Mondrandes  von  Sternen  die  geographische 
Länge  zu  ermitteln,  hob  sich  durch  die  Bemühungen  von  Legondre, 
Borda,  Bürg  und  durch  treffliche  Hilfstafeln  (Mendoza,  Dunthorne). 
Den  Weg,  die  I.änge  eines  Ortes  aus  Sonnenfinsternifsbeobachtungcn 
abzuleiten,  benützte  mit  Erfolg  Cassini.  Derselbe  fafste  das  Fiuster- 
nifsproblem  schärfer  und  versuchte  zuerst,  die  Zonen  der  Sichtbarkeit 
der  Sonnenfinsternisse  von  1664  und  1699  für  Europa  anzugeben.  Zu 
Zeiten  Halleys  wurden  die  Sonnenfinsternisse  für  Längen-Ermittlungen 
schon  allgemein  benützt.  In  der  Epoche  Ludwigs  XV.  hatte  die  Be- 
stimmungsart der  Finsternisse  schon  so  viel  Sicherheit  und  Geschmei- 
digkeit, dafs  Duvaucel  die  für  Paris  sichtbaren  bis  1900  n.  Chr. 
vorausbereohnen  konnte.  Die  gröfste  Rechnungsarbeit  darin  leistete 
aber  Pingre  in  seiner  „Art  de  vörifier  les  dates,“  der  die  näheren  Um- 
stände der  Sichtbarkeit  der  Sonnen-  und  Mondfinsternisse  für  den 
ganzen  Umfang  der  historischen  Epoche  für  die  Zukunft  berechnete. 

Endlich  darf  hier  nicht  des  Antheils  vergessen  werden,  welchen 
die  Begründung  feststehender  astronomischer  Ephemeriden  an  der 
Ausbildung  der  Rechenkunst  gehabt  hat.  War  früher  die  Vorausbe- 
stimmung der  Planetenläufe,  Finsternisse  u.  dergl.  Sache  einzelner, 
so  wurde  dies  fernerhin  mit  der  Vervollkommnung  der  Planotontafeln 
durch  die  Theorie  immer  schwieriger,  und  in  unserem  Jahrhundert, 
wo  die  theoretischen  Forschungen  in  der  Bewegung  der  Planeten 
immer  feinere  komplizirtere  Resultate  brachten,  schliofslich  für  den  Ein- 
zelnen unmöglich.  Schon  1679  war  in  Paris  die  „Connaissanco  des 
Temps“,  1766  in  Greenwich  der  „Nautical  Almanac“,  in  Berlin  1773 
das  „Berliner  astronomische  Jahrbuch“  gegründet  worden;  mit  der 
Zeit  sahen  sich  die  Redaktionen  dieser  regelmäfsig  erscheinenden 
Ephemeriden  genüthigt,  zur  Bewältigung  der  Rechnungsarbeiten  be- 
sondere Bureaux  oinzurichten.  Daraus  ging  manche  Kraft  hervor, 
die  der  Astronomie  nützlich  geworden  ist 

So  wuchs  aus  unbeholfenen  Anfängen  neben  der  astronomischen 
Beobachtung  und  der  Theorie  die  Kunst  des  Rechnens  allmählich  empor, 
erstarkte,  und  brachte  endlich  jene  Früchte  höherer  Erkenntnisse,  die 
wir  in  don  beiden  folgenden  .\rtikeln  näher  beleuchten  wollen. 


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t--*- 


Die  Ansichten  der  Physiker  und  Geologen  über  die 
innere  Beschaffenheit  des  Erdballs. 

Von  Dr.  P.  Scbwshi, 

Astronom  «n  dor  Uranin  in  U«rIlo. 
n ^ (Schlufs.) 

t l^pwischen  der  ^Geologischen  Fluidilälshypolhese  und  der  astrono- 
mischen  Rigiditätshypothese  steht  nun  drittens,  gewissermafsen  als 
Vermittlerin  zwischen  so  schroffen  Gegensätzen,  die  Lehre  von 
einer  noch  theilweise  vorhandenen  Fluidität,  sei  es  in  der  Form  be- 
grenzter unterirdischer  Lavabocken,  oder,  wie  dies  die  Geologen  Dana, 
Poullet  Scropo,  Storry  Hunt,  die  Geophysiker  Constant  Prevost, 
Osmond  Fisher,  sowie  die  Astronomen  Airy,  Faye  und  Folie  für 
annehmbarer  halten,  in  der  Form  einer  unter  dor  festen  Erddeckc  sich 
kontinuirlich  ausdehnonden  gluthflUssigen  Mittelschicht  von  verhältnifs- 
mäfsig  geringer  Mächtigkeit. 

Aehnlich  wie  Poisson  durch  seine  geogenetische  Hypothese  die 
Festigkeit  des  Erdballs  zu  erklären  versucht  hat,  ist  der  englische 
Geophysiker  Hopkins  später  bemüht  gewesen,  den  Nachweis  zu 
führen,  dafs  bei  der  Abkühlung  unseres  ursprünglich  gluthllüssig^u 
Planeten  ein  Zustand,  wie  er  von  den  oben  genannten  Forschem  an- 
genommen wird,  Platz  greifen  mufste.  Dabei  gebt  er  von  der  Ansicht 
aus,  dafs  zwei  verschiedene  Abkühlungsprozesse  zu  unterscheiden 
seien,  nämlich  die  Abkühlung  durch  „Circulation“  für  vollkommen 
flüssige  Körper,  während  für  unvollkommen  flüssige  Körper  die  Ab- 
kühlung nur  durch  Leitung  stattflnden  könne.  So  lange  die  Erdmasse 
einen  genügend  hohen  Grad  der  Fluidität  besafs,  um  das  Kreisen  von 
Fortführungsströmungon  zuzulassen,  meint  Hopkins,  habe  sich  an 
der  Oberfläche  keine  Kruste  bilden  können,  weif  die  erkalteten,  spe- 
zifisch schwereren  Schollen  nach  dem  Mittelpunkte  zu  sinken  mufsten. 
Durch  den  fortschreitenden  Abkühlungsvorgang  sei  jedoch  ein  Zustand 
unvollkommener  Fluidität  in  den  inneren  Schichten  herbeigeführt,  der 
die  Fortrührungsströmungen  zum  Stillstand  brachte  und  eine  weitere 
Abkühlung  nur  noch  durch  Leitung  ermöglichte.  Nun  erst  konnte  eine 
bleibende  Erhärtung  des  die  Erde  umgebenden  Qluthraeeres  beginnen. 


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455 


und  es  mufste  somit  ein  Zeitpunkt  eintreten,  in  welchem  der  Erdball 
aus  einer  äufseren  Felskruste  und  einem  inneren  festen  Kerne  bestand, 
zwischen  denen  eine  Schicht  geschmolzener  Gesteinsmassen  zurück- 
geblieben war.  In  diesem  Zustand  soll  sich  unser  Planet  zur  Zeit  noch 
befin<ien. 

Es  giebt  im  terrestrischen  Ueobachtungsfeldo  noch  ein  Erschei- 
nungsgebiet, dessen  sorgfältige  Ausworthung  vielleicht  einmal  für  die 
weitere  Zukunft  wichtige  Anhaltspunkte  für  die  Lösung  der  Frage 
nach  den  inneren  Strukturverhältnisson  unseres  Woltkörpers  darbieton 
würd.  Hierhin  gehören  die  lokalen  Verhältnisse  der  Schwere  nach 
Richtung  und  Intensität,  zu  deren  Ergründung  das  Pendel  die  wichtigsten 
Dienste  leistet 

Wir  wissen,  dafs  das  Pendel  uns  die  Gestalt  der  Erde  übersehen 
gelehrt  hat,  dafs  die  Ergebnisse  der  Schweremessungen  im  allgemeinen 
in  überraschender  Harmonie  mit  dem  stehen,  was  man  auf  dem  mehr 
direkten  Wege  der  geodätischen  Messung  hierüber  in  Erfahrung  ge- 
bracht hat  Weniger  bekannt  dürfte  dagegen  in  weiteren  Kreisen  die 
Thatsache  sein,  dafs  in  der  Richtung  der  Schworlinie  Störungen  auf- 
treten,  die  vielleicht  nur  dadurch  erklärhch  sind,  dafs  man  an  der 
Vorstellung  einer  feuerflüssigen  inneren  Mittelschicht,  bedeckt  von 
einer  verhältnifsmäfsig  dünnen  und  in  ihren  Theilen  ungleich  mäch- 
tigen Erdrinde  festhält  Zu  diesen  Störungen  sind  nicht  etwa  jene  zu 
rechnen,  welche  wegen  der  äufseren  Gestaltungsverhältnisse  des  Globus 
auf  den  ersten  Blick  vermuthet  werden  können.  Wenn  z.  B.  Mas- 
ke ly  ne  die  mittlere  Dichte  der  Erde  durch  die  Anziehung  des  Berges 
Shehallien  bestimmt  hat,  und  es  gelungen  ist,  durch  äufserst  feinfühlige 
Instrumente  die  Differenz  der  Anziehungskraft  zwischen  der  Spitze 
und  dem  Fufse  einer  ägj'ptischen  Pyramide  nachzuweisen,  so  lag  allen 
diesen  Versuchen  die  Erwartung  zu  Grunde,  dafs  eine  Ablenkung 
des  Lothes  infolge  des  seitlichen  Einflusses  solcher  massiven  Körper 
in  Uebereinstimmung  mit  dem  allgemeinen  Attractionsprinzipe  auch 
äufserlich  zu  Tage  treten  müsse.  Wenn  dagegen  diese  im  Prinzipe 
begründete  Erwartung  bei  den  gröfsten,  sich  hoch  emporthünnenden 
Gebirgsmassen  auf  einen  Widerspruch  gestofsen  ist,  indem  man  be- 
obachtet hat,  dafs  zuweilen  keine  Ablenkung  des  Ix>tlies  zum  Gebirge 
hin  stattfindet,  so  lassen  sich  solche  Erscheinungen  nur  durch  eigen- 
artige Vorstellungen  über  die  innere  Vertheilung  der  Masse  unterhalb 
der  Gebirgszüge,  ja  überhaupt  unterhalb  der  starren  Erddecke  deuten. 

Es  giebt  in  dieser  Beziehung  wohl  nichts  Auffallenderes  als  die 
Beobachtungen,  welche  vor  einigen  Jahrzehnten  bei  der  Vermessung 


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450 


von  nrilisch-Indien  gemacht  wurden.  Trotz  der  beständigen  Annäherung 
an  das  Massiv  des  Himalaya  trug  das  Bleiloth  diesem  Bergriesen  ge- 
genüber eine  auflallige  Gleichgültigkeit  zur  Schau.  Aehnlicho  über- 
raschende Resultate  haben  die  Schweremessungen  am  Fufse  der  Pyrenäeu 
gezeigt,  wo  Petit  keine  Ablenkung  des  Lothes  fand,  sowie  jene,  welche 
der  russische  General  Stebnitzky  in  jüngster  Zeit  im  Kaukasus  ange- 
stellt hat.  Auch  werden  fast  überall  Ixithstörungen  bemerkt,  selbst 
da,  wo  jede  äufsere  L'nregelmäfsigkeit  des  Geländes  fehlt,  so  z.  B.  in 
der  Umgebung  von  Moskau,  sowie  in  vielen  Theilen  Deutschlands.') 

Nicht  minder  herrortretcnd  als  die  Widersprüche  in  der  Attractions- 
richtung  haben  sich  diejenigen  in  der  Intensität  der  Schwere  erwiesen. 
Schon  wegen  der  grofsen  Ungleichheit  in  der  Dichte  der  Meere  und 
der  Festlandsmassen  (1  : 2,7)  dürfte  man  erwarten,  dafs  die  Pendel- 
schwingungen von  der  Schwere  in  stärkerem  Mafse  auf  den  Kontinenten 
beschleunigt  werden  müfsten  als  auf  dem  Meere.  Wenn  aber  trotz 
des  augenscheinlichen  Mangels  an  Masse  die  Anziehung  auf  oceanischen 
Gebieten  sich  gröfser  erwiesen  hat  als  auf  dem  Festlande,  so  lassen 
sich  die  Gründe  dieser  Erscheinung  nur  aus  einer  eigenartigen  An- 
ordnung der  Materie  unter  der  äufseren  Decke  unseres  Planeten  her- 
leiten, was  bei  der  sehr  allgemeinen  Ausdehnung  dieses  letzten  Phä- 
nomens auch  die  Vermuthuug  einer  allgemein  umfassenden  Ursache 
nahe  legt. 

Die  hierauf  bezüglichen  Thatsachen  haben  denn  auch  die  Geo- 
physiker zu  allgemeinen  Gesichtspunkten  über  den  gegenwärtigen  Zu- 
stand der  Erdrinde  geführt.  Nach  der  Ansicht  des  englischen  Astro- 
nomen Pratt,  des  bekannten  Physikers  Stokes,  sowie  des  Pariser 
Astronomen  Fayo  wäre  die  gröfsere  Schwere  auf  oceanischem  Gebiete 
durch  die  gröfsere  Mächtigkeit  der  auf  flüssiger  Unterlage  ruhenden 
Erdrinde  unterhalb  der  Meeresbecken  zu  erklären.  Durch  die  stärkere 
Abkühlung  der  Erdmasse  an  dem  von  0®  bis  2®  C.  temperirten  Meeres- 
boden soll  die  feste  Rinde  sich  dort  schneller  und  leichter  gebildet 
haben,  als  unter  den  Kontinenten,^)  so  dafs  das  innere  Magma  der 
mittleren  Erdoberfläche  in  dem  Mafse  näher  liegt,  als  sich  dort  Fest- 
landsraassen  über  das  Meeresniveau  erheben.  Durch  noch  fortdauernde 
Abkühlung  soll  sich  die  Stärke  der  Kruste  unter  dem  Oceane  ver- 
mehren und  dadurch  einen  gelinden  Druck  auf  das  innere  Fluidum 

')  S.  Bericht  über  Lathabwoichuagen  von  Prof.  F.  R Helmert,  1888, 
sowie  Himmel  und  Erde  II.  S.  ,803f. 

’)  Die  Temperaturmoasungen  auf  offenem  Moore  haben  gezeigt,  dafs  in 
einer  Tiefe  von  3700  Meter  die  Temperatur  des  Wassers  1®  C.  beträgt,  während 

in  derselben  Tiefe  unter  den  Continenten  die  Erdwärme  zu  1.80®  geschätzt  wird. 


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457 


ausüben,  welcher,  den  hydrostatischen  Gesetzen  gemüfs  nach  allen 
Richtungen  sich  gleicbrnäfsig  fortpflanzend,  das  Bestreben  äufsem 
wird,  die  minder  widerstandsfähigen  Rindentheile  unter  den  Kontinenten 
zu  heben.  Hierdurch  will  Faye  die,  säcularen  Bodenschwankungen 
der  Festlandsmassen  erklären,  wie  er  denn  überhaupt  von  seiner 
Theorie  einen  grofsen  Vortheil  für  die  dynamische  Geologie  erwartet. 
Aus  der  weiteren  Annahme,  dafs  die  festen  Oberflüchenschichten  von 
gröfserem  spezifischen  Gewichte  seien  als  die  obersten  Schichten  ihrer 
flüssigen  Unterlage,  kann  er  nun  allerdings  nicht  allein  die  Inaktivität 
hoher  Gebirgsmassen  auf  das  Bleiloth  ableiten,  sondern  auch  die  In- 
tensitätszunahme der  Schwere  über  dem  Oceanareale  erklärlich  machen, 
in  dem  ja  die  unmittelbar  unter  dem  Gebirge  lagernde,  spezifisch 


Duichschnltt  durch  die  Erde  nach  Faye. 

leichtere  Flüssigkeit  den  Ueberschufs  in  der  Anziehung  der  scheinbar 
festen  Massen  koropensiren,  auf  dem  Meere  dagegen  die  dickere, 
schwerere  feste  Kruste  eine  Beschleunigung  der  Pendelschwingungen 
herbeiführen  mufs. 

Eine  von  dem  Gedankengange  Fayes  etwas  abweichende,  aber 
im  wesentlichen  doch  ähnliche  Idee  hat  schon  früher  der  berühmte 
englische  Astronom  Airy  beim  Bekanntwerden  der  indischen  Schwerc- 
abnormitäten  entwickelt.  Unser  Weltkörper  soll  hiernach  eine  flüssige 
Mittelschicht  enthalten,  deren  spezifisches  Gewicht  gröfser  ist,  als 
dasjenige  der  sie  umgebenden  festen  Felsrinde,  welche  daher  je  nach 
der  verschiedenen  Stärke  ihrer  Massenschollon  in  das  Fluidum  ein- 
tauchen  und  dasselbe  im  Verhältnifs  zur  eigenen  Schwere  verdrängen 
mufs.  Aus  dem  tieferen  Eintauchen  der  Gebirge  folgt,  dafs  der  Ueber- 
Bchufs  der  Anziehung  dieser  sichtbaren  Massenanhäufungen  dadurch 
beglichen  wird,  dafs  die  dichtere  Flüssigkeit  daselbst  durch  imsichtbare 


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Protuberanzen  verdningl  wird  und  aomit  aus  größerer  Entfernung 
wirken  mufs.  Die  Thatsache  der  Sohwerezunahme  über  dem  Ocean- 
areal  glaubt  indefs  Airy  uns  so  erklären  zu  können,  dafs  er  der 
unter  dem  Meere  gebetteten  Erdrinde  ein  gröfseres  spezifisches  Ge- 
wicht zuschreibt  als  den  Gebirgsmassen,  die  aus  weniger  dichtem 
Gesteine  bestehen  sollen.^) 

Der  englische  Geophysiker  O.  Fisher  ist  neuerdings  in  seinen 
„Untersuchungen  über  die  Physik  der  Erdrinde“  zu  dieser  Vorstellung 
zurückgekehrt  und  hat  sie  noch  auf  anderer  Grundlage  zu  stützen 
versucht.  Noch  mehr  als  durch  die  angeführten  geodätischen  That- 
sachen  scheint  ihm  die  Annahme,  dafs  unter  den  Gebirgszügen  Protu- 
beranzen des  festen  Erdmantels  in  ein  darunter  befindliches  Gluthmeer 
hineinragen,  dadurch  an  Wahrscheinlichkeit  zu  gewinnen,  dafs  die 
unter  den  Gebirgen  liegenden  Flächen  gleicher  Temperatur,  die  soge- 
nannten „Isogeothermen“  sich  beständig  in  der  Richtung  nach  abwärts 
verflachen.  Indem  Fisher  sich  an  die  Ergebnisse  der  Temperatur- 
Beobachtungen  hält,  welche  bei  der  Durchbohrung  des  St.  Gotthardt- 
massivs von  Stapff  und  bei  dem  Mont-Cenis  erzielt  worden  sind, 
führen  ihn  seine  Rechnungen  zu  dem  Schlufs,  dafs  die  mittlere  Dichte 
der  unterseeischen  Erdkruste  2.9G  beträgt,  während  diejenige  des 
continentalen  Oberflächengesteins  zu  2.3  bis  2.7  geschätzt  wird.  Für 
die  Dicke  der  Gesteinskruste  unter  dem  Meere  findet  er  32  km 
(20  engl.  M.),  für  diejenige  unterhalb  der  Conlinente  in  der  Nähe 
der  Oceane  40  km  (25  engl.  M.),  während  unter  den  Gebirgen  sehr 
wohl  eine  Stärke  von  71  km  (44  engl.  M.)  erreicht  werden  kann.'*) 
Auch  meint  Fisher,  dafs  die  Gebirgsbildung  durch  Faltung  der  Erd- 
kruste infolge  Säkularabkühlung  nur  mit  der  Hypothese  einer  inne- 
ren Mittelschicht  geschmolzener  Silicate  vereinbar  sei.*) 

’)  Im  Jahre  1887  wurde  von  der  Coast  and  Qeodotic  Survey  in  Honolulu 
und  auf  dem  10  OOP  Fufa  hohen  Vulkan  Haleakala,  der  den  gröfsten  aller  Krater 
besitzt,  die  Schwere  gemessen.  Die  Messungen  ergaben  2.8  als  Dichte  des 
OberflächengesteinB  (die  Geologen  geben  2.3  an),  ein  Beweis  dafür,  dafs  auf 
ocoanischen  Inseln  die  geologischen  Verhältnisse  andere  sind,  wie  auf  dem 
Festlande. 

*)  Nach  der  Tho  mson  - Dar  winschen  Theorie  müfsten  sich  bei  so  ge- 
ringer Kindenstärko  die  körperlichen  Gezeiten  des  Erdballs  in  weit  höherem 
Grade  bemerkbar  machen,  als  man  thatsächlich  gefunden  hat.  Diese  Schwierig- 
keit sucht  Fisher  durch  einen  interessanten  und  originellen  Versuch  zu 
umgehen,  indem  er  das  Henry  sehe  Gesotz  von  der  Absorption  der  Oase  durch 
Flüssigkeiten  auf  die  glutbflüasige  Mittelschicht  anwendet.  (Proc.  Cambr.  PhU. 
Soc.  188fi,  VI,  19.) 

*)  Hierhin  gehört  auch  die  Gleichgewichtstheorie  der  Erdkruste  von 


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Was  nun  bei  dieser  Hypothese  sowie  überhaupt  bei  der  Rigpditäts- 
hypothese  den  festen  Kern  anbetriflit,  so  werden  Betrachtungen  hierüber 
wohl  noch  lange  mehr  die  menschliche  Phantasie  als  die  nüchterne 
Forschung  beschäftigen.  Glaubt  man  doch  auf  Grund  allerdings  sehr 
unsicherer  Induktionsschlüsse  annehmen  zu  können,  dafs  im  Mittel- 
punkte unserer  Erde  eine  Temperatur  von  20  000®  C.  und  ein  Druck 
von  3 Millionen  Atmosphären  vorhanden  sei.  Wir  haben  keine  Vor- 
stellung von  dem  physischen  Zustande  der  Körper,  die  unter  solchen 
Druck-  und  Temperaturverhältnissen  zu  leiden  haben.  Experimente 
über  den  Widerstand  der  uns  bekannten  Materialien  haben  gezeigt, 
dafs  Granit  unter  dem  Drucke  von  700  Atmosphären,  Basalt  und 


Ourchacbnltt  durch  die  Erdrinde  nach  Faye  und  O.  Fiaher. 


Porphyr  unter  einem  solchen  von  2 600  Atmosphären  in  Staub  zer- 
Diefsen.  Die  Metalle  widerstehen  zwar  einer  pressenden  Kraft,  die 
das  Hundertfache,  ja  Tausendfache  übersteigt  — was  die  Geologen 
Dana,  Poullet,  Scrope  und  Nordenskjöld  zu  dem  Glauben  ver- 

Babbage  und  Herschel,  der  zufolge  die  UeberfUhrung  einer  beträchtlichen 
Last  von  einem  Gebiete  der  Erdoberfläche  zu  einem  andern  von  mehr  oder 
minder  grofaeu  Senkungen  des  belasteten  Flächonraumes  und  entsprechenden 
Hebungen  des  entlasteten  begleitet  sein  muta.  Eine  solche  Entlastung  erfahren 
die  Continente  durch  die  Erosionsthätigkeit,  und  sie  müsten  demzufolge  in 
beständiger  Hebung  begriffen  sein. 


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460 


anlafst  hat,  der  Erdkern  bestehe  ganz  aus  Eisen  — , aber  auch  diese 
Substanzen  reichen  nicht  ans,  um  das  Spiel  der  Molekularkräfte  in 
einem  Körper  zu  erklären,  welcher  d«r  Wucht  von  mehreren  Millionen 
Atmosphären  und  dabei  einer  Temperatur  von  Tausenden  von  Graden 
unterworfen  ist 

Herbert  Spencer,  ein  bekannter  englischer  Physiker,  fühlte 
derart  die  Schwere  der  aus  dieser  Druckwirkung  entspringenden  Folgen, 
dafs  er  annahm,  unser  Weltkörper  sei  eine  Hoblkugel,  mit  Oasen  von 
sehr  hoher  Spannung  ausgefUllt  So  fremdartig  diese  Vorstellung  auch 
erscheinen  mag,  so  weisen  doch  die  Kant-Laplacesche  kosmogo- 
niscbe  Hypothese,  sowie  die  spectralanalytischen  Forschungen  über  die 
Deschaffenheit  der  kosmischen  Nebelwolken  gerade  darauf  hin,  so  dafs 
man  solchen  spekulativen  Ausblicken  ein  tieferes  Interesse  nicht  ab- 
sprechen kann. 

Wenn  aber  wirklich  die  Himmelskörper,  speziell  die  Erde,  aus 
dem  Zustand  äufserst  verdünnter  Oasnebel  durch  Verdichtung  in  den 
jetzigen  übergegangen  sind,  so  müssen  sich  die  auf  einander  folgenden 
thermischen  Zustandsänderungen  an  der  Hand  der  Rechnung  verfolgen 
lassen.  Die  Grundlagen  einer  solchen  Analyse  sind  uns  ja  nicht  mehr 
ganz  unbekannt,  indem  das  Mariotte-Gay-Lussaosohe  Gesetz  uns 
die  Beziehungen  zwischen  Dichte,  Druck  und  Temperatur  offenbart 
die  thermodynamische  Theorie  der  Gase  uns  aufserdem  den  Charakter 
des  Gleichgewichtszustandes  erkennen  lehrt  der  in  einer  sich  selbst 
überlassenen  Gaskugel  Platz  greifen  mufs.  Mit  der  theoretischen 
Untersuchung  dieses  Gegenstandes  hat  sich  vor  einigen  Jahren  A.  Ritter 
befafst  Zöppritz  hat  sie  sodann  weiter  verfolgt  und  die  merkwürdigen 
Resultate,  zu  welchen  sie  dabei  gelangt  sind,  lassen  sich  zum  Theil 
auf  die  Erde  anwenden. 

Ohne  uns  tiefer  in  die  Einzelheiten  dieser  schwierigen  Analyse 
einzulassen,  wollen  wir  nur  erwähnen,  dafs  das  Ergebnifs  derselben 
eine  Bestätigung  der  schon  anderweitig  gemachten  Schlufsfolgerung 
ist  w'onach  in  den  centralen  Theilen  der  Erde  eine  enorm  hohe 
Temperatur  und  ein  für  unsere  Verhältnisse  kaum  fafsbarer  Druck 
obwalten  mufs,  und  demnach  wird  sich  diesen  Untersuchungen  gemüfs 
die  Frage  nach  dem  Zustand  des  Erdinnern  so  stellen  lassen:  welchen 
Aggregatzustand  besitzen  die  Körper  bei  Temperaturen  von  20000“  C. 
und  enorm  hohem  Druck,  der  im  extremen  Falle  3 Millionen  Atmo- 
sphären erreichen  kann. 

Bekanntlich  ist  es  den  Physikern  durch  Anwendung  aufserordent- 
lich  hoher  Druckkräfte  und  Abkühlung  gelungen,  die  permanenten 


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4C1 


Oase  zu  verdichten  und  flüssig  zu  machen,  und  nachdem  einmal  die 
Möglichkeit  ihrer  Condensirung  erwiesen  ist,  kann  man  als  allgemein 
gültiges  physikalisches  Gesetz  hinstellen,  dafs  alle  Substanzen  unter 
der  Einwirkung  äufserer  pressender  Kräfte  alle  Aggregatzustände  an- 
zunehmen vermögen,  mithin  also  die  gasförmigen,  flüssigen  und  festen 
Zustände  in  einander  ohne  Continuitätsbruch  übergeführt  werden  können. 
Dabei  trat  jedoch  die  Thatsacho  ans  Licht,  dafs  hoher  Druck  allein 
die  Condensationswirkung  nicht  hervorbring^ , sondern  dafs  auch 
gewisse  Temperaturbedingungen  hierbei  mafsgebend  sind.  Sobald  der 
Wärmegrad  eines  Gases  eine  bestimmte  Höhe  überschritten  hat,  gelingt 
es  in  keiner  Weise,  selbst  nicht  durch  Anwendung  der  gewaltigsten 
Druckkräfte,  Gase  zur  Flüssigkeit  zu  komprimiren;  es  läsft  sich  bei- 
spielsweise ein  solcher  Erfolg  nicht  mehr  erwarten,  wenn  Kohlensäure 
über  31®,  Stiokoxydul  über  36'4®  erwärmt  ist  Den  Temperaturpunkt, 
bei  welchem  die  Zustandsänderung  eintritt,  hat  man  als  den  „kritischen 
Punkt“  bezeichnet 

In  den  centralen  Theilen  unserer  Erde  ist  die  Temperatur  den 
obigen  Erläuterungen  gemäfs  eine  so  ungeheure,  dafs  der  kritische 
Punkt  wohl  aller  uns  bekannten  Substanzen  bei  weitem  überschritten 
wird.  Wäre  also  unsere  Erde  ursprünglich  wirklich  ein  gasförmiger 
Ball  gewesen,  der  noch  jetzt  im  Innern  die  hohe  Temperatur  bewahrt 
hat,  so  könnte  auch  die  Kernmasse  trotz  des  hohen  Druckes  nicht  zur 
Flüssigkeit  komprimirt  worden  sein,  sondern  sie  müfste  sich  in  einem 
eigenthümlichen  Zustand  beünden,  der  sich  weder  als  gasförmig,  noch 
als  tropfbar  flüssig,  noch  endlich  als  fest  bezeichnen,  sondern  sich 
wohl  kaum  anders  vorstellen  läfst,  als  eine  im  überkritischen  Zustande 
befindliche,  unter  der  ungeheuren  Verdichtung  aller  freien  Beweglich- 
keit der  Atome  beraubte,  d.  h.  also  äufserst  kompakte  Masse,  die  mit 
den  Gasen  wenigstens  gemein  hat,  dafs  sie  jeden  gebotenen  Raum 
vollständig  zu  erfüllen  strebt. 

Da  nun  schon  bei  verhättnifsmärsig  niedrigen  Temperaturen  von 
etlichen  tausend  Graden  sich  wahrscheinlich  alle  chemischen  Verbin- 
dungen im  Zustande  der  Dissocialion  befinden,  so  würde  mit  der  An- 
nahme eines  derart  gasförmigen  Erdkerns  auch  die  weitere  unerläfslich 
erscheinen,  dafs  in  seinem  Innern  die  verschiedenen  Grundstoffe  voll- 
kommen isolirt  existiren.  Dagegen  könnten  in  den  diesen  Kern  um- 
lagernden Schichten,  von  abstufend  niedrigeren  Temperaturgraden,  die 
Grundstoffe  wegen  der  Abnahme  der  Dissooiation  sehr  wohl  zu  che- 
mischen Verbindungen  zusammentreten,  und  weiter  nach  aufsen  werden 
dieselben,  vielleicht  nach  ihren  Schmelz-  und  Siedepunkten  gruppirt,  im 


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462 


flüssig-en  Zustande  angetroffen,  während  das  Magmameer  durch  den  star- 
ren, uns  zunächst  liegenden  Felspanzer  umhüllt  und  abgeschlossen  wird' 

Dies  wäre  etwa  in  den  allgemeinsten  Zügen  das  Resultat,  zu 
welchem  uns  die  K ant-Laplacesche  Hypothese  unter  Auswerthung 
der  modernen,  in  unseren  Laboratorien  gewonnenen  Kenntnisse  von 
der  physischen  Konstitution  der  Materie  führen  würde,  und  das- 
selbe erscheint  um  so  interessanter,  als  ja  viele  Sonnenforscher  zu 
ganz  ähnlichen  Vorstellungen  über  die  innere  Beschaffenheit  unseres 
Centralkiirpers  geleitet  worden  sind.*) 

Soll  aber  der  Wissenschaft  aus  dieser  Ritter-Zöppritzschen 
Theorie  Erfolg  erwachsen,  so  wird  man  zunächst  die  Gezeiten  auf 
einem  im  Innern  derart  gasförmigen,  von  einer  elastischen  Hülle  um- 
gebenen Sphäroid  bezüglich  ihrer  Höhe  und  Verzögerung  theoretisch 
untersuchen  und  alsdann  die  Ergebnisse  mit  den  thatsacblich  beob- 
achteten Meoresfluthen  in  Vergleich  stellen  müssen,  ähnlich  wie  dies 
schon  von  Darwin  in  Hinsicht  auf  die  Hypothese  einer  inneren 
Fluidität  gethan  worden  ist  Dieser  Weg,  den  Zöppritz  vorgeschlagen 
hat,  sowie  vielleicht  derjenige,  welchen  die  Präcessionsbewegung  des 
Erdballs  darbietet,  falls  sich  im  Betrage  der  für  sie  mafsgebenden 
Oröfsen  im  Lauf  der  Jahrhunderte  merkliche  Aonderungen  feststellen 
lassen,  sind  wohl  die  einzigen,  auf  denen  man  in  Zukunft  zu  Aufschlüssen 
über  die  Constitution  und  physische  Beschaffenheit  des  centralen  Erd- 
kerns gelangen  dürfte,  während  für  die  Ergründung  der  Anordnung  der 
Materie  in  den  mehr  äufseren  Schichten  — in  Tiefen,  die  der  direkten 
Forschung  stets  unzugänglich  bleiben  — die  Feststellung  der  Loth- 
abweiohungen  berechtigte  Hoffnungen  auf  Erfolg  geben  kann. 

Dieser  induktive  Weg  in  der  Erkonntnifs  des  Erdbaus  ist  zwar 
schwierig  und  langsam  föniernd,  aber  für  die  Wissenschaft  hat  er 
seine  unbestreitbare  Bedeutung.  Die  gröfsten  Errungenschaften,  die 
Keppl  er  sehen  Gesetze,  das  Newtonsche  Gravitationsprinzip  sind 
doch  auch  nur  auf  diesem  Wege  gewonnen  worden. 

')  VergL  die  Spekulation  von  Aitkena  über  das  Anwachsen  der  Sonnen- 
Energie.  Himmel  und  Erde,  Jahrg.  1.  S.  41. 


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Karl  Ludwig  Hencke. 


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Biographische  Bilder. 

1.  Dr.  Karl  Ludwig  Hencke. 

Von  Prof.  Wilhelm  Foerater, 

Direktor  der  Kholgt»  Sternwarte  zu  Berlin. 

(Mit  dom  Bildnifs  Henokes.) 

c^n  dem  ersten  Hefte  dieser  Zeitschrift  (Oktober  1888)  ist  schon 
darauf  hingewiesen  worden,  welchen  besonderen  Werth  biogpra- 
phische  Darstellungen  für  die  Pflege  des  Verständnisses  der 
naturwissenschaftlichen  Forschung  haben  können. 

Die  wissenschaftliche  Erörterung  kann  durch  Verwebung  mit 
der  Schilderung  von  Persönlichkeiten  für  weite  Kreise  anziehender 
und  fruchtbarer  gemacht  werden,  und  das  Bild  des  Menschen  selber 
wird  durch  seine  Einfügung  in  eine  gröfsere  kosmische  Entwickelung 
gehoben  und  verschönt. 

Es  ist  in  letzterem  Sinne  nicht  ohne  Absicht,  dafs  der  Anfang 
dieser  Reibe  biographischer  Bilder  aus  der  Entwickelungfsgeschiohte 
der  Astronomie  und  der  verwandten  Naturwissenschaften  mit  dem 
Lebensbilde  eines  g(anz  schlichten  Mannes  gemacht  wird  und  nicht 
mit  einem  der  glänzenderen,  so  zu  sagen  selbstleuchtenden  geschicht- 
lichen Namen. 

Dr.  Karl  Ludwig  Hencke  ist  aber  zugleich  der  Vertreter 
einer  Oeistesrichtung,  auf  deren  Sympathie  die  Qesellschaft  Urania 
vorzugsweise  zu  rechnen  hat,  und  für  welche  sie  in  Zukunft  von  be- 
sonderer Bedeutung  sein  wird. 

Unter  den  Mitlebenden,  sogar  unter  denjenigen,  die  sich  in  ihren 
Mufsestunden  mit  Astronomie  beschäftigen,  werden  Viele  den  Namen 
Hencke  nicht  kennen,  obwohl  er  um  die  Mitte  der  vierziger  Jahre 
dieses  Jahrhunderts  auch  in  der  Oetfentlichkeit  viel  genannt  und  ge- 
rühmt wurde. 

Himmel  uod  Erde.  II.  10.  31 


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Die  wissenschaftlichen  Erfolge  seines  Lebens  lagen  auf  einem 
Gebiete,  welches  früherhin  mit  grofsem  Glanz  und  Ruhm  umgeben 
war,  nämlich  auf  dem  Gebiete  der  Planeten-Entdeckungen.  Dasselbe 
hat  aber  in  neuerer  Zeit,  seitdem  mitunter  ein  einziges  Jahr  die 
Planeten-Entdeckungen  dutzendweise  gebracht  hat,  und  seitdem  die 
Anzahl  der  uns  bekannten  Planeten  unseres  Sonnensystems  auf  nahezu 
300  angewachson  ist,  an  Nimbus  bedeutend  verloren. 

Auf  den  ersten  Blick  könnte  man  also  dieser  Biographie  keinen 
besonderen  Eindruck  bei  unseren  Lesern  versprechen:  Ein  jetzt  fast 
vergessener  Mann  und  ein  jetzt  mit  Gleichgültigkeit,  fast  mit  Abneigung 
betrachteter  Zweig  der  astronomischen  Forschung. 

Doch  mufs  in  der  That  ein  gewisser  Reiz  in  dem  Lebensbilde 
enthalten  sein;  denn  dasselbe  hat  bis  in  das  letzte  Jahrzehnt  in  mehr 
oder  minder  gelungener  Darstellung  in  einer  Reihe  von  Zeitschriften 
Aufnahme  gefunden. 

Der  tieferen  wissenschaftlichen  Bedeutung  der  Leistungen  des 
Mannes  und  seiner  geistigen  Eigenart  ist  aber  die  volle  Würdigung 
dabei  noch  nicht  zu  theil  geworden. 

Dem  Verfasser  der  vorliegenden  Skizze  ist  es  indessen  vergönnt 
gewesen,  nicht  blofs  auf  nahe  verwandtem  Forschungsgebiete  mit 
Hencke  zu  arbeiten,  sondern  auch  persönlich  Jahre  lang  mit  ihm  so 
zu  verkehren,  dafs  er  hoffen  darf,  seiner  Schilderung  auch  durch 
einige  lebensvollere  Züge  bei  unseren  Lesern  eine  antheilsvolle  Auf- 
nahme zu  verschaffen. 

Karl  Ludwig  Hencke  war  Postsekretär  zu  Driesen,  einem 
kleinen  Städtchen  in  der  Neuraark.  Er  war  am  8.  April  1793  eben- 
daselbst geboren,  hat  fast  sein  ganzes  Loben  in  Driesen  zugebracht 
und  ist  am  21.  September  1866  in  Marionwerder,  wo  er  zum  Besuche 
in  dem  Hause  eines  Schwiegersohnes  weilte,  gestorben. 

Schon  in  seinem  14.  Lebensjahre  war  er  als  Aspirant  in  den 
Postdienst  getreten.  Eine  kurze  Unterbrechung  dieser  Borufsthätigkeit 
brachte  der  Krieg  von  1813,  in  welchem  er  als  Freiwilliger  den  Fahnen 
folgte.  Aber  schon  nach  der  Schlacht  bei  Lützen,  in  welcher  er  das 
Anerkenntnifs  der  Tapferkeit  gewann  und  verwundet  wurde,  sah  er 
sich  genöthigt,  wegen  eines  Leibesschadens  in  den  Postdienst  zurUck- 
zutreten.  Diesem  gehörte  er  alsdann  bis  zum  Jabre  1837  an,  wo  er 
seine  Verabschiedung  mit  einer  jährlichen  Pension  von  225  Thlr.  in 
Gnaden  erlangte. 

Von  diesem  Zeitpunkte  ab  weihte  sich  Hencke  ganz  der  Wissen- 
schaft. Er  hatte  schon  um  Weihnachten  1821  sich  trotz  seiner  be- 


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scheidonen  Lage  ein  Fernrohr  aus  der  Fraunhoferschen  Werkstatt 
verschafft,  welches  etwas  mehr  als  100  Thaler  kostete,  und  mit  die- 
sem Fernrohr  hatte  er  schon  Jahrelang  den  nächtlichen  Postdienst 
mit  dem  Dienste  der  Urania  kombinirt  Nun  wandte  er  sich  mit 
vollem  Eifer  der  Sternkunde  zu.  Trotz  sehr  geringer  Schulbildung 
hatte  Hencke  sich  einen  merkwürdigen  Ueberblick  Uber  den  damaligen 
Stand  der  astronomischen  Forschung  verschafft,  und  es  gelang  ihm 
jetzt,  mit  seiner  eigenen  astronomischen  Thätigkeit  genau  an  der  Stelle 
einzug^eifen,  an  der  es  damals  zu  einem  kräftigen  Fortschritt  gerade 
deijenigcn  derben  Zuversicht  und  Energie  bedurfte,  welche  den  eigent- 
lichen Fachmännern  mitunter  in  der  Fülle  der  Probleme  und  in  der 
vertieften  Einzelarboit  abhanden  kommt 

Die  Geschichte  der  Wissenschaft  ist  reich  an  ähnlichen,  eigen- 
thümlich  interessanten  Fällen,  in  denen  die  treue  und  strenge  Arbeit 
der  Fachmänner  die  unerläfslichen  soliden  Grundlagen  zu  bedeutsamen 
Fortschritten  geschaffen  hatte,  und  in  denen  es  dann  der  kritischen 
Vorsicht  der  leitenden  Kreise  der  Fachgenossenschaft  begegnete,  dafs 
die  ersten  Früchte  ihrer  grofsartigen  Vorarbeiten  ganz  oder  zu  einem 
wesentlichen,  den  allgemeinen  Eindruck  bestimmenden  Theile  nicht  aus 
ihrer  Mitte,  sondern  von  lebhaften,  muthig  zugreifenden  Neulingen  der 
Forschung  geerntet  wurden,  deren  Geistesfrische  die  Unvollkommen- 
heiten ihrer  wissenschaftlichen  Ausrüstung  reichlich  ersetzte. 

Ein  sehr  eindrucksvolles  Beispiel  dieser  Art  liegt  ja  auch  in  der 
geschichtlichen  Entwickelung  der  Lehre  von  der  Erhaltung  der  Kraft 
vor  und  zwar  besonders  charakteristisch  dafür,  dafs  es  sich  meistens 
nur  um  ganz  kurze  Vorsprünge  der  genialen  Neulinge  handelt,  denen 
die  vollere  und  reichere  fachmäfsige  Entwickelung,  oftmals  in  ganz 
unabhängige!'  Weise,  aber  doch  schliefslich  von  jenen  Vorgängern  ge- 
stützt und  gefördert,  dicht  auf  dem  Fufse  folgt. 

Wer  die  in  den  Universitätsjahren  übliche  Eintheilung  der  Menschen 
in  Studenten  und  Philister  nicht  (in  veränderter  Fassung)  auch  in  reiferen 
Jahren  beibehälf,  kann  jene  Erscheinungen  nur  mit  Freude  und  Dank 
betrachten,  denn  sie  stellen  sich  als  ein  Thcil  jener  wundervollen  Ke- 
gulirung  menschlichen  Zusammenwirkens  dar,  deren  Anblick  bei  tieferer 
Forschung  in  der  Geschichte  der  Kultur-Entwickelung  immer  aufs  neue 
zur  Andacht  stimmt. 

Also  unser  Postsekretär  a.  D.  griff  nun  hinein  in  den  vollen 
Sternenhimmel.  Er  hatte  sich  an  demselben  zunächst  mit  Hülfe  von 
Bodes  Anleitung  zur  Kenntnifs  des  gestirnten  Himmels  orientirt  und 
sich  auch  bald  nach  der  Anschaffung  seines  Fernrohrs,  welches  ihm 

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g-ewissermarsen  einen  Platz  unter  den  Astronomen  gab,  persönlich  bei 
dom  Verfasser  jenes  Buches,  welcher  damals  noch  Direktor  der  Berliner 
Sternwarte  war,  vorgostellt  und  Raths  erholt. 

Sehr  bald  war  er  jedoch  über  diese  Stufe  astronomischen  Lernens 
hinausgekommen  und  hatte  nach  genaueren  und  vollständigeren  Stern- 
karten verlangt,  in  denen  alle  in  seinem  Fernrohre  sichtbaren  Sterne 
verzeichnet  wären.  Ein  ausgezeichnetes  Äuge  und  eine  ungewöhnliche 
Gabe  der  Schätzung  nach  dem  Augenmafse,  auch  ohne  irgend  welche 
feinere  Messungsmittel,  halfen  ihm  ein  besonderes  Vergnügen  darin 
finden,  die  Lago  und  Helligkeit  der  Sterne  mit  den  entsprechenden 
Angaben  einer  Karte  zu  vergleichen. 

Sehr  bald  hatte  er  herausgefunden,  dafs  die  damals  vorhandenen, 
an  Vollständigkeit  und  Genauigkeit  über  Bodes  Karten  hinausgehenden 
Sternkarten  auch  noch  sehr  viel  zu  wünschen  übrig  liefsen  und  bei 
weitem  noch  nicht  alles  enthielten,  was  er  in  seinem  Fernrohr  sehen 
konnte. 

Sogleich  nach  der  Erfindung  des  Fernrohrs  (1608)  hatte  man  sich 
schon  davon  überzeugt,  dafs  zwischen  den  mit  blofsem  Auge  sichtbaren 
Sternen,  deren  lichtschwäohste  man  Sterne  sechster  Gröfse  nennt,  zahl- 
lose noch  lichtschwächere  Sterne  die  Himmelsfläche  erfüllen,  und  dafs 
insbesondere  das  mattere,  lichtwolkenartige  Leuchten  gewisser  Regionen 
des  Himmels  von  einer  besonders  reichen  Zusammendrängung  solcher 
lichtschwächeren  Sterne  an  diesen  Himmelsflächen  herrührt.  Mit  der 
Steigerung  der  Lichtstärke  der  angewandten  Fernröhre  schien  ferner 
die  Anzahl  der  noch  deutlich  erkennbaren  lichtscbwäoheren  Sterne  so 
gewaltig  zuzunchmen,  dafs  man  den  Eindruck  eines  unermefslichen 
Reichthums  und  zugleich  einer  unergründlichen  Tiefe  des  Himmels- 
raumes empfing.  Es  ist  aber  erklärlich,  dafs  solche  Eindrücke  den 
wissenschaftlichen  Antrieb  zur  Aufzeichnung  und  Festlegung  dieser 
für  unsere  Wahrnehmung  neu  erworbenen,  aber  die  EinbildungskraA 
fast  überwältigenden  Schätze  eine  Zeitlang  nicht  recht  aufkommen 
liefsen. 

Auch  waren  die  Astronomen  in  den  ersten  beiden  Jahrhunderten 
nach  der  Erfindung  des  Fernrohrs  mit  anderen  grofsen  Aufgaben, 
nämlich  mit  der  Anwendung  des  neuen  W'erkzeuges  auf  die  Aus- 
messung der  Bewegungen  und  Gestaltungen  in  unserem  Sonnensysteme, 
sowie  mit  der  Durchbildung  und  Vervollkommnung  der  schon  im 
Alterthum  emporgewachsenen  grofsen  mathematischen  Bewegungs- 
theorien vollauf  be.schäftigt.  Man  mufste  sich  also  dem  Sternenhimmel 
gegenüber,  an  welchem  bis  dahin  Jahrtausende  hindurch  volle  Buhe 


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oder  nur  höchst  regulmäfsige  gemeinsame  Bewegungen  geherrscht  zu 
haben  schienen,  zunächst  mit  feineren  Ausmessungen  der  Lage  der 
helleren,  dem  blofson  Auge  sichtbaren  Fixsterne  begnügen,  welche  die 
festen  Stationen  für  die  Messung  der  Betvegungen  der  näheren  Himmels- 
körper abgaben,  und  man  kam  daher  eine  Zeitlang  in  der  Anfertigung 
von  Sternkarten  nicht  wesentlich  über  die  Leistungen  der  Vergangen- 
heit hinaus. 

Nachdem  aber  gegen  Endo  des  17.  Jahrhunderts  die  ersten  deut- 
lichen Spuren  von  schnelleren,  eigenthümlichen  Ortsverändoruugen 
einzelner  dieser  helleren  Sterne  gegen  die  übrigen  Fixsterne  gefunden 
worden  waren,  und  nachdem  in  der  zweiten  Hälft«  des  18.  Jahrhunderts 
Wilhelm  Hersohels  Durchforschungen  des  Himmels  begonnen  und 
dazu  geführt  hatten,  zahlreiche  Nebelflecken,  Sternhaufen  und  Doppel- 
steme,  sowie  an  den  Grenzen  unseres  Sonnensystems  einen  bis  dahin 
unbekannten  Planeten  zu  entdecken,  den  Herschel  in  seinem  mächtigen 
Fernrohr  sofort  an  seiner  Scheibengestalt  als  einen  uns  näheren,  von  den 
uns  stets  punktartig  erscheinenden  Fixsternen  verschiedenen  Himmels- 
körper erkannte,  entwickelte  sich  die  Forschung  atn  Sternenhimmel 
und  die  Orts-  und  Helligkeits-Bestimmung  von  zahlreichen  Fixsternen 
immer  lebhafter. 

Im  Anschlufs  an  die  Entdeckung  des  Uranus  durch  Herschel 
hatte  sich  unter  den  Astronomen  zugleich  die  Erwartung  gesteigert,  dafs 
das  Fernrohr  auch  an  anderen  Stellen  unseres  Sonnensystems  zur 
Entdeckung  von  bisher  noch  unbekannten  Mitgliedern  desselben  ver- 
helfen werde.  Und  da  war  es  insbesondere  die  grofse  ringförmige 
Lücke  zwischen  der  Bahn  des  Mars  und  der  über  dreimal  so  weit  als 
letztere  von  der  Sonne  abstehenden  Bahn  des  Jujtiter,  in  welcher 
schon  Keppler  einen  bis  dahin  noch  unbekannten  Planeten  prophe- 
tisch eingefügt  hatte,  und  in  welcher  man  nun  mit  Hülfe  des  Fern- 
rohrs einen  oder  mehrere  bis  dahin  wegen  geringer  Helligkeit  noch 
nicht  wahrgenommene  Planeten  zu  finden  hoffte.  Bestärkt  wurde 
diese  Erwartung  dadurch,  dafs  auch  die  Bahn  des  neu  entdeckten 
Planeten  Uranus  sich  in  eine  ziemlich  regelmäfsige,  durch  die  Ab- 
stände der  übrigen  Planetenbahnen  von  der  Sonne  dargestellto  und 
nur  zwischen  Mars  und  Jupiter  des  entsprechenden  Gliedes  erman- 
gelnde Zahlenreihe  mit  demselben  Genauigkeitsgrade  wie  die  übrigen 
Planetenbahnen  eingefügt  hatte. 

Eine  gefeierte  Bestätigpnig  wurde  dieser  Erwartung  zu  theil 
durch  die  am  1.  Januar  1801  als  eine  erste  Frucht  der  eifrigen  Orts- 
bestimmungen und  Aufzeichnungen  von  Fixsternen  geglückte  Ent- 


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deckung  eines  neuen  Planeten,  dessen  Bahn  in  der  That  in  die  Lücke 
zwischen  der  Mars-  und  der  Jupiter-Bahn  hineinpafste.  Die  Entdeckung 
dieses  Planeten,  welcher  den  Namen  Ceres  empfing,  gelang  dem  ita- 
lienischen Astronomen  Piazzi  zu  Palermo,  welcher  einer  der  eifrigsten 
Mitarbeiter  an  den  Grundlagen  der  Vervollständigung  der  Sternkarten, 
nämlich  an  der  genaueren  Ortsbestimmung  von  zahlreichen  licht- 
schwächeren Fixsternen  war. 

Der  neue  Planet  war  so  klein,  dafs  er  sich  dem  Anblicke  nach 
von  den  Fixsternen  gar  nicht  mehr  unterschied,  also  überhaupt  nur 
durch  Wiederholung  der  Vergleichungen  von  Sternkarten  mit  dem 
wirklichen  Befunde  am  Himmel  vermöge  seiner  Orts  Veränderung 
unter  den  Sternen  als  ein  unserem  Sonnensysteme  angehöriger 
Himmelskörper  erkannt  werden  konnte. 

Und  zwar  sind  die  Bewegungen  dieser  Planeten  im  allgemeinen 
nicht  schnell  genug,  um  schon  während  einer  Nacht  dem  blofsen  An- 
blick autfällig  zu  werden,  wenn  nicht  zufällig  der  Planet  so  nahe 
neben  einem  Fixsterne  erblickt  wird,  dafs  schon  ganz  kleine  Bewe- 
gungen sich  in  sehr  augenfälligen  Stellungsveränderungen  des  Pla- 
neten zu  dem  Sterne  kundgeben.  Es  bedurfte  damals  meistens  der 
Wiederholung  der  Vergleichung  einer  Sternkarte  mit  dem  Himmel  an 
den  folgenden  oder  einem  der  folgenden  Abende,  um  solche  kleine, 
fixstemartig  aussehende  Planeten  aus  der  grofsen  Anzahl  der  Fix- 
sterne zweifellos  auszusondem  und  in  ihrer  Eigenart  zu  erkennen. 
Natürlich  gelang  dieser  ganze  Nachweis  um  so  leichter  und  sicherer, 
je  genauer  und  vollständiger  die  Sternkarten  selber  waren,  und  je  ge- 
nauer und  erschöpfender  in  verhältnirsmäfsig  kurzen  Zeiträumen  die 
Vergleichung  derselben  mit  dem  Himmel  und  die  Ortsbestimmung 
eines  der  planetarischen  Natur  verdächtigen  Lichtpunktes  ausgefuhrt 
werden  konnte. 

Die  blofse  ‘Wahrnehmung,  dafs  in  einer  Konfiguration  von  Sternen 
ein  früher  in  der  Karte  eingetragener  Stern  von  einer  bestimmten 
Helligkeit  nicht  mehr  da  war,  oder  dafs  an  einer  früher  leeren  Stelle 
sich  jetzt  ein  Stern  deutlich  erkennen  liefs,  genügte  nicht  zur  sofortigen 
Konstatirung  der  Existenz  eines  Planeten,  weil  zahlreiche  Fixsterne 
merkliche  Schwankungen  ihrer  Helligkeit  erfahren,  welche  sehr  wohl 
bewirken  können,  dafs  auch  ein  bisher  wahrgenommener  Fixstern  zu 
einer  anderen  Zeit  nicht  mehr  deutlich  gesehen  oder  dafs  an  einer 
früher  leeren  Stelle  zu  einer  anderen  Zeit  ein  Fixstern  deutlich  wahr- 
genommen wird.  Es  bedarf  also  jedenfalls  auch  des  Nachweises  der 


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erheblichen  OHsveränderung  eines  solchen  Lichtpunktes  gegen  dio 
benachbarten  Fixsterne,  um  eine  Planeten-Entdeckung  zu  konstatiren. 

In  g^z  derselben  Weise  wie  die  Entdeckung  der  Ceres  glückten 
in  den  folgenden  sechs  Jahren  noch  die  Entdeckungen  von  drei  an- 
deren ebenso  kleinen,  ebenfalls  fixstemartig  erscheinenden  Planeten, 
nämlich  der  Pallas,  Juno  und  Vesta,  deren  Bahnen  ebenfalls  zwischen 
der  Mars-  und  Jupiter-Bahn  liegen.  Dann  aber  gab  es  in  diesen 
Entdeckungen  eine  lange  Pause,  welche  erst  durch  Henoke  beendet 
wurde. 

Diese  Pause  erscheint  gegenwärtig,  wo  wir  wissen,  dafs  sich 
zwischen  der  Mare-  und  der  Jupiter-Bahn  mindestens  mehrere  Hun- 
derte von  solchen  kleinen  Planeten  bewegen,  auf  den  ersten  Blick 
schwer  erklärlich.  Man  sollte  meinen,  dafs  dieselben  Prozesse  der 
weitergehenden  Aufzeichnung  von  Fixsternen  nach  Lage  und  Hellig- 
keit und  der  fortwährenden  Vergleichung  solcher  Aufzeichnungen  mit 
dem  Himmel  einen  stetigen  Fortgang  jener  Entdeckungen  ermöglicht 
haben  müfsten,  wenn  sich  die  Astronomen  eben  nur  so  ausdauernd, 
wie  es  später  durch  Hencke  und  seine  Nachfolger  geschah,  darum 
bemüht  hätten. 

Näher  besehen  liegt  die  Sache  aber  wesentlich  anders.  Die  vier 
Planeten,  welche  zu  Anfang  dieses  Jahrhunderts  entdeckt  wurden, 
sind  die  bei  weitem  gröfsten  und  hellsten  der  ganzen  Gruppe,  und 
ihre  Helligkeit  steht  derjenigen  der  schwächsten,  mit  blofsem  Auge 
eben  noch  erkennbaren  Fixsterne  durchschnittlich  nur  um  eine  bis 
anderthalb  solcher  Oröfsen  oder  Helligkeitsstufen  nach,  deren  fünf 
zwischen  dem  Lichte  jener  Sterne  und  dem  Lichte  der  Sterne  erster 
Gröfse  enthalten  sind.  Mit  andern  Worten,  die  vier  im  Anfänge  dieses 
Jahrhunderts  entdeckten  Planeten  gleichen  durchschnittlich  in  ihrer 
Helligkeit  und  ihrem  Aussehen  den  Fixsternen  7.  bis  8.  Gröfse. 

Diese  Planeten  konnten  also  mit  einer  gewissen  Sicherheit  und 
Einfachheit  des  Verfahrens  gefunden  werden,  sobald  eine  gehörige 
Vollständigkeit  in  der  Messung  und  Aufzeichnung  der  Oerter  und 
Helligkeiten  derjenigen  Fixsterne  vorlag,  welche  nicht  lichtsohwächer 
als  von  der  7.  bis  8.  Gröfse  waren,  und  hierfür  waren  zu  Anfänge  dieses 
Jahrhunderts  wenigstens  auf  denjenigen  Himmelsflächen,  welche  bei 
der  Aufsuchung  der  Planeten  wesentlich  in  Frage  kommen,  ziemlich 
ausreichende  Grundlagen  vorhanden. 

Die  Fernröhre,  welche  bei  derartigen  Aufsuchungen  damals 
zur  Anwendung  kamen,  nämlich  verhältnifsmäfsig  kleine  Fernröhre 
von  grofsem  Gesichtsfelde,  reichten  eben  noch  aus,  die  Sterne  von  der 


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achten  Oröfae  sogar  bei  weniger  günstigem  Luftzustamle  mit  aller 
Sicherheit  und  Stetigkeit  zu  erkennen,  während  sie  noch  nicht  mit 
derselben  Sicherheit  bis  zu  denjenigen  lichtschwächeren  (irütsenklasseu 
reichten,  denen  die  anderen,  viel  später  entdeckten  Planeten  derselben 
Omppe  angehören. 

Die  Hauptschwierigkeit  aber,  welche  sich  der  Aufßndung  dieser 
lichtschwächoren  Planeten  damals  entgegenstellte,  war  die  Unvollstän- 
digkeit der  Kenntnifs  des  vorhandenen  festen  Bestandes  an  ebenso 
lichtschwachen  Fixsternen,  also  an  Fixsternen  von  mehr  als  8.  und 
9.  Gröfse. 

Es  galt  also  jetzt  zunächst,  diese  festen  Bestände  mittels  ausdau- 
ernder Messungen  aufzunehmen  und  dieselben  alsdann  in  Karten  ein- 
zuordnen. Hierzu  aber  waren  mehrere  Jahrzehnte  organisirter  astro- 
nomischer Arbeit  erforderlich.  An  die  Spitze  dieser  Organisation 
stellte  sich  damals  die  Berliner  Akademie  der  Wissenschaften,  und  die 
Messungsarbeiten  selber  wurden  überwiegend  von  dem  grofsen  Astro- 
nomen Bessel  in  Königsberg  ausgefuhrt. 

Aus  diesen  Messungen  und  denjenigen  einiger  früherer  Beo- 
bachter, insbesondere  auch  des  französischen  Astronomen  Lalande 
und  seiner  Mitarbeiter,  die  noch  im  18.  Jahrhundert  auf  der  Stern- 
warte der  ^kjole  railitaire  zu  Paris  eifrige  Aufnahmen  des  Bestandes 
an  Fixsternen  bis  nahezu  zur  9.  Gröfse  ausgeführt  hatten,  gingen 
die  Berliner  Akademischen  Sternkarten  hervor. 

Man  hatte  gehofft,  dafs  schon  bei  der  Anfertigung  dieser  Karten, 
bei  welcher  häufige  Vergleichungen  derselben  mit  dem  Himmel  statt- 
fanden, sich  die  Entdeckung  lichtschwächerer  Planeten,  etwa  von  der 
Helligkeit  der  Stemo  8.  oder  9.  Gröfse,  als  ein  Nebenresultat  dieser 
Fixstem-lnventarisirung  ergeben  werde.  Als  diese  Erwartung  sich 
nicht  erfüllte,  war  man  in  faclimännischen  Kreisen  geneigt  anzunehmen, 
dafs  keine  Planeten  dieser  Art  mehr  vorhanden  seien,  oder  dafs  die 
noch  vorhandenen  viel  lichtschwächer  seien,  dafs  daher  noch  viele 
Jahrzehnte  weiterer  Aufzeichnungen  von  viel  lichtschwächeren  Sternen 
erforderlich  sein  würden,  um  weitere  Planeten-Entdeckungen  zu  machen. 

Zwar  liefs  man  sich  hierdurch  keineswegs  entmuthigen,  die  An- 
fertigung jener  akademischer  Sternkarten  fortzusetzen  und  zu  vervoll- 
ständigen, denn  diese  Karten  sollten  nicht  blos  für  die  Nachforschung 
nach  Planeten,  sondern  auch  für  die  Festlegung  des  damaligen  Befundes 
der  Oerter  und  der  Helligkeiten  einer  grofsen  Zahl  von  Fixsternen 
dienen,  welche  ihrerseits  als  feste  Anhaltspunkte  bei  der  Ortsbestim- 
mung der  beweglichen  Himmelskörper,  also  der  bereits  bekannten 


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Planeten  und  der  zalilreichen  Kometen  von  Wichtigkeit  waren.  Aber 
es  lag  doch  die  Gefahr  einer  Stockung  dieses  ganzen  Zweiges  astro- 
nomischer Arbeit  und  der  andauernden  Geltung  eines  ganz  irrigen 
Eindruckes  nahe,  wenn  nicht  in  diesem  Zeitpunkte  unser  mit  ruhe- 
losem Eifer  am  Himmel  forschender  Poslsekretiir  a.  D.  eingegriffen  liätte. 

Mit  Hülfe  seines  trefflichen  Fraunhoferschen  Fernrohres,  dessen 
Lichtstärke  diejenige  der  entsprechenden  kleinen  Fernrohre  vom  Ende 
des  18.  und  Anfänge  des  19.  Jahrhunderts  bedeutend  übertraf,  hatte 
er  unter  Benutzung  der  vorhandenen  Sternkarten  sich  selber  aufser- 
ordentlich  vollständige  Karten  von  weiten  Himmelsflächon  hergestcllt, 
und  der  glühende  Eifer,  mit  welchem  er  dieselben  immer  und  immer 
w'icder  mit  dem  Himmel  verglich,  scheint  alles  übertroffen  zu  haben, 
was  bis  dahin  diesem  einzelnen  Forschungszweige  gewidmet  worden 
tvar.  Sicherlich  war  die  aufopfernde  Hingebung  vieler  Astronomen 
an  ihre  Forschungsarbeiten  auch  zu  HenckesZeit  nicht  geringer  als 
die  seine,  aber  die  specielle  Virtuosität  und  die  Theilung  der  Arbeit 
war  auf  diesem  Gebiete  noch  nicht  so  entwickelt,  wie  späterhin,  und 
Hencke  konnte  sich  damals  in  seiner  Lebensstille  ganz  und  gar  auf 
dieselbe  koncentriren.  So  geschah  es,  dafs  eines  Tages  der  grofsen 
astronomischen  Welt  aus  dem  kleinen  Dachkämmerchen  in  Driesen 
ein  Licht  aufging. 

An  einer  Stelle  des  Himmels,  welche  in  Henckos  Karten  sorg- 
fältig verzeichnet,  aufserdem  auch  in  einer  der  besten  der  Berliner 
akademischen  Karten  aufgenomraen  war,  sah  Hencke  am  8.  Dezem- 
ber 1845  zum  ersten  Male  ein  Sternchen,  welches  etwas  schwächer 
als  9.  Gröfse  und  in  keiner  der  Karten  verzeichnet  war.  Die  noch 
offen  bleibende  Möglichkeit,  dafs  dies  ein  Fixstern  von  veränderlichem 
Lichte  war,  der  früherhin  zu  lichtschwach  gewesen,  um  deutlich  er- 
kennbar zu  sein,  glaubte  Hencke  ausschliefsen  zu  können,  weil  er 
dieselbe  Gegend  des  Himmels  Jahre  lang  so  oft  mit  seiner  Karte  ver- 
glichen habe,  dafs,  wenigstens  bei  periodischer  Veränderlichkeit 
des  Lichtes  eines  an  dieser  Stelle  stehenden  Fixsterns,  derselbe  irgend 
einmal  ebenso  deutlich  wie  am  8.  Dezember  hätte  sichtbar  sein  müssen. 

Hencke  sandte  also  nach  Berlin  an  die  Vossische  Zeitung  eine 
Nachricht  über  seine  Entdeckung.  Der  Abdruck  derselben  erfolgte 
sofort  in  der  Nummer  vom  13.  Dezember.  Schon  am  folgenden  Tage 
wurde  auf  der  Berliner  Sternwarte  durch  Encke  festgestellt,  dafs  das 
Sternchen  seit  dem  8.  Dezember  seinen  Ort  unter  den  Fixsternen 
erheblich  verändert  und  sich  dadurch  wirklich  als  ein  neuer  Planet 
erwiesen  hatte.  Die  Nachricht  hiervon  sandte  Encke  sofort  an 


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Henoke  in  einem  Briefe,  welcher  mit  den  Worten  beg^nt;  „Mit  der 
gröfsten  Freude  und  dem  herzlichsten  Glückwünsche  kann  ich  Ihnen 
melden  u.  s.  w.“ 

Und  nun  häufte  sich  Dank  und  Anerkennung  von  allen  Seiten 
auf  den  schlichten  Mann:  Die  grofse  goldene  Medaille  für  W’issenschafl 
von  König  Friedrich  Wilhelm  IV.,  zum  Ordensfeste  1846  der  rothe 
Adler-Orden  IV.  Kl.,  unter  Vermittelung  von  Encke  und  Humboldt 
im  März  1846  eine  Jahresrente  von  300  Thlr.,  welche  Hencke  nach  seinen 
sonstigen  Verhältnissen  und  Ansprüchen  damals  sorgenfrei  machte,  um 
dieselbe  Zeit  die  grofse  Medaille  für  Wissenschaft  vom  König  von 
Dänemark,  einige  Zeit  nachher  die  Ernennung  zum  Elhrendoktor  der 
Philosophie  von  Seiten  der  philosophischen  Fakultät  der  Universität 
zu  Bonn,  vermittelt  durch  den  hochverdienten  Fachgenossen  Ar  ge- 
lander, sodann  Preise  und  Ehrenmitgliedschaften  aus  Paris  und 
London  u.  s.  w. 

Wahrhaft  herzbewegend  war  für  Hencke,  wie  man  aus  seinen 
eigenen  Aufzeichnungen  sieht,  der  aufserordentlich  warme  und  wahr- 
haft brüderliche  Ton,  mit  welchem  ihn  die  Argeiander,  Encke 
u.  5.  w'.  beglückwünschten  und  besonders  auch  die  Begeisterung,  mit 
welcher  ihn  Alexander  von  Humboldt  schriftlich  und  mündlich 
anredete.  Für  diesen  treuen  Förderer  der  wissenschaftlichen  Kultur 
seines  Heimathlandes  hatte  diese  Entdeckung,  welche  gewissormafsen 
dem  märkischen  Sande  entsprofs  und  dem  hochstrebenden  Volksgeiste 
zu  danken  war,  etwas  wahrhaft  Entzückendes. 

Ich  erwähne  diese  Einzelheiten  hauptsächlich  deshalb,  weil  in 
einigen  früheren  Schilderungen  von  Henckes  Entdeckung  die  Sache 
so  dargestellt  ist,  als  ob  die  Männer  der  Wissenschaft  dieselbe  mit 
blödem  Unglauben  und  schnöder  Verkleinerungssucht  aufgenommen 
hätten,  etwa  weil  sie  zu  ihren  Voraussagungen  in  Widerspruch  trat, 
oder  aus  anderen  Arten  von  Kleinsinn.  Es  ist  möglich,  dafs  es  auch 
Aeufserungen  dieser  Art  von  wissenschaftlicher  Seite  damals  gegeben 
hat;  doch  dient  es  nur  der  Verhetzung,  wenn  man  dieselben  über- 
mäfsig  hervorhebt  und  ihnen  mehr  Bedeutung  zuschreibt  als  sie  in  der 
Wissenschaft  gehabt  haben  können. 

An  die  Benennung  des  neuen  Planeten,  um  welche  Encke  von 
dem  Entdecker  ersucht  wurde,  knüpften  sich  für  den  letzteren  auch 
noch  mannigfache  Korrespondenzen.  Begeisterte  Preufsen  schlugen  den 
Namen  Friedrich  Wilhelm  vor  u.  s.  w.  Schliefslich  wurde  der  Name 
Astraea  gewählt. 

Hencke  liefs  sich,  wie  man  aus  seinen  Brief  - Entwürfen  und 


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sonstigen  Aufzeichnungen  sieht,  von  allen  den  Ehren  und  Anerken- 
nungen in  keiner  Weise  beirren.  Er  arbeitete  eifrig  weiter  und  konnte 
schon  am  1.  Juli  1847  die  Entdeckung  eines  zweiten  Planeten  ver- 
künden, welcher  den  Namen  Hebe  empfing  und  ihm  neue  Ordensaus- 
zeichnungen und  Anerkennungen,  unter  letzteren  auch  einen  sehr  herz- 
lichen Brief  von  Qaufs  einbrachte.  Dies  war  das  Endo  seiner  selbst- 
ständigen Entdeckungen.  Wenige  Wochen  nachher,  im  August  1847, 
begann  der  englische  Astronom  Hind  in  London  mit  viel  stärkeren 
optischen  Mitteln  die  grofse  Reihe  jener  schnell  aufeinander  folgenden 
virtuosen  Entdeckungen  der  zwischen  der  Mars-  und  der  Jupiter-Bahn 
die  Sonne  umkreisenden  kleinen  Planeten  zu  eröffnen,  welche  gegen- 
wärtig noch  fortgehen  und  jetzt  die  Anzahl  der  uns  bekannten  Planeten 
dieser  Gruppe  bis  auf  293  (die  letztgefundenen  immer  kleiner  und 
lichtschwiicher  bis  zur  12.  Grüfse)  gebracht  haben.  Es  ist  aber  ganz  klar, 
dafs  Henckes  Ausdauer  und  Henckes  Erfolg  die  Bahn  hierfür  ge- 
brochen hatte.  Und  obgleich  man  jeder  einzelnen  dieser  massenhaften 
Entdeckungen  selbstverständlich  auch  nicht  entfernt  mehr  den  Werth 
beilegt  und  die  Aufmerksamkeit  erweist,  wie  der  Entdeckung  der 
Astraea  und  der  Hebe,  so  hat  doch  die  Gesamtheit  dieser  Vervoll- 
ständigungen der  Kenntnifs  unseres  Planeten-Systems  nach  vielen  Seiten 
hin  eine  sehr  grofse  wissenschaftliche  Bedeutung,  deren  Erörterung  aber 
an  dieser  Stelle  zu  weit  führen  würde. 

Hencke  hätte  gegenüber  den  viel  gröfseren  optischen  Mitteln 
und  den  spezialistischen  Methoden  und  Einrichtungen,  mit  welchen 
jetzt  zahlreiche  Astronomen  von  Fach  seine  Entdeckungen  weiter 
\ führten  und  vervielfältigten,  resignirt  znrücktreten  können.  Er  blieb 
aber  fast  bis  ans  Ende  seines  Lebens  mit  der  Anfertigung  von  Stern- 
karten und  der  Vergleichung  der  Himmelsfiächen  mit  denselben  be- 
sebäftigL  Wiederholt  fand  er  dabei  auch  noch  Planeten  und  auch 
Fixsterne  von  veränderlichem  Lichte,  aber  es  waren  jetzt  zu  viele 
Astronomen,  gerade  auf  Grund  seiner  Erfolge,  auf  demselben  Felde 
thätig,  so  dafs  er  nirgends  mehr  die  Priorität  einer  Entdeckung  errang. 
Er  trug  dies  mit  Gelassenheit  in  dem  Bewufstsein,  dafs  seine,  unab- 
lässig von  ihm  vervollständigten  Sternkarten  doch  für  alle  Zukunft 
einen  ansehnlichen  Werth  behalten  würden.  In  der  That  wurden  die- 
selben nach  seinem  Tode  von  der  hiesigen  Akademie  der  Wissenschaft 
angekauft  für  einen  Preis,  der  zwar  nicht  entfernt  der  darauf  ver- 
wendeten rastlosen  Mühwaltung  entspricht,  aber  die  historische  und 
sachliche  Bedeutung  jener  Karten,  soweit  sich  eine  solche  überhaupt 
in  Geld  angeben  läfst,  vollkommen  anerkennt. 


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Dr.  Hencke  war,  als  ich  ihn  8 Jahre  nach  der  Entdeckung  der 
Hebe  auf  der  Berliner  Sternwarte  in  seinem  62.  Jahre  kennen  lernte,  ein 
noch  recht  rüstiger  Mann  von  höchst  lebhaftem  Geiste  und  Tempera- 
mente. Er  war  zweifellos  ein  durchaus  eigenartiger  Denker  von  völlig 
unabhängiger,  fast  radikaler  Art. 

Xeben  der  Astronomie  interessirte  ihn  besonders  die  Musik  und 
ihre  Theorie,  welche  er  mitunter  in  anziehender  Art  in  seine  kosmo- 
logisohen  Ansichten  verflocht,  an  die  alten  philosophischen  Ilarmoniker 
erinnernd.  Dem  jüngeren  Fachgenossen  warf  er  es  einst  am  Ende 
einer  längeren  Verhandlung  über  religiös- philosophische  Fragen  mit 
einer  gewissen  Schärfe  vor,  dafs  er  weniger  radikal  sei,  als  er,  der 
alte  Mann.  Sonst  sei  das  doch  meist  umgekehrt,  die  Jugend  sei  sonst 
im  allgemeinen  radikal,  das  Alter  vorsöhnungs-  und  milderungs- 
bedürftig. 

Seine  Grundstiramung  in  allgemeinen  weltbewegenden  Fragen 
stammte  noch  aus  einer  weiter  zurückliegenden  Zeit,  seiner  Jugendzeit, 
in  welcher  der  wissenschaftliche  Idealismus,  der  ihn  erfüllte,  offenbar 
in  seiner  näheren  und  weiteren  Umgebung,  ja  in  der  offiziellen  Welt 
seines  Landes  unterschätzt  und  an  vielen  Stellen  sogar  als  ein  feind- 
liches und  gefährliches  Element  betrachtet  wurde.  Daher  der  ener- 
gische Radikalismus  seiner  Weltanschauung,  welche  ihre  allgemeinere 
Berechtigung  in  jener  früheren  Zeit  erst  noch  zu  erkämpfen  hatte. 

Jenes  Gespräch  mit  dem  jüngeren  Fachgenossen  fand  aber  in 
einem  Zeitpunkte  statt,  in  welchem  die  naturwissenschaftlich  - mate- 
rialistische Richtung  schon  längst  zur  Offensive  und  sogar  zu  Ueber- 
treibungen  übergegangen  war,  gegen  welche  sich  der  grofsmüthige, 
begeisterungsbedürftige  Sinn  jeder  gesunden  Jugend  auilehnt 

Auch  gegenwärtig  kann  man  ja  wieder  manche  ähnliche  Stimmungs- 
verschiedenheiten zwischen  Alter  und  Jugend  in  allgemeineren  Fragen 
wahrnehmen.  Man  soll  die  Jugend  darum  nicht  schelten  und  ja  nicht 
glauben,  dafs  sie  deshalb  geistig  niedriger  stehe.  Dergleichen  wechselt 
oft  schnell,  und  man  könnte  dies  zu  grofsor  Enttäuschung  erfahren, 
wenn  jemals  die  Grundlagen  des  idealen  Rechts-  und  Wahrheits-Sinnes, 
der  auch  in  der  patriotisch  befriedigten  Mehrheit  der  jetzigen  gebildeten 
Jugend  lebt,  in  Frage  gestellt  werden  sollten. 

Noch  ein  Wort  über  die  Zukunft  ähnlicher  Bestrebungen,  wie 
diejenigen  waren,  die  Dr.  Henckes  ganzes  Leben  erfüllten  und  ver- 
schönten. Der  Mitwirkung  solcher  Helfer  wird  die  wissenschaftliche 
Forschung  in  der  Folge,  wenn  auch  in  veränderter  Form,  erst  recht 
bedürfen;  denn  zumal  in  der  Astronomie  ist  die  Fülle  der  Aufgaben 


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welche  durch  sehr  schlichte  Messungen,  ja  schon  durch  gewissenhafte 
Zählungen  und  ähnliche  sehr  einfache  Operationen  zu  lösen  oder  zu 
fördern  sind,  und  welche  zugleich  durch  die  Weite  und  Gröfse 
ihrer  Ausblicke  auch  die  schlichtesten  Mitarbeiter  innerlich  adeln  und 
belohnen,  in  mächtigem  Wachsthum  begriffen.  In  mancher  Hinsicht 
werden  diese  Mitarbeiter  es  bequemer  haben,  als  unser  Hencke  es 
bei  seinem  anhaltenden  Nachtwachen  am  Dachfenster  hatte.  Sind  erst 
viele  Millionen  von  immer  lichtschwächeren  Sternen  auf  Tausenden 
von  photographischen  Platten  aufgezeichnet,  so  wird  es  einer  grofsen 
Schaar  von  Helfern  aus  allen  Lebenskreisen  bedürfen,  die  nicht  blos 
zur  Nachtzeit,  sondern  auch  zu  beliebigen  Tageszeiten  in  diesem  grofsen 
Buche  der  Himmelswelt  lesen  helfen  und  dann  auch  an  dem  Frnh- 
gefühl  theil  nehmen  werden,  mit  welchem  wir  allmählich  reiche  Schätze 
von  Ergebnissen  und  Entdeckungen  aus  diesem  Buche  ablesen  lernen. 


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Beobachtungsresultate  über  die  totalen  Sonnenfinsternisse 
am  1.  Januar  und  22.  Dezember  1889. 

Im  ersten  Jahrgange  unserer  Zeitsclirift  (S.  378)  haben  wir  schon 
darauf  hingewiosen,  mit  welch  regem  Interesse  die  Phänomene  der 
grofsen,  namentlich  in  Califomien  sichtbar  gewesenen  Sonnenfinstemifs 
vom  1.  Januar  1889  durch  zahlreiche  astronomische  Kxpedilionen 
verfolgt  worden  sind.  Es  liegt  uns  jetzt  ein  Bericht  vor,  welcher 
jene  Beobachtungen  und  gewonnenen  Resultate  zusammenfafst,  welche 
speziell  durch  die  Betheiligung  des  Lick -Observatoriums  und  der 
Pacific  Coast  Amateur  Photographie  Association  erlangt  worden  sind.') 
Die  Beobachtungen  auf  dem  Observatorium  selbst  beschränkten  sich, 
da  die  Finstemifs  dort  nicht  total  war,  auf  Arbeiten  mit  dem  Pho- 
toheliographen  und  Contaetnotirungen.  Dafür  hatte  das  Observato- 
rium zu  Barlett  - Springs  in  der  Totalitätszone  eine  Feldstation  er- 
richtet, an  welcher  die  Astronomen  der  Sternwarte,  nämlich  Keeler 
die  spektroskopischen,  Barnard  die  photographischen,  Leuschner 
die  photometrischen  und  Hill  die  Contact-Beobachtungen  ausfdhrten. 
Die  von  zahlreichen  Mitgliedern  der  Photographie  .\ssociation  unter- 
nommene Expedition  nach  Cloverdale  (Sonora  County,  Califomien) 
stand  unter  der  Leitung  von  Ch.  Burckhalter;  die  von  ihr 
erhaltenen  Negative  sind  in  dem  Berichte  mit  Bemerkungen  von 
Keeler  begleitet.  Ferner  sind  dem  Lick-Observatorium  von  Seiten 
anderer  Astronomen  sowie  von  einem  bedeutenden  Kreise  frei- 
williger Beobachter  eine  Menge  Notirungen  über  Ausdehnung  und 
Slructur  der  Corona,  Beobachtung  der  Polarstrahlen,  der  Temperatur 
und  des  Barometerstandes,  Zeichnungen  der  äufseren  Corona  u.  s.  w., 
im  ganzen  etwa  60  Berichte,  aus  verschiedenen  Beobachtungs- 
orten (Cloverdale,  Ukiah,  Winncmucca,  Nelson,  Liegan,  Kibesillah, 
Hopland,  Chico,  Berkeley)  zugegangen.  Etwa  154  Beobachter,  dar- 

')  Hcpoi'ta  on  the  observations  of  the  total  eclipae  of  the  aun  of  Jan.  I 
1839,  publialied  by  tho  Lick  Obsorvatory.  Sacramento,  1889. 


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unter  13  Damen,  haben  an  der  wissenschaftlichen  Beobachtung  der 
Finstemifs  (soweit  dies  zur  Kenntnifs  der  Liok-Stemwarte  gelangt  ist, 
also  ohne  die  Beiheiligung  der  Expeditionen  anderer  Sternwarten,  nach 
den  erst  zu  erwartenden  Spozialberichten)  mitgewirkt. 

Die  Corona  der  Finstemifs  zeigte  4 sehr  bomorkenswcrthe  Aus- 
läufer, 2 auf  der  westlichen,  2 auf  der  östlichen  Seite  der  Sonne; 
besonders  die  beiden  letzteren  waren  sehr  ausgedehnt.  Der  Typus  der 
Corona  war  derselbe  wie  bei  den  Fin.sternissen  von  1867,  1878  und 
1880,  und  es  scheint  die  Corona-Form  mit  der  Sonnenfleckenperiode 
in  einer  Beziehung  zu  stehen.  Keeler  schliefst  aus  seinen  spektro- 
skopischen Beobachtungen,  dafs  die  Corona  hauptsächlich  aus  reflek- 
tirtem  Lichte  bestehe  und  zwar  durch  Reflexion  von  Meteoriten 
hervorgebracht  werde;  in  der  Nähe  der  Sonne  selbst  mögen 
jene  Partikel  meist  selbstleuchtend  sein;  die  Ausdehnung  der  Gas- 
atmosphäre sei  jedenfalls  nicht  allzu  bedeutend.  Auch  nach  Holden 
deutet  die  verzweigte  Form  der  äufseron  Corona  auf  die  Gegenwart 
von  Meteoriten  in  der  Nähe  der  Sonne;  aus  der  Lage  der  Corona- 
ausläufer nahe  und  längs  der  Ekliptik  würde  dann  zu  schliefsen  sein, 
dafs  die  Meteoritenschwärme  einen  integrirenden  Theil  unseres  Sonnen- 
systems bilden.  Die  Beobachtungen  zeigen  ferner,  dafs  die  sogenannten 
Polarstrahlon  nicht  blos  am  nördlichen  und  südlichen  Sonnenrande, 
sondern  in  allen  Sonnen-Breiten  Vorkommen,  an  den  Polen  aber  besser 
wahrgenommen  werden  können,  weil  sie  sich  hier  auf  den  Himmel 
schärfer  projiziren.  Die  photographischen  Aufnahmen  (vor  dem  2. 
und  nach  dem  3.  Contakte)  sichern  der  Corona  ihren  reellen  Bestand 
zu  und  sprechen  gegen  die  Annahme,  welche  die  Coronaforra  blos  als 
Diffraktionserscheinung  auffassen  möchte.  Beim  Photographiren  der 
Sonne  legt  Barnard  das  Hauptgewicht  auf  die  richtige  Entwickelung 
der  Platten  und  macht  Vorschläge  hierüber.  Die  Versuche,  die  Corona 
bei  vollem  Sonnenschein  zu  photographiren,  werden  von  Holden  als 
unpraktisch  bezeichnet;  photographische  Experimente  zum  Aufsuchen 
eines  etwaigen  intramcrkuriellen  Planeten  seien  lioffnungslos.  — Die 
Dauer  der  Totalität  betrug  nach  den  Hi  1 Ischen  Contaktbeobachlungon 
zu  Barlctt-Springs  1 Minute  66.8  Sekunden.  Die  Messung  der  Licht- 
intensität mittelst  der  Brashear  Photometer  ergab  für  die  Verhältnisse 
dieser  Intensitäten  folgende  photometrische  Einheiten:  Totalitätslicht- 
stärke 1.39,  Helligkeit  der  Corona  1.08,  dos  Himmelsliohtes  0.31. 

Die  Contralitälszone  der  zweiten  in  Rede  stehenden  Finstemifs  vom 
22.  Dezember  1889  lag  längs  der  Küste  von  Guyana,  strich  über  den 
atlantischen  Ozean  und  erreichte  nach  Mittag  das  westafrikanischo  Ge- 


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stade  nächst  den  portugiesischen  Gebieten  von  Loanda.  Die  Londoner 
astronomische  Gesellschaft  besetzte  vorsichtigerweise  sowohl  den  ame- 
rikanischen, wie  den  afrikanischen  Zweig  der  Totalitätszone  mit  Expe- 
ditionen. Taylor  übernahm  die  Leitung  der  afrikanischen,  Pater  Perry 
die  der  westindischen.  Taylor  war  mit  einem  Photoheliog^apben,  sowie 
namentlich  mit  photographischen  Apparaten  sehr  gut  ausgerüstet  und 
schlug  seine  Station  in  der  Nähe  des  Kap  Ledo  auf.  Er  hatte  indessen 
vollständigen  Mifserfolg.  Das  Wetter  war  so  ungünstig,  dafs  bei  fort- 
währenden Regenschauern  und  Wolken  kaum  die  Zeit  des  ersten 
Contaktes  der  Finstemifs  wahrgenommen  w’erden  konnte.  Es  erhielt 
kein  einziges  Instrument  irgend  welche  Aufnahmen.  Am  27.  Dezember 
kehrte  Taylor  nach  Loanda,  am  20.  Februar  nach  Liverpool  zurück. 
Gleichfalls  in  der  Nähe  des  Kap  Ledo  stationirte  eine  vom  Navy  De- 


UmrUs  der  Sonneneorona 

am  1.  Januar  1889;  am  aa.  Dezember  1889. 

partment  der  Vereinigten  Staaten  ausgerüstete,  unter  den  Befehlen  von 
Todd  und  Bigelow  stehende  Expedition.  Es  wurden  unter  den  sehr 
ungünstigen  Wetterverhältnissen  doch  110  Bilder,  meist  zwischen  dem 
1.  und  4.  Contakte,  in  einigen  klaren  Momenten  erlangt  etwa  30 
zwischen  dem  1.  und  2.  Contakte.  Die  Totalität  gpng  ganz  verloren. 
Auf  dem  Expeditionsschiffe  „Pensacola“  erhielt  man  einige  Beob- 
achtungen des  2.  und  3.  Contaktes. 

Während  so  die  Finstemifs  in  Afrika  für  die  Wissenschaft  kein 
Ergebnifs  hatte,  scheinen  die  Erfolge  der  Beobachtungen  an  der  Nord- 
küste Südamerikas  im  ganzen  weit  bessere  gewesen  zu  sein.  Zu- 
nächst hatte  die  unter  Pater  Perry  stehende  englische  Expedition  auf 
den  Salutinseln  günstige  Resultate  zu  verzeiclmen.  Die  photographi- 
schen Aufnahmen,  die  Rooney  nach  England  zurüokgebracht  hat,  er- 


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wiesen  sich  befriedigend;  nach  Wesley  zeigen  sie  die  Corona  der 
Finsternifs  der  Hauptsache  nach  in  derselben  Form,  wie  die  Corona  sie 
bei  der  vorhergegangenen  totalen  Sonnonlinsternifs  am  1.  Januar  1889 
aufgewiesen  hat.  Der  Schlufs,  dafs  die  Geslaltsänderungen  der  Corona 
nur  sehr  langsam  vor  sich  gehen  und  an  grüfsere  Perioden  geknüpft 
sind,  gewinnt  hierdurch  wiederum  an  Stütze.  Leider  hatte  die  englische 
Expedition  auch  einen  schweren  Verlust  zu  beklagen:  ihr  eifriger 
Führer,  Pater  Perry,  verstarb  wenige  Tage  nach  der  Finsternifs,  am 
27.  Dezember,  an  Dysenterie.  — De  Baume-Pluvinel  beobachtete 
ebenfalls  auf  der  Gruppe  der  Salutinseln  und  erhielt  gute  Photographien; 
die  Photographien  des  Spektrums  fielen  schwach  aus. . Die  Totalität 
konnte  nur  zu  Anfang  beobachtet  werden.  — Fünfzig  Kilometer  süd- 
lich, bei  Cayenne,  hatte  sich  die  vom  Lick-Observatorium  unternommene, 
von  Gönnern  mit  Geldmitteln  unterstützte  Expedition  festgesetzt.  Ob- 
wohl die  Beobachtungen  mit  Schwierigkeiten  zu  kämpfen  hatten,  sind  die 
Aufnahmen  im  ganzen  befriedigend  ausgefallen.*)  — Von  der  von  Mifs 
Brown  und  Mifs  Jefferies  nach  Trinidad  gemachten  Beobachtungs- 
reise sind  Ergebnisse  bis  zum  Schlufs  dieses  Blattes  noch  nicht  be- 
kannt gewortlen.  * 

Zwei  neue  Theorien  der  Sonnencorona. 

Die  Gestalt  der  Sonnencorona  ist  neuerdings  von  Prof.  Bige- 
low*)  mathematisch  untersucht  worden  unter  der  Voraussetzung,  dafs 
die  Anordnung  der  Corona-Materie  bedingt  ist  durch  statisch  elek- 
trische Kraftwirkungen,  welche  vom  Soimenkörper  ausgehon,  und  dafs 
die  einzelnen  Coronastrahlen  die  Kraftlinien  der  elektrischen  Ferne- 
wirkung darstellen.  Eine  Concentration  der  freien  Elektrizitäten  an  bei- 
den Sonnenpolen  würde  an  diesen  Stellen  vertikale  Kraftlinien  erzeu- 
gen, die  sich  dann  nach  beiden  Seiten  krümmen  und  sohliefslich  in 
einem  gewissen  Abstand  vom  Centrum  über  der  äquatorialen  Zone 
zusammenfliefsen.  Andere  Kraftlinien,  welche  von  Punkten  geringerer 
hcliographischer  Breite  ausgehen,  würden  niedrigeren  Werthen  des  elek- 
trischen Potentials  entsprechen,  und  sich  schon  in  geringeren  Abstän- 
den vom  Sonnencentrum  über  dem  Acquator  mit  den  von  der  anderen 

')  Unsere  Abbildung  zeigt  den  Umrifs  der  Corona  vom  1.  Januar  und 
22.  Dozember  ISSti,  wobei  als  Vorlage  die  vortretflichen,  uns  freundlichst  zur 
Verfügung  gestelllon  Photographien  der  Lick-Stomwarto  gedient  haben. 

The  Solar  Corona,  discussed  by  spherical  harraonics;  published  by  tho 
Smitlisonian  Institution.  'Washington  1859. 

Uimmsl  und  Erdr.  ISW.  II.  lU  32 


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480 


Halbkugel  kommenden  Linien  vereinigen.  Unsere  Figur  stellt  diesen 
Verlauf  der  Kraftlinien  in  einem  Meridiansohnitte  anschaulich  dar. 

Von  diesem  Gesichtspunkte  aus  lallt  jedenfalls  auf  die  bisher 
völlig  räthselhafte  Gestalt  der  Sonnencorona  ein  neues  Licht.  Ein  Blick 
auf  unsere  früher  (S.  31  vorliegenden  Jahrgangs  und  S.  601  des  ersten 
Jahrgangs)  wiodergegebenen  Abbildungen  der  Corona,  sowie  auf  die 
schematischen  Darstellungon  von  S.  478  zeigt  sowohl  die  gerade  auf- 
gerichteten, wie  auch  die  rechts  und  links  sich  zur  Seite  neigenden  Strah- 
len der  Polargegend  aufs  deutlichste.  Nach  Bigelow  werden  in  diesen 


Strahlen  die  leichtesten  Substanzen,  wie  Wasserstoff,  meteorischer  Staub, 
zurückgebliebene  Eometenbestandtheile  und  andere  Stoffe  von  der 
Sonne  durch  elektrische  Abstofsung  fortgeführt,  wobei  sie  bald  in- 
folge der  Zerstreuung  auf  einen  gröfseren  Raum  unsichtbar  werden. 
Die  starken  viereckigen  Strahlen,  die  sich  seitlich  von  den  Polen  be- 
sonders während  der  Perioden  gesteigerter  Sonnenthätigkeit  zeigen, 
werden  durch  Kraftlinien  erzeugt,  welche  geringeren  Werthen  des 
elektrischen  Potentials  entsprechen  und  die  langen  äquatorealen  Flügel, 
die  man  zur  Zeit  der  Fleckenminima  sieht,  sind  auf  die  Vereinigung 
der  Kraftlinien  über  der  äquatorealen  Zone  zurückzuführen. 


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481 


Diese  neue  Anschauungrsweise  über  die  Gestaltung  der  Sonnen- 
corona ist  jedenfalls  äufserst  bemerkenswerth  und  giebt  uns  eine 
Richtschnur  für  künftige  Beobachtungen  und  Untersuchungen;  mög- 
licherweise wird  sie,  wie  Prof.  Langley  betont,  der  Schlüssel  werden 
zur  völligen  Erklärung  des  so  räthselhaften  Coronaphänomens. 

Fast  gleichzeitig  mit  dem  eben  kurz  angedeuteten  und  viel  ver- 
sprechenden Erklärungsversuche  des  Coronaphänomens  durch  Bigelow, 
hat  auch  Prof.  Schaeberle,  Astronom  der  Lickstornwarto,  eine  „me- 
chanische Theorie  der  Sonnencorona“  ausgesprochen,  über  die  sich 
zunächst  in  No.  7 der  Publikationen  der  Astr.  Soc.  of  the  Pacific  ein 
kurzes  Referat  findet  Schaeberles  Auffassung  ist  zwar  insofern 
der  oben  dargelegten  ähnlich,  als  auch  sie  die  Corona  durch  ma- 
terielle, von  der  Sonne  ausgehende  und  abgestofsene  Theilchen  er- 
zeugt werden  läfst,  indessen  gehen  im  übrigen  die  beiden  Ansichten 
erheblich  auseinander.  Die  die  Coronastoffe  beeinflussenden  Kräfte 
sollen  nach  Schaeberle  überall  im  allgemeinen  senkrecht  zur  Sonnen- 
oberiläcbe  stehen  und  am  stärksten  nabe  den  Centren  der  beiden 
Fleckenzonen  wirken.  Auf  solche  Weise  komme  die  vierstrahlig^e 
Stemform  der  Corona  zu  stände,  indem  über  den  Fleokenzonen  die 
Strahlen  am  weitesten  sich  ausdehnen.  Durch  die  Rotaüon  der  Sonne 
würden  die  ursprünglich  senkrecht  gegen  die  Oberfläche  stehenden 
Stuffströme  eine  Krümmung  und  Neigung  erfahren,  da  die  Winkel- 
geschwindigkeit der  Theilchen  um  so  geringer  werden  mufs,  je  höher 
sie  gelangen.  Die  Variationen  im  Typus  der  Sonnencorona  lassen 
sich  nun  nach  Schaeberle  sehr  einfach  durch  die  Neigung  der 
Sonnenaxe  gegen  die  Ekliptik  erklären,  die  ja  bewirkt,  dafs  wir  uns 
bald  in  der  Ebene  des  Sonnenacquators,  bald  oberhalb  oder  unterhalb 
derselben  befinden.  An  der  Hand  eines  Modells,  bei  welchem  die 
Coronaströme  durch  Nadeln  dargestellt  wurden,  die  in  zwei  Zonen  von 
+ 30“  Breite  befestigt  waren,  gelang  es  Herrn  Sohaeb  erle,  die  ver- 
schiedensten typischen  Coronagostalten  zu  erzeugen,  indem  er  den 
Schatten  betrachtete,  den  dieses  Modell,  in  ein  Bündel  paralleler  Licht- 
strahlen gehalten,  warf. 

Der  kritische  Vergleich  dieser  beiden  neuen  Coronatheorien  bleibe 
den  Lesern  überlassen,  eine  jode  scheint  dem  Referenten  originelle 
und  zutreffende  Gedanken  zu  enthalten  und  man  wird  vielleicht  der 
Wahrheit  am  nächsten  kommen,  wenn  man  die  Erklärung  Bigelows 
zu  Grunde  legt  und  dieselbe  durch  Berücksichtigung  der  von  Schae- 
berle hervorgehobenon  Momente  ergänzend  vervollkommnet 

Dr.  F.  Ko  erber. 

32* 


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482 


Photographische  Helligkeitsbestiminungen  der  Sterne. 

Ueber  die  Anwendung  der  Hünmelsphotographie  zu  Helligkoits- 
messungen  der  Sterne  sind  bereits  seit  längerer  Zeit  von  verschiede- 
nen Seiten  Vorstudien  gemacht  worden.  Kstchdem  Dr.  Scheinen 
sehr  werihvolle  Untersuchungen  über  diese  Frage  bereits  früher  ver- 
öffentlicht hat,  behandelt  denselben  Gegenstand  auch  eine  vor  kurzem 
von  der  „Astronomischen  Gesellschaft“  publioirto  Abhandlung  des 
Dr.  Charlier  in  Stockholm.  Dieselbe  hat  in  den  Veröffent- 
lichungen der  „Astronomical  Society  of  the  Pacific“  durch  Professor 
Edward  S.  Holden  eine  Besprechung  erfahren,  die  zur  Erörte- 
rung wichtiger  prinoipieller  Fragen  Anlafs  geben  wird,  bevor  man 
definitive,  für  alle  Sternwarten  verbindliche  Beschlüsse  in  be- 
treff der  bei  der  grofsen  Himmelsaufnahme  anzuwendenden  photo- 
metrischen Methoden  fassen  kann.  Während  nämlich  Charlier  das 
Problem  der  photographischen  Photometrie  in  dem  Sinne  auffafst,  dafs 
es  nöthig  sei,  erstens  die  funktionale  Beziehung  zu  ermitteln  zwischen 
dem  Aussehen  des  photographischen  Bildes  und  der  photographischen 
Helligkeit  eines  Sterns,  und  zweitens  die  Constanten  dieser  Funktion 
derart  zu  bestimmen,  dafs  die  auf  photographischem  Wege  bestimmten 
Sterngröfsen  möglichst  genau  mit  den  durch  das  Auge  gewonnenen 
Ilelligkeitsbestimmungen  in  Einklang  kommen,  ist  Prof  Holden  sehr 
abweichender  Meinung,  insofern  er  nämlich  mit  vollem  Recht  die  Er- 
füllung der  zweiten,  oben  ausgesprochenen  Forderung  wegen  der  so 
mannigfach  verschiedenen  Beschaffenheit  der  Sternspoctra  für  unmöglich 
erklärt.  Das  Auge  empfindet  besonders  die  im  Spectrum  zwischen 
den  Linien  B und  G gelegenen  Farben,  während  der  Eindruck  auf 
der  photographischen  Platte  von  dem  Reichthum  an  Strahlen  zwischen 
den  Linien  F und  N abhängig  ist.  So  kommt  es  denn,  dafs  die 
photographischen  und  optischen  Grüfsen  eines  Sterns  nicht  selten  um 
zwei  volle  Klassen  differiren.  Die  Kenntnifs  der  photographischen 
Helligkeit  ist  aber  nicht  minder  wichtig  und  nutzbringend,  als  die  der 
optischen  Leuchtkraft  und  es  mufs  nach  Holden  mit  grofsem  Nachdruck 
die  Notli Wendigkeit  betont  werden,  die  photographische  Photometrie 
von  der  optischen  völlig  getrennt  zu  erhalten  und  nicht  durch  eine 
möglichst  genaue  Anpassung  an  die  letztere  den  unschätzbaren  photo- 
metrischen  Schatz  zu  vergeuden,  welchen  die  vielen  Millionen  von 
photographischen  Stornscheibchen  in  sich  schlicfsen,  die  sich  bei  dem 
gemeinsamen  Riesenwerke  der  Himmelsphotographie  in  den  nächsten 
Jahren  auf  der  photographischen  Platte  abbilden  werden.  Wenn  man 
in  künftigen  Sternkatalogen  neben  der  optischen  Gröfsenklasse  auch 


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483 


die  photographische  Helligkeit  jedes  Sternes  angegeben  finden  wird, 
dann  wird  man  vielfach  schon  aus  dem  blofsen  Unterschiede  dieser 
beiden  Zahlen  einen  Sohlufs  ziehen  können  auf  den  Typus  des  Stern- 
spectrums. 

Aufser  Charlier  haben  auch  Schaeberle*)  und  Schoiner*) 
neuerdings  Beiträge  zur  Woiteroniwiokelung  der  photographischen 
Photometrio  geliefert,  doch  wollen  wir  uns  einen  zusamraenfassenden 
Bericht  über  die  Erfolge  dieses  jungen  Wissenszweiges  bis  zum  Ab- 
schlufs  noch  weiterer  im  Gange  begriffener  Untersuchungen  auf- 
sparen. Nur  eine  Bemerkung  Dr.  Soheiners,  die  mit  den  oben 
wiedergegebenen  Ausführungen  Holdens  im  Zusammenhang  steht, 
möge  hier  mitgethoilt  werden;  Da  die  Bilder  der  Sterne  vom  2.  und 
3.  Spectraltypus  auf  photograpliischen  Aufnahmen  unverhältnifsmäfsig 
klein  ausfallen,  so  wird  man  auf  Grund  photographisch  bestimmter 
Stemgröfsen  füglich  keine  Untersuchungen  über  die  Entfernung  und 
Vortheilung  der  Sterne  ausführen  dürfen.  Denn  da  die  gelben  und 
rothen  Sterne  ein  Drittheil  der  gesamten  Sternenzahl  ausmachen,  so 
würden  die  aus  Stomphotogranimen  abgeleiteten  Beziehungen  zwischen 
Helligkeit  und  Parallaxe  in  beträchtlichem  Mafse  ungleichartig  werden. 

F.  Kbr. 


Eine  Katastrophe  bei  Kanzorik  in  Armenien. 

Ein  folgenschweres  Naturereignifs  erzählen  die  Nachrichten  der 
Kais.  Russischen  Geographischen  Gesellschaft  in  ihrem  25.  Bande, 
5.  Uef.  1889. 

Im  August  des  vorigen  Jahres  wurden  die  Bewohner  des  armeni- 
schen Dorfes  Kanzorik  bei  Ersorum  im  Bezirke  Tortum  zur  Mittagszeit 
durch  ein  heftiges  unterirdisches  Brausen  und  Krachen  in  Schrecken 
versetzt  Der  nach  Osten  hin  gelegene  Berg  hüllte  sich  in  gewaltige 
Staubmassen;  man  sah,  wie  er  in  mehrfachem  Sturze  in  sich  zusammen- 
brach, und  wie  gleich  darauf  eine  ungeheure  Pluth  zähen,  stinkenden 
Mergelsohlammes,  riesige  Felsblöcke  mit  sich  wälzend,  in  das  Thal 
hinab  auf  das  Dorf  zu  stürzte  und  dasselbe  mit  136  Menschen  unter 
sich  begrub.  Ueber  eine  Strecke  von  8.6  Kilometern  in  der  IJinge 
und  bis  zu  300  Meter  breit  hatte  sich  der  verheerende  Strom  ergossen, 
che  er  zum  Erstarren  kam.  Die  blasige  Oberfläche  zeigt  wellen- 
förmige Erhebungen  bis  zu  10  Meter  Höhe;  die  Masse  des  nieder- 

*)  Publ,  of  the  Astr.  Soc.  of  the  Pacific;  Nr.  4.  •)  Astr.  Nachr.  Nr.  3969. 


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484 


gestürzten  blaugrauen  Mergels  schätzte  man  auf  SO  Millionen  cbm. 
Beim  Einsturz  des  Berges  versiegten  gleichzeitig  dessen  Quellen, 
welche  sich  bei  näherer  Untersuchung  als  die  wahrscheinlichen  Ur- 
heber des  Unglückes  ergaben.  Man  fand  nämlich  die  Berglehne  von 
einer  mächtigen  Spalte  durchrissen,  welche  bei  einer  Länge  von 
400  m den  Eindruck  eines  gigantischen  Laufgrabens  machte.  Das 
Gebirge  des  heimgesuchten  Gebietes  besteht  aus  Trias-,  Jura-  und 
Kreideschichten,  die  von  trachjtischen  und  basaltischen  Gebilden  durch- 
setzt sind.  Die  unterirdisch  cirkulirenden  Gewässer  haben  sehr  wahr- 
scheinlich in  den  weicheren  Schichtungen  langgestreckte  Holilräume 
ausgewaschen,  bis  scbliefslich  die  hängende  Decke  einstürzte  und  ihre 
Trümmer  die  im  Innern  des  Berges  angesammelten  Schlammmassen 
hinausdrängten.  Aufserdem  fand  man  auch  in  der  Nähe  des  ver- 
schütteten Dorfes  eine  Spaltung  und  Senkung  des  Erdreiches  vor,  die 
sich  11  km  weit  verfolgen  liefs.  Schw. 

Zur  Malletschen  Methode  der  Bestimmung  des  Erdbebencentrums. 

Der  englische  Forscher  R.  Mailet  hat  bekanntlich  zur  Ermitt- 
lung des  Oberilächenmittelpunktes  und  der  Tiefe  des  Ausgangspunktes 
von  Erdbeben  ein  Verfahren  eingeschlagen,  welches  auf  folgendem 
Prinzip  beruht. 

ln  der  Figur  1 sei  M N die  Oberfläche  der  Erde  oder  eine  sich 
darauf  befindende  Mauer,  O der  in  der  Tiefe  gelegene  Ausgangs- 
punkt der  Erschütterung,  O A, 
OB,  OC,  u.  s.  w.  seien  die 
Richtungen  der  Stöfse,  welche 
vom  Contrum  aus  an  die  Ober- 
fläche gelangen.  Nach  Mailet 
müfsten  durch  derartige  mecha- 
nische Wirkungen  Risse  im  Mauerwerk  erzeugt  werden,  deren  Rich- 
tungen stets  senkrecht  zu  den  Stofsradien  stehen,  also  in  der 
Figur  durch  die  Linien  ab,  cd,  ef,  u.  s.  w.  angedeutet  werden.  Die 
Beobachtung  der  Neigping  dieser  Sprünge  gegen  den  Horizont  sowie 
ihrer  gegenseitigen  Entfernungen  ermöglicht  dann  auf  konstruktivem 
oder  rechnerischem  Wege  leicht  die  Ermittlung  der  Lag^  M des  Epi- 
centrums und  der  Tiefe  M O des  Stofsmittelpunktes. 

In  einem  Vortrage  über  „Erdbeben“,  welchen  Dr.  Schwahn  in 
der  Urania  hielt,  wurde  diese  Malletsche  Methode  näher  erörtert  und 


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486 


als  zutreffend  hingestellt.  Dem  gegenüber  machte  Herr  Bergingenieur 
Dr.  F.  M.  Stapf f in  einem  Zuschreiben  darauf  aufmerksam,  dafs  die  in 
der  heutigen  Geologie  noch  fast  als  Axiom  geltende  Voraussetzung, 
die  Spaltenilächen  lägen  normal  zur  Stofsrichtung,  -weder  theoretisch 
begründet,  noch  durch  die  Erfahrung  bestätigt  sei.  Herr  Dr.  Stapff 
hat  seit  mehr  als  10  Jahren  bei  verschiedenen  Gelegenheiten  (z.  B. 
„Zur  Mechanik  der  Sohichtenfaltungen“,  Neues  Jahrb.  für  Mineralogie 
etc^  1879,  pag.  800;  „Geologische  Durchschnitte  und  Tabellen  über  den 
grofsen  Gotthardtunnel“,  Specialbeilage  zu  den  Berichten  des  Schweize- 
rischen Bundesrathes  über  den  Gang  der  Gotthardbahnuntemehmung, 
1873 — 1881,  Nordseite,  pag.  191;  „Geol.  Profil  des  Gotthard  in  der  Axe 
des  grofsen  Tunnels“,  ibid.  1880,  deutscher  Text  pag.  37,  französischer 
pag.  41;  „Niveauschwankungen  zur  Eiszeit“,  Jahrb.  d.  Königl.  Preuss. 
Geolog.  Landesanstalt  pro  1888,  pag.  61 — 62  Anm.;  u.  a)  darauf  hin- 
gewiesen, dafs  die  Richtung  der  durch  Druck  erzeugten  Ablösungs- 
klüfte, falschen  Schieferung  etc.  von  demselben  mechanischen  Gesetz 
abhängt,  welches  auch  der  „Theorie  des  Erddrucks“  zu  Grunde  hegt 
Wird  ein  Körper  einer  gleichförmigen  Normalpressung  auf  einer 
seiner  Seiten  unterworfen,  so  bildet  sich  unter  demjenigen  Winkel, 
welcher  dem  geringsten  Kraftaufwande  entspricht,  eine  natürhehe  Ab- 
lösungsfläche. Ist  das  betreffende  Material  homogen,  so  hängt  dieser 
Ablösungswinkel  f nur  von  dem  Reibungswinkel  p ab  und  steht  mit  dem- 
selben in  folgender  Beziehung  *) : 9 = 45»  j p.  Die  Gleichung  be- 


')  Für  unsere  mit  den  Qruodlehren  der  Mechanik  vertrauten  Leser  fügen 
wir  die  mathematische  Begründung  bei: 

Ist  die  Masse  M,  M einem  gleichförmigen  vertikalen 
Druck  unterworfen,  und  wird  der  auf  ein  Flächenelement 
a b entfallende  Druck  p bis  zu  einem  Elemente  a'  b'  der 
zu  bestimmenden,  unter  dom  Winkel  9 gegen  den  Hori- 
zont geneigten  Ablösungsilächo  C vertikal  fortgesetzt, 
so  sind  die  Componenten,  welche  den  Druck  auf  das  Ele- 
ment a'  b'  darstoUon : p'=  p cos  9 und  p"=  p sin  9.  Letz- 
tere bewirkt  das  Ablösen  (Absehooron,  Abgleiten),  welchem  die  Coliaeronz 
und  Reibung  entgegenwirkon.  Ist  C die  Cohaesion  an  einem  Flächcnelemento 
a b und  7 der  Reibungskoeffizient,  so  wird  der  Betrag  der  Cohaerenz  an  a'  b' 


gleich , die  Reibung  auf  a' b'  aber  7 p';  und  die  Gleichgowichtsbedingung 

cos  (p  ^ 

ist  dann:  p"=  psins  = 4- 7p  cos o.  Führt  man  anstelle  von  7 denRoi- 

’ cos  ^ < 

bungswinkel  7 = tgp  ein,  so  erhält  man: 

C 2 C cos  p 

^ cos  71  (sin  9 — tangp  cos:p)  sin  (2  9 — p)  — sin  p 

Die  natürliche  Ablösungsfläche  bildet  sich  unter  demjenigen  Neigungs- 
winkel, welchem  ein  Minimum  des  Druckes  p entspricht,  für  den  also  2 9 — p 
= 90“,  oder  9 = 46“  -f  4 p ist. 


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•486 


safft,  dafs  dio  Spalten  keineswegs  normal  zur  Druckrichtung 
liegen,  sondern  um  den  Winkel  s = 46**  4-  i P gegen  den  Horizont 
geneigt,  falls  der  Druck  senkrecht  wirkt,  — oder  überhaupt  um  den 
Winkel  o'  = 45*>  — ^ p gegen  die  Richtung  des  Druckes  divergirend.*) 

Unter  gewissen  Annahmen  bezüglich  des  dem  Materiale  eigen- 
thümlichen  Reibungswinkels  p läfst  sich  nun  hieraus  die  Verthei- 
]ung  der  durch  einen  Erdstofs  im  Boden  erzeugten  Spaltflächen 
übersehen.  Man  erhält  z.  B.  für  p = 45“,  also  o'  = 22  das  in 
Fig^r  2 schematisch  skizzirto  System  von  Ablösungsklüften. 

Aus  einem  solchen,  durch 
Beobachtung  zu  ermittelnden, 
Schema  liefse  sich  das  Cen- 
trum O des  Bebens  leicht  kon- 
struiren.  Denn  da  dio  Spalten 
a A,  a'  A,  b B,  b'  B,  u.  s.  w. 
gleiche  Winkel  9'  mit  den 
Stofsradien  O A,  O B,  u.  s.  w. 
bilden,  braucht  man  offenbar  nur  den  Winkel  a A a'  zu  theilen;  dio 
Halbirungslinie  geht  dann  durch  das  Centrum  O,  während  sich  meh- 
rere solcher  Halbirungslinien  daselbst  schneiden  werden. 

Die  bei  dieser  Methode  zu  berücksichtigenden  Nebenumstände, 
welche  die  Konstruktion  des  Oberflächenmittelpunktes  und  Ausgangs- 
punktes von  Erderschütterungen  in  der  Praxis  meist  illusorisch  machen 
dürften,  haben  mit  der  rein  theoretischen  Lösung,  welche  an  der  Ober- 
fläche homogenes  Gestein,  sowie  Ausgang  des  Stofses  aus  einem 
Punkte  voraussetzt,  nichts  zu  schaffen. 

Wenden  wir  uns  nun  an  die  Erfahrung,  so  bemerkt  Dr.  Stapff 
zunächst,  dafs  bei  Erdbeben  wohl  vielfach  im  Boden  klaffende,  senkrechte 
oder  nahezu  senkrechte  Spalten  beobachtet  werden,  aber  kaum  je  schwe- 
bende, wie  dies  Mallets  Theorie  verlangt.  Bezüglich  der  Risse 
im  Mauorwerk  verweist  er  auf  die  beistehenden  Skizzen,  welche 
Theile  des  in  der  nördlichen  Druckparthie  des  St.  Ootthardtunnels 
zerquetschten  Gewölbes  darstellon  (die  Zerquetschung  erfolgte  hier 
allerdings  nicht  durch  Erdbeben).  Die  linke  Skizze  (a)  zeigt  ein  Stück 
Sichtfläche  des  theils  eingesunkenen,  theils  scheinbar  gehobenen  Wider- 
lagers; dio  Risse  quer  durch  die  Mauerschichten  verlaufen  nahezu  ra- 

•)  Die  Formel  ist  aus  der  Theorie  dos  Erddruckes  bekannt;  sic  wurde  in- 
defa  für  die  Erklärunif  von  Forinvorändorungen  beim  „dcoulemenf  fester 
Körper  zuerst  von  Kick  und  Polak  angewandt  (Revue  universelle  des 
mines,  1878,  tome  IV,  p.  274). 


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487 


(lial  zu  den  Einbiegungen,  d.  h.  divergirend  zu  den  vertikalen  Drücken, 
— wie  es  die  oben  erläuterte  Theorie  erfordert.  Die  rechte  Skizze 
(b)  führt  die  Stirnansicht  eines  Thoils  des  durch  Druck  von  oben  zer- 
quetschten Gewölbes  vor.  Hier  bemerkt  man  zunächst  ein  Ausspringon 
A prismati-scher  Scherben  („Brennen“)  an  den  unteren  Lagerkanten  der 
Gewölbesteine  und  entsprechend  gerichtete  Risse  dahinter;  daneben,  im 
ganzen  concentrisch  verlaufende,  unebene  Risse  quer  durch  die  Ge- 
wölbesteine, welche  zu  beweisen  scheinen,  dafs  die  Ablösungsflächen 
normal  zum  Druck  liegen.  Das  Irrige  dieser  Vorstellung  erhellt  aber, 
wenn  man  bedenkt,  dafs  die  einzelnen  Gewölbestoine  Keile  bilden, 
welche  in  den  Fugen  aufeinander  drücken,  und  zwar  fast  senkrecht 
zu  den  Lagerflächon,  so  dafs  die  Risse  gegen  diese  Druckrichtungen 
divergiren,  wie  es  die  Theorie  erfordert. 


Dr.  Stapff  verweist  ferner  auf  die  Thatsache,  dafs  beim  Zer- 
quetschen von  Gesteinscylindern  sich  Auslösungsflächon  bilden,  welche 
mit  den  Spitzen  gegeneinander  gerichteten  Kegeln  oder  Pyra- 
miden zukommon,  sowie  auf  die  Torsions-Versuche  des  französischen 
Experimentalgeologen  Daubree,  welche  die  vorstehende  Theorie  der 
Spaltenbildung  bestätigen,  obwohl  Daubrö  e selbst  darauf  nicht  Bezug 
nimmt  Man  kann  keinen  Stein  mit  dem  Hammer  zurichten,  ohne 
dafs  dieses  Ablösungsgesotz  zur  Geltung  kommt;  es  springen  Splitter 
aus,  deren  Ablösungsflächen  nicht  senkrecht  zur  Richtung  des  Schlages 
liegen,  sondern  schief  dagegen,  und  die  dabei  häufig  hervortretende 
Wölbung  von  Splitterflächen  (muschliger  Bruch)  ist  wohl  nur  Folge 
des  veränderten  Reibungswiderstandes  während  der  Abtrennung. 

Mit  der  hier  besprochenen  Lossenbildung  darf  man  nicht  eine 
andere  Erscheinung  verwechseln,  welche  in  der  Geologie  gleichfalls 
eine  grofse  Rolle  spielt,  nämlich  die  Absonderung  in  parallele  Lagen, 
die  in  duktilen  Körpern  hervorgebracht  werden  kann,  wie  die  be- 
kannten Versuche  von  Sorby,  Tyndal  u.  a.  lehren,  und  wofür  auch 
aus  dem  technischen  I.,eben  viele  Beispiele  angezogen  werden  könnten. 


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488 


Eine  neu  entstandene  Insel  in  der  Sfldsee. 

Im  Jahre  1867  lothete  das  englische  Kriegsschiff  „Falcon“  in  der 
Gruppe  der  Tonga  - Inseln  im  südwestlichen  Theile  derselben,  unter 
175®  21. '6  westl.  Länge  von  Greenwich  und  20®  19'  südl.  Breite  eine 
Untiefe,  von  welcher  10  Jahre  später  das  englische  Kriegsschiff 
„Sappho“  Rauch  aus  der  See  aufsteigen  sah.  Aber  erst  im  Jahre  1885 
entstieg  während  eines  unterseeischen  Vulkanausbruches  eine  neue 
Insel  dem  Moore,  welche  zuerst  vom  Dampfer  „Janet  Nichol“  am 
14.  Oktober  gesehen,  und  auf  etwa  3,7  km  Länge  und  76  m Höhe  ge- 
schätzt wurde.  Vom  Dampfer  „Mohican“  wurde  dieselbe  im  Jahre 
1886  wiederum  pa-ssirt  und  nur  noch  auf  2,6  km  Länge  und  50  m 
Höhe  angegeben;  der  Krater  befand  sich  am  östlichen  Ende,  und  noch 
immer  stiegen  dicke  Rauchsäulen  aus  demselben  auf.  1887  giebt  das 
französische  Kriegsschiff  die  Höhe  zu  90  m an,  der  Eigenthümer  der 
englischen  Yacht  „Sibyl“,  H.  Tufnell,  fertigste  in  demselben  Jahre  eine 
erste  Skizze  der  Insel  an.  Eine  genaue  Aufnahme  aber  hat  erst  im 
Oktober  1889  durch  Oldham,  Kapitän  des  englischen  Kriegsschiffes 
„Egeria“  stattgefunden,  über  welche  einer  der  Theilnehmer  J.  J.  Lister 
neuerdings  Mittheilungen  *)  g^emacht  hat. 

Die  Falconinsel  stellt  sich  als  ein  Haufen  brauner  vulkanischer 
Asche  dar,  an  welchem  sich  die  langen  Wellenzüge  des  Paciflk  in  ge- 
waltiger Brandung  brechen  und  schäumend  an  dem  geschwärzten  Strand 
emporlaufen.  Von  dem  neu  entstandenen  Lande  aus  sieht  man  bei 
klarem  Wetter  im  Norden  die  vulkanischen  Berge  von  Tofua  in  65  km 
Entfernung,  noch  überraget  von  dem  spitzen  Kegel  des  Vulkans  von 
Kao,  während  im  Süden  die  Inseln  Hongatonga  und  Hongahapai,  zwei 
Reste  eines  alten  Kraters  (28  km  entfernt),  in  der  blauen  Ferne  fast 
stets  sichtbar  sind.  An  der  Südseite  beträgt  die  Höhe  der  Insel  47  m, 
woselbst  das  Steilufer  fast  senkrecht  zum  Meere  ablallt,  nach  Norden 
steigt  das  Terrain  in  sehr  sanfter  Böschung  zu  einer  Ebene  ab,  welche 
etwa  3 — 4 ra  über  Hochwasser  liegt  Nach  Süden  hin  setzt  sich  die 
Insel  als  eine  Bank  von  etwa  1 m Tiefe  unter  Wasser  fort,  und  dürfte 
diese  unterseeische  Erstreckung  den  ursprünglichen  Umfang  der  Insel 
darsteilen,  welche  nach  genauer  Messung  jetzt  2 km  lang  1,6  km  breit 
ist,  und  eine  Oberfläche  von  232  Hektar  besitzt 

Das  Steilufer  des  Hügels  zeigt  feinkörniges,  dunkel  graugrünes 
Material,  welches  eine  Schichtung  erkennen  läfst,  die  theilweise  durch 
leichte  Aenderung  der  Farbe,  zumeist  aber  durch  auskrystallisirto  weifse 

•)  Proc.  R Qeogr.  Soo.  VII.  3.  1890.  p.  157. 


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489 


oder  gelbe  Salze  gebildet  wird,  welche  bandförmig  in  verschiedener 
Stärke  auftreten.  Auf  der  Böschung  sind  g^fse  vulkanische  Bomben 
massenhaft  zerstreut,  die  aus  einem  weifsgrauen,  Krystalle  führenden 
Gestein  bestehen.  Die  Ebene  besteht  aus  denselben  Massen  wie  der 
Hügel,  auf  ihr  finden  sich  aber  keine  Bomben;  durch  den  Wind  ist 
das  leichtere  Material  der  Ebene  zu  3 — 4 m hohen  Dünen,  welche 
die  Ebene  durchkreuzen,  zusammengeweht  worden.  Längs  des  Ufers 
hat  das  Meer  Furchen  ausgewaschen,  welche  von  der  Fluth  mit  See- 
wasser angefüllt  werden,  sonst  findet  sich  in  den  Bodensenkungen  nur 
feiner  grauer  Schlamm,  welcher  von  Regengüssen  herabgeführt  und  in 
Schichten  gelagert  wurde.  Ein  leichter  Schwefelgeruch  erfüllt  die  Luft, 
welche  schon  in  kurzer  Entfernung  einen  zarten  blauen  Dunstschleier 
zeigt 

Unter  der  Oberfläche  ist  noch  vulkanische  Hitze  fühlbar,  in  2 m 
Tiefe  zeigte  das  Thermometer  41°  C.,  in  einem  Loche  neben  einem 
Pfuhl  salzigen  Wassers  stieg  dasselbe  auf  49.5°,  auf  dem  Hügel  stiegen 
an  einer  Stelle  drei  feine  Dampfstrahlon  auf,  um  deren  Austrittsöff- 
nungen  Salzablagenmgen  gcbUdet  waren.  Bei  feuchtem  Wetter  finden 
häufige  Abrutschungen  des  Steilufers  statt,  wodurch  die  Insel  immer 
mehr  von  der  andringenden  See  nivellirt  wird.  Die  Flora  beschränkte 
sich  auf  zwei  kleine  Kokospalmen,  und  drei  Pflanzen  anderer  Gattungen, 
gestrandete  Früchte  von  Pandanus,  Baring^tonia  u.  s.  w.  fanden  sich 
mehrfach.  Die  Fauna  wurde  nur  durch  einen  Vogel,  einen  Sandpfeifer 
(Actitis  incana),  und  eine  Motte  vertreten,  am  Ufer  sah  man  Bohrlöcher 
eines  Wurmes  und  einige  Stücke  von  Korallen. 

Die  Form  der  Insel  erklärt  sich  daraus,  dafs  die  Auswurfsprodukte 
des  Vulkans  von  dem  kräftig  wehenden  Südostpassat  alle  nach  der- 
selben Richtung  hin  getragen  wurden,  so  dafs,  da  der  auswerfende 
Hügel  sich  auf  der  Südseite  befindet,  die  ausgeworfenen  Aschen  nur 
auf  der  Leeseite,  also  in  nordwestlicher  bis  nordöstlicher  Richtung 
davon  sich  ansammeln  konnten,  was  auch  durch  Bewohner  von  Tonga, 
welche  während  der  Eruption  anwesend  waren,  bestätigt  worden  ist. 

Es  ist  zu  erwarten,  dafs  auch  diese  neue  vulkanische  Insel,  wie 
manche  ihrer  Vorgängerinnen  nach  wenigen  Jahren  wieder  im  Meere 
verschwinden  wird,  bis  auf  der  Untiefe  sich  Korallen  angesiedelt  haben, 
durch  deren  unermüdliche  Thätigkeit  ein  Gerüst  zu  einem  neuen  Atoll 
emporgehoben  wird,  welches  schliefslich  über  der  Meeresoberfläche 
erscheint,  und  den  angeschwemmten  Früchten  und  Pflanzensamen  eine 
Stätte  des  Keimens  bietet,  wodurch  eine  neue  grünbewachsene  Insel 
in  diesen  Strichen  ewigen  Sommers  entstehen  wird.  W. 


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490 


Erscbeinangen  am  Sternenhimmel  im  Monat  JaU-Angn§t. 

(Sämtliche  Zeitan^ben  teilen  für  Berliner  Zeit.) 

1.  Der  Mond. 


17. 

Juli 

Neumond 

s» 

Aufgang 
M»  Mg. 

Untergang 
Sh  55«  Ab. 

18. 

Erdferne 

4 

67 

9 

23  , 

25. 

Erstes  Viertel 

1 

9 

Nm. 

11 

22 

31. 

Vollm.  u.  Erdnähe 

8 

14 

Ab. 

2 

.58  Mg. 

7. 

Aug. 

Letztes  Viertel 

10 

46 

„ 

0 

53  Nm. 

14. 

n 

Erdferne 

2 

48 

Mg. 

7 

28  Ab. 

15. 

n 

Neumond 

3 

55 

7 

53  „ 

Maxime  der  Libration: 

: 9. 

25.  Juli,  6. 

Aug. 

a.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

;Rectas. 

Declin.' 

Aufg. 

Unterg. 

Rcctaa. 

Declin. 

I Aufg. 

Unterg. 

15.  Juli 

1 V-  2°>i-f-2.3'28' 

ISk  l">lj. 

1 7k  471»  Al. 

10«  8” 

+13°  8' 

' 7»  20®  lg. 

9h50“  Ab. 

19. 

7 39 

+22  51 1 

I3  25  . 

8 5. 

10  26 

!+ii  20 

'7  33  . 

9 41  . 

23. 

*»  1 

8 15 

+21  .32 

,4  2 . 

8 18  . 

10  4.3 

■+  9 28j 

j7  45  . 

1 9 33  . 

27. 

8 49 

+19  38! 

4 34  . 

8 24  , 

11  1 

+ 7 32| 

17  .57  . 

1 9 23  , 

31. 

9 21 

I+I7  18 

I5  5 . 

8 25  , 

11  17 

+ 5 34 

8 8 , 

1 9 14  , 

4. 

Aug. 

9 51 

+ 14  41 

5 35  , 

8 23  . 

11  34 

+ 3 33 

8 20  . 

9 4, 

8. 

n 

10  18 

+11  54 

6 2 . 

8 18  . 

11  .50 

+ 1 .31 

8 31  . 

8 55  . 

12. 

n 

10  42 

+ 93 

6 27  , 

8 11  , 

12  7 

- 0 31 

8 42  . 

8 44  . 

j 

M 

a r 8 

Jupiter 

J, 

Rectas. 

Doclin. 

Aufg.  I 

Unterg. 

Rectas. 

Declia 

Aufg. 

Unterg. 

13.  Juli 

1.5h  42bi 

— 22“56‘ 

4k26">5«. 

Okllmlj. 

20l>48"> 

—18°  37' 

9h  3">Ab. 

5h  48»  Ir. 

19. 

15  46 

-23  1 1 

4 8 , 

11  46  Ab. 

20  4.5 

—18  49 

8 37  . 

5 19  . 

25. 

1 

15  52 

-23  29; 

3 52  „ 

11  26  , 

20  42 

—19  2. 

8 13  . 

4 52  . 

31. 

" 1' 

15  59 

-23.50| 

3 39  , 

11  7 , 

20  39 

—19  151 

7 47  . 

4 24  . 

6. 

Aug.  1 

16  8 

—24  13  i 

3 27  , 

10  51  , 

20  .36 

—19  27! 

7 21  . 

3 55  . 

12. 

. ^ 

16  19 

i— 24  36  ! 

3 16  , 

10  34  , 

20  33 

—19  39 

6 56  . 

3 27  . 

Saturn 

Uranus 

' 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

15.  Juli 

lOh  17»  1+12°  20' 

7h34»l|. 

9h  .54». Ab. 

13h25n 

— 8°  18' 

Oh  32»  In 

Ilhl2».tb. 

23.  , 

10  21 

+12  0 

7 8 . 

9 '24  , 

13  25 

-8  21 

0 1 . 

10  41  . 

31.  , 

10  24 

+11  40 

6 42  . 

8 54  . 

13  26 

-8  26 

11  31  fa 

10  9 . 

8.  Aug. 

10  28 

+11  19 

6 16  . 

8 24  . 

13  27 

— 8 31 

H 0 . 

9 38  . 

16.  „ , 

10  32 

+10  57 

5 50  . 

7 54  „ 

13  28 

— 8 37 

10  31  . 

9 7 . 

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491 


N e 

p t u n 

j Rectus.  Doclin. 

L 

Aufg. 

1 ünterg. 

10.  Juli  . 4h  17«  4- 19’’44 

Ih  12«  *(. 

5h  4"  5«. 

25.  . 1 4 19  + 19  48 

0 14  . 

4 6 . 

9.  Aug.  ||  4 20  + 19  50 

11  11  11. 

3 9 , 

3<  Verfiasterungen  der  Jupitertrabanten. 


18. 

Juli  I.  Trab.  Verflnst.  Eintritt  lli» 

6« 

Ab. 

26. 

»»  >♦  »1 

» 1 

1 

Morg. 

28. 

M n 

„ 9 

34 

Ab. 

2. 

Aug.III.  „ Verflnst  Austritt  1 

40 

Morg. 

3. 

I.  .. 

„ 11 

40 

Ab. 

5. 

II 

2 

58 

Morg. 

11. 

..  I 

J 1 

35 

O 

12. 

» *1  1* 

8 

4 

Ab. 

4.  Sternbedeckungen  durch  den  Mond 

(Für  Berlin  sichtbar.) 

Gröfse 

Eintritt 

Austritt 

27.  Juli 

• «u  Ophiuchi  5.0» 

— 

8h.  26"  Ab. 

4.  Aug. 

• 30  Piseium  4.8 

21»  56»  Mg. 

3 51  Mg. 

11.  . 

• 1 Qemiii.  5.0 

3 48 

4 35  „ 

(Om 

vor  Sonnenaufgang.) 

5.  Veränderliche  Sterne. 


a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  1890 


am 

Max. 

Min. 

Keclaa. 

Declin. 

U Orionia 

6. 

August 

8.8« 

13« 

4h 

.■)3« 

2' 

4- 

7» 

57'8 

S 

19. 

Juli 

8 

12 

5 

23 

35 

— 

4 

46.6 

T Hydrae 

3. 

August 

CO 

1 

12 

8 

.50 

19 

— 

8 

43.1 

X Librae 

7. 

„ 

10-11? 

14 

15 

29 

51 

— 

20 

48.1 

V Coronae 

5. 

„ 

7.7 

12 

15 

45 

36 

-f- 

39 

54.1 

S Horculis 

1.5. 

n 

6 

12 

16 

46 

54 

-f 

15 

7.6 

U Capriconii 

19. 

Juli 

10.5 

13 

20 

42 

1 

— 

15 

11. 1 

U Lacertae 

27. 

14 

8..5 

13 

22 

38 

23 

4" 

41 

47.6 

S Aquarii 

20. 

11 

8—9 

11 

22 

51 

13 

— 

20 

.55.8 

b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typus: 

Algol  . . . 20.  Juli  Ab.,  26.  Vm.,  1.  Aug.  Mg,,  6.  Ab.,  12.  Xm. 

ü Cephoi  . . 21.  Juli,  26.,  31.  Mg.,  5,  Aug.,  10.,  IJ.  Mg. 

U Coronao  . . 17.  Juli,  24.  Nm.,  31.  Vm.,  7.  Aug.,  14.  Mg. 

0 Librao  . . 16.  Juli  Mg.,  20.  Ab.,  25,  Mttg.,  30.  Mg.,  3.  Aug.  Ab.,  8.  Vm.,  13.  Mg. 

Y Cygni  . . unregelmäfsig. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 21.  Juli. 

W Virginia  . 12.  Juli,  29.  Juli. 

6.  Meteoriten. 

Der  Hauptmeteoritenschwarm  sind  die  Peraeiden  (Maximum  10.  August, 
AR=46®,  D s=a  4*  sl®  werden  wegen  Abwesenheit  von  Mondschein  gut  be- 


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492 


obachtbar  sein.  Die  t-Aquaridon  (AR  = 339°,  D = — 12°)  erreichen  ihr  Maximum 
um  den  28.  Juli.  Diesoiben  worden  wegen  des  nahen  Vollmondes  weniger  gut 
gesehen  werden  können. 

7.  Nachrichten  (Iber  Kometen. 

Der  Brookasche  März-Komet,  der  zu  Anfang  Juli  seine  nördlichste 
Stellung  am  Himmel  erreicht,  bewegt  sich  vom  August  bis  zum  Herbst  wieder 
nach  Süden.  Die  Helligkeit  nimmt  ab;  es  ist  indessen  wahrscheinlich,  dab 
der  Komet  beträchtlich  lange,  auch  noch  Anfang  des  kommenden  Jahres,  wird 
verfolgt  werden  können. 

Der  Barnardsebe  September-Komet  von  1888,  auf  dessen  in  der  Geschichte 
der  Astronomie  noch  nicht  dagowosene  aufserordentlich  lange  Sichtbarkeit  srir 
im  März-  und  Maihefte  unserer  Zeitschrift  aufmerksam  gemacht  haben,  scheiut 
die  Erwartungen  über  seine  fernere  Beobachtbarkeit  noch  übertreffen  zu  wolien. 
Barnard  hat  nämlich  auf  der  Lick-Sternwarte  am  Morgen  des  16.  Mai  den 
Kometen,  welchen  man  nur  mehr  für  sehr  grofse  Instrumente  zugänglich  hielt, 
mit  dem  Zwölfzöller  des  Observatoriums  beobachten  können.  Damit  ist 
Aussicht  gewonnen,  dab  der  Komet  in  sehr  groben  Instrumenten  noch  lange 
sichtbar  bleiben  und  alle  buher  dagewesenen  Kometen  in  dieser  Beziehung 
weit  überflügeln  wird. 


Druckfehler-Beriebtigung. 

Auf  Seite  333,  Zeile  2 von  unten  bt  das  überflüssige  Wort:  „(Hammer)“ 
zu  streichen. 


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F.  Kerx.  Weitere  AasblldaiiK  der  leplereecben  üebulerbypotbese. 

Zweiter  Nachtrag.  Leipzig-Berlin,  O.  Spanier.  1890.  Preis  1,60  M. 

DerVerfaseer  hat  achon  vor  13  Jahren  ein  umfangreiches  mathematisches 
Werk  „Die  Entstehung  des  Sonnensystems“  veröffentlicht,  in  welchem  er  eine 
Neubildung  der  bekannten  Kant-Laplaceschen  Hypothese  versucht  Seither 
sind  verschiedene  Ergänzungen  zu  diesem  Buche  und  auch  Berichtigungen 
früherer  von  ihm  angenommener  Vorstellungen  erschienen,  namentlich  1884 
und  1888.  In  der  mir  vorliegenden  Schrift  giebt  der  Verfasser  gewissermafsen 
einen  populärer  gehaltenen  Abrifs  seiner  Ideen. 

Oie  Ergebnisse  seiner  Rechnungen,  Annahmen  und  Folgerungen  lassen 
sich  etwa  in  folgenden  Sätzen  zusammenfassen;  Ein  Körper  von  sehr  grofser 
Masse  (wahrscheinlich  der  500 — lOOO-fachen  Masse  der  Erde)  ist  mit  der  Sonne 
(auf  deren  Westseite  und  zwar  in  schiefer  Richtung)  zusammengestolsen ; hiet^ 
durch  entstand  eine  ungeheure  Hitze  von  220  Millionen  Qrad,  der  Körper  löste 
sich  in  Dämpfe  auf  und  diese  breiteten  sich  bis  zu  den  heutigen  Grenzen  des 
Sonnensystems  aus,  so  lange  sie  noch  Wärme  beeafsen.  Alle  diese  Dämpfe  und 
Partikel  rotirten  um  die  Sonne.  Das  so  entstandene  Nebularellipsoid  plattete 
sich  allmählich  ab,  seine  Umdrehungsaxe  verkleinerte  sich,  bis  Scbalablösungen 
an  der  äufseren  Fläche  eintraten.  Solcher  Schalen  denkt  sich  der  Verfasser  15, 
wovon  9 zur  Bildung  der  8 Planeten  gedient  haben.  Die  in  elliptischen  Bahnen 
kreisenden  Partikel  vereinigten  sich  bisweilen  und  gaben  Anlafs  zur  Konsti- 
tuirung  von  Planeten ; die  äufseren  Planeten  des  Sonnensystems  brauchten  am 
längsten  zu  ihrer  Ausbildung.  Die  Trabanten  gingen  aus  der  Nebularmasse 
hervor,  welche  die  Planeten  mitunter  noch  umgaben.  Die  Kometen  gehören 
dem  Sonnensystem  an  und  haben  sich  auf  die  Weise  mit  den  Planeten  ge- 
bildet, dafs  manche  in  scharf  geneigten  Bahnen  laufende  Sternschnuppen  mit 
kleineren  Nebelmassen  zusammengestofsen  sind.  Die  Kometen  von  gröfserer 
Umlaufszeit  entstanden  durch  Sternschnuppen  von  schnellerer  Bewegung.  Die 
Meteoritenschwärme  sind  auch  die  Ursache  der  Beschleunigung  desEnckeschen 
Kometen  imd  der  Theilung  des  Kometen  Biels.  Der  Verfasser  ist  gegen  die 
Lehre  von  der  Feuerflüssigkeit  des  Erdinnem.  Wie  das  alles  geschieht  und 
wie  derVerlässer  auch  bei  den  Widersprüchen  der  thatsächlichen  Verhältnisse 
im  Kosmos  gegen  seine  Theorie  (beispielsweise  bei  der  Frage  der  verschiedenen 
Planetendichte,  der  Zahl  der  Planetenmonde,  der  Rotation  des  Erdmondea,  der 
geringen  Rotationsgeschwindigkeit  von  Venus)  sich  zu  helfen  und  resolut  alles 
zu  erklären  weifs,  mag  der  Leser  im  Buche  selbst  nacblesen. 

Die  Astronomen  werden  keinen  besonderen  Gefallen  an  der  Schrift  finden. 
Es  ist  gewifs  ganz  gut,  wenn  die  Kant-Laplacesche  Hypothese,  da  sie  ja 
doch  nicht  mehr  genügen  kann,  weiter  ausgebildet  wird.  Der  Verfasser  ist 
unter  der  Klasse  der  von  den  Astronomen  sehr  gefürchteten  Weltbaumeister 


494 


ein  weifser  Rabe,  da  er  wenigstens  mit  mathematischen  Kenntnissen  an  die 
Sache  geht  Allein  die  Weltbaumeistor  schaCTcn  sich  selbst  meist  den  aller- 
schwersten Stand:  sie  wollen  alles  erklären.  Das  ▼ensweifolte  Bemühen,  wie 
immer  wieder  neue  Annahmen  und  Möglichkeiten  hervorgesucht  werden  müssen, 
so  oft  ein  Gegengrund  dräut,  hat  für  den  Astronomen  wenig  Erquickliches  und 
widerspricht  so  sehr  der  modernen,  nur  allmählich  von  Thalsach©  zu  Thatsachc 
ruhig  fortschreitenden  Forechungsweise,  dafs  sich  ein  astronomischer  Mensch 
dabei  unbehaglich  fühlt.  Indessen,  ich  darf  keinWort  weiter  sagen der  Ver- 
fasser ist  ohnehin  auf  die  Gelehrten  nicht  gut  zu  sprechen  und  nimmt  ihre 
Kritiken  leicht  übel  F.  K.  Ginzel. 


t 

Emil  Berg.  Die  Gewitter  Rufslands  im  Jahre  1886.  St.  Petersburg  1890. 

51  pag.  4®.  (Rep.  t Met  XIII.  5.) 

Seit  18S4  ist  für  das  europäische  Rufsland  der  Versuch  gemacht  w'orden. 
ein  Kelz  von  Stationen  zur  Beobachtung  der  Gewitter  zu  errichten,  der  Bestand 
von  meldenden  Stationen  ist  von  440  auf  549  im  Jahre  1SS6  gestiegen,  und  die 
inzwischen  allmählich  fortschreitende  Verdichtung  des  Netzes  läfst  die  V erfolgung 
ausgedehnterer  Gewitterzügo  ausführbar  erscheinen.  Mit  dem  anfänglichen 
Bestände  war  dies  nicht  möglich;  cnträlU  doch  bei  549  Stationen  nur  je  eine 
auf  7700  qkm,  während  in  Bayern  im  gleichen  Jahre  je  eine  auf  350  qkm,  in 
Frankreich  auf  150  qkra  entfiel. 

Immerhin  zeigt  sich  bereits,  dafs  von  den  9 Zonen,  in  welche  Rufsland 
zerlegt  ist,  der  Kaukasus  die  gewitterreiebste  ist  (20  Tage  pro  Station);  die 
nördliche  Zone  hat  einen  nur  etwa  halb  so  grofsen  Gewitterreichthum  aufzu- 
weiaen  (12  Tage)  ~ zwischen  beiden  Grenzen  schwanken  die  Zahlen  für  die 
übrigen  Zonen.  Jedoch  zeigen  sich  die  häufigen  Gewitter  im  Kaukasus  als 
lokale  Gewitter  von  geringer  Verbreitung,  während  die  seltneren  Gewitter- 
crschoinungen  der  nördlicher  gelegenen  Zonen  öfter  in  grofsen  Zügen  als  Be- 
gleiter fortschreitender  Cyklonen  auflroten. 

Die  tägliche  Periode  zeigt  keine  besonderen  Eigeiithümlichkeiten,  auch 
in  RufKland  fällt  die  Ausbruehszeit  der  meisten  Gewitter  auf  2 — 5 Uhr  Nach- 
mittags, innerhalb  der  Zonen  variirend,  alsdann  nimmt  dio  Anzahl  der  Gewitter 
langsam  ab,  erreicht  zwischen  2—7  Uhr  Morgens  ihren  geringsten  Worth,  und 
beginnt  zwischen  10  und  11  Uhr  Vormittags  stark  zu  steigen. 

Nach  den  Untersuchungen  des  Verfassers  ist  das  Auftreten  von  Gewittern 
nicht  allein  an  bestimmte  Luftdruck-  und  Temperaturverhältnisso  gebunden, 
sondern  scheint  nur  bei  solchen  Cyklonen  vorzukommen,  welche  bei  hoher 
Temperatur  auch  einen  besonders  hohen  Feuchtigkeitsgrad  besitzen.  E.  W. 


Verlag  Yon  Uermaoii  Paek>l  ln  Berlin.  — Druck  Ton  Wilhelm  Oronau’a  Buchdruckerel  in  Berlin. 
Fllr  die  Redeclion  YerantwoitKcb:  Dr.  M.  Wilhelm  .Mojer  ln  Berlin. 
Unberechtigter  Nachdruck  aus  dem  Inhalt  dieser  ZeiUchrifl  untersagt. 
UeberseUungsreebt  rorbehallen. 


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TaWI 


UUi  Amiu  äumir  vCLKtü«“  BfjlnS 


Jupiter  im  Jahre  1889. 

Am  36-Z&ller  der  Licksternwarte 
gezeichnet  vonl  Kecler 


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Die  Jupiteroberfläche  im  Jahre  1889. 

Von  Jas««  E.  Keeler, 


Astr.>Dom  der  Lick^Sterowarto  auf  Mt.  Ilamiltoo. 


ährend  der  letzten  Opposition  im  Jahre  1889  war  Jupiter  in 
einer  für  die  Beobachtung  sehr  ungünstigen  Stellung,  nämlioh 
nahezu  in  seiner  grüfsten  südlichen  Deklination,  so  dufs  er  in 
der  Breite  der  Lick- Sternwarte  nur  eine  Höhe  von  29“  im  Meridian 
erreichte.  Für  die  europäischen  Sternwarten,  welche  beträchtlich  weiter 
nördlich  liegen  als  Mt.  Hamilton,  und  sich  keiner  so  reinen  und  durch- 
sichtigen Atmosphäre  rühmen  können,  war  die  Sachlage  natürlich  noch 
weit  ungünstiger,  so  dafs  ich  aus  diesem  Grunde,  besonders  da  Herr 
Holden  auf  die  Nothwendigkeit  einer  beständigen  Registrirung  der 
Veränderungen  auf  der  Jupitcroberlläche  hingewiesen  hatte,  mich  ent- 
schlofs,  den  Planeten  bei  jeder  möglichen  Gelegenheit  zu  beobachten 
und  Zeichnungen  von  demselben  anzufertigen,  wenu  es  der  Zustand 
der  Luft  irgendwie  gestattete.  In  der  That  scheinen  in  Europa,  nach 
den  spärlichen  Publikationen  zu  schliefsen,  kaum  irgendwo  halbwegs 
befriedigende  Beobachtungen  während  der  letzten  Opposition  erhalten 
worden  zu  sein;  mir  sind  nur  einige  Zeichnungen,  welche  mir  Herr 
A.  Stanley  Williams  aus  England  freundlichst  zusandle,  und  die  in 
den  Astr.  Nachr.  Xo.  2928  erschienene  Skizze  von  Terby  zu  Gesicht 
gekommen.  Somit  vermag  ich  nur  eine  Darstellung  meiner  individuellen 
Beobachtungen  zu  geben,  statt  einer  übersichtlichen  Bearbeitung  einer 
gröfseren  Zahl  von  Beobachtungen  an  verschiedenen  Sternwarten.  Für 
diesen  Lcbelstand  dürfte  indefs  die  Vorzüglichkeit  der  verschiedenen 
von  mir  benutzten  Instrumente,  sowie  die  ausgezeichnete  Reinlieit  und 
Ruhe  der  Luft  in  den  Sommermonaten  hierselbst  einigen  Ersatz  bieten. 

Gewöhnlich  wurde  bei  dem  3G-zblligen  Refraktor  dieVergröfserung 
320  benutzt,  bisweilen  aber  a\ich  stärkere  Vergröfserungen.  An  einigen 
Abenden  wurde  der  12-zöllige  Refraktor  in  Gebrauch  genommen,  und 

Himroel  und  Erde.  II.  11.  3.1 


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^)(i 

manobmal  auch  der  ß'/j'^öllige,  um  den  Anblick  des  Planeten  in  den- 
selben mit  dem  in  dem  grofsen  Fernrohre  vergleichen  zu  können. 
Wie  zu  erwarten  war,  trat  die  Ueberlegenheit  des  ."6-zölligen  Instru- 
ments am  meisten  in  Nächten  mit  besonderer  Durchsichtigkeit  der  Luft 
hervor,  ich  will  aber  ausdrücklich  konstatiren,  als  schätzbares  Material 
zu  der  Frage  nach  der  relativen  Wirksamkeit  grofser  und  kleinerer 
Fernröhre,  dafs,  obgleich  der  Einflufs  ungünstiger  Luftverhältnisse  sich 
in  Näherung  der  Leistungen  der  Instrumente  von  verschiedener  optischer 
Kruft  äufsert,  kein  Fall  vorkam,  in  welchem  das  grofse  Fernrohr  nicht 
doch  irgend  welche  Vorzüge  gezeigt  hätte.  Indessen  würde  diese 
Ueberlegenheit  bei  ungünstigen  atmosphärischen  Zuständen  kaum  im 
Verhältnifs  zu  der  Gröfse  und  Kostbarkeit  desselben  stehen,  woraus 
sich  die  Nothwendigkeit  ergiebt,  solche  Riesenfernrohre  an  richtige 
Orte  zu  bringen,  und  sie  nur  da  aufzustellen,  wo  ihre  optische  Kraft 
voll  ausgenutzt  werden  kann. 

Da  das  36-zöllige  Aequatorial  jetzt  lange  genug  in  Gebrauch  ge- 
wesen ist,  um  über  alle  seine  Eigenschaften  ein  genügendes  Urtheil 
zu  haben,  ist  es  vielleicht  von  Interesse,  einen  kurzen  Ueberblick  über 
die  verschiedenen  Leistungen  desselben  zu  geben,  in  w'elchen  es  sich 
bisher  bewährt  hat 

1.  Trennung  und  Messung  naher  Doppelsterne,  wie  es  der  lange 
Katalog  neuer  Doppelsterne  und  mikroinetrischer  Messungen  von  diesen, 
sowie  von  schwierigen  bereits  bekannten  Sterupaaren  bezeugt’) 

2.  Entdeckung  sehr  schwacher  Sterne.  In  dem  dunklen  Innen- 
raum  des  Ringnebels  in  der  Leyer,  haben  die  Herren  Holden  und 
Schaeberle  6 Sterne  aufser  dem  zentralen  Stern  gesehen  (No.  14  in 
der  Zeichnung  von  Lasseil),  und  5 innerhalb  des  zentralen  Nebel- 
schleiers. Ein  Beispiel  eines  Stemenpaars  von  äufserster  Kleinheit 
der  Komponenten,  welches  von  Herrn  Barnard  mit  dem  grofsen  Fern- 
rohr entdeckt  wurde,  ist  das  Paar,  welches  dem  Trapez  im  Orionnebel 
vorangeht  Nach  Herrn  Burnham,  der  die  Messungen  ausfiihrte,  ist 
es  der  schwierigste  Doppclstem  am  ganzen  Himmel. 

An  dieserStelle  mögen  auch  die  Beobachtungen  derMarstrubauten“) 
zur  Zeit  der  Opposition  von  1888  erwähnt  werden,  wo  diese  kleinen 
Objekte  bequem  sichtbar  waren,  ohne  dafs  man  den  Hauptplaneten 
durch  einen  Schirm  bedecken  mufste.  Sie  wurden  noch  am  18.  Juli 
gesehen,  als  ihre  Helligkeit  nur  noch  12  Prozent  von  derjenigen  bei 

')  ßurnham.  Astron.  Nachr.  No. '2!I2D,  2930. 

s)  Monthly  Not.  XLVIII.  pag.  3S3. 

■•■)  Monthly  Not  XLIX.  No.  C. 


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497 


ihrer  Entdeckung  im  Jahre  1877  betrug.  Es  ist  durchaus  wahrscheinlich, 
dafs  bei  günstigen  Gelegenheiten  Verfinsterungen  der  Marstrabanten 
zur  Beobachtung  kommen  können. 

3.  Struktur  von  N’ebelfleeken.  Die  Struktur  des  bereits  erwähnten 

Ringnebels  in  der  Leyer  wurde  von  Herrn  Holden  mit  dem  grofsen 
Refraktor  besser  als  je  zuvor  erkannt  Er  sagt  darüber:  „Der  erste 

Gedanke  dabei  ist  weniger,  dafs  der  Anblick  desselben  ein  ungewohnter 
ist,  als  vielmehr,  dafs  er  ein  gänzlich  anderer  als  bisher  ist  Die  schein- 
bare Einfachheit  desselben  ist  plötzlich  einem  komplizirten  Gebilde  ge- 
wichen, und  schliefslich  ist  der  Versuch,  ihn  korrekt  abzuzeichnen,  in 
Wirkliehkeit  mit  den  gewöhnlichen  Methoden  gänzlich  unausführbar.“'*) 
Auch  möge  hier  auf  die  Wahrscheinlichkeit  einer  helikalischen  Form 
dieses  Nebels  hingewiesen  sein,  worüber  in  Seite  1 bis  13  dieses  Jahr- 
gangs von  „Himmel  und  Erde“  das  Nähere  zu  finden  ist. 

4.  Kometen.  Die  Begleiter  des  Kometen  Brook  s wurden  während 
der  letzten  Monate  von  Herrn  BarnardS)  beobachtet,  der  hierbei  eine 
aufserordentliche  Ueberlegenheit  des  36-zölligen  über  den  12-zülligen 
Refraktor  konstatirte.  Mit  dem  letzteren  wurden  die  schwachen  Be- 
gleiter „D“  und  „E“  (nach  Barnard)  niemals  wahrgenommen,  obwohl 
derselbe  hinsichtlich  der  Dunkelheit  des  Gesichtsfeldes  und  Schärfe 
der  Bilder  bisher  unübertroffen  ist. 

5.  Planeten.  Der  Anblick  der  Jupiteroberfläche,  wie  er  uns 
währeml  der  letzten  Opposition  hier  wurde,  hat  allen  Beobachtern 
zur  Genüge  bewiesen,  dafs  das  grofse  Fernrohr  sich  ebenso  für  das 
Detail  von  Planetenscheibon  eignet,  als  für  die  oben  genannten  Arbeiten. 
Die  vom  Verfasser  entdeckte  aufseroi-dentlich  feine  Theilung  im 
äufseren  Saturnring,  aufserhalb  der  Enckeschen  Trennung®)  wui-de 
hier  von  allen  Beobachtern  bei  vielen  Gelegenheiten  gesehen,  aber 
meines  Wissens  nirgendwo  anders.  Zur  Zeit  (1800)  liegen  die  Ringe 
zu  flach  für  derartige  Beobachtungen.  Endlich  kann  ich  noch  aut 
Arbeiten  von  Herrn  Holden  hinweisen,  welcher  sehr  interessante, 
bisher  nicht  publizirte  Details  der  Mondoberfläche  beobachtet  hat 

Ich  habe  meine  Darstellung  über  das  Arbeitsfeld  des  grofsen 
Teleskops  und  die  aufserordentlichen  Fähigkeiten  desselben  etwas  aus- 
führlicher gestaltet,  da  die  Frage  nach  der  Wirksamkeit  der  Fernrohre 
gröfster  Dimensionen  von  fundamentaler  Bedeutung  für  die  Zukunft 

•)  Astron.  Journ.  No.  178. 

*)  Monthl.  Not.  XLVIII.  N.  9.  pag.  ,885. 

■“l  Astr.  Nadir.  No.  2DI9. 

'i  Sidereal  Messeoger.  No.  62.  Astr.  Joum.  No.  190.  Ciel  et  Terre  V.  1889. 

33' 


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498 


der  beobachtenden  Astronomie  ist  Der  36-Züller  der  Lick-Slernwarte 
hat  die  Grenze  für  die  Konstruktion  grofser  Fernrohre  in  betreff  ihrer 
optischen  Wirksamkeit  noch  nicht  überschritten,  was  bisher  noch  nie- 
mals mit  Bestimmtheit  ausgesprochen  worden  ist 

Die  Jupiterscheibe  bot  in  klaren  Nächten  einen  wundervollen 
Anblick  und  einen  Roichthum  von  Detail,  den  in  Zeichnungen  voll- 
kommen wiederzugeben  unmöglich  ist  Mit  Ausnahme  der  äufsersten 
Polarregionen  und  des  „rothen  Flecks“  war  die  Oberfläche  des  Jupiters 
kaum  irgendwo  gleiohmäfsig  gefärbt,  sondern  überall  mit  flockigen, 
äufserst  unregelmäfsig  geformten  Wolken  bedeckt  Allerdings  wurden 
solche  Bilder  nicht  in  jeder  Nacht  erzielt,  einerseits  wegen  des  schon 
erwähnten  tiefen  Standes  des  Planeten,  andererseits  weil  das  Fernrohr 
für  die  anderweitigen  Beobachtungen  beständig  in  Gebrauch  war,  so 
dafs  die  Jupiterbeobachtungen  nicht  mit  so  ununterbrochener  Regel- 
mäfsigkeit  durchgeführt  werden  konnten,  wie  es  wohl  zu  wünschen  ge- 
wesen wäre.  .Jedoch  wurden  24  Zeichnungen  fertig  gestellt  von  welchen 
8 zur  Reproduktion  in  .Himmel  und  Erde“  ausgewählt  worden  sind. 

Zur  Zeit  ist  die  einzige,  brauchbare  Resultate  liefernde  Methode 
der  Darstellung  von  Planetenscheiben  noch  immer  das  Zeichnen  am 
Teleskop,  etwa  so,  wie  man  eine  Landschaft  zeichnet.  Versuche  mit 
Hilfe  der  Photographie  wurden  schon  früher  angestellt  und  werden 
mit  steigendem  Erfolge  fortgesetzt,  so  dafs  die  Behauptung  voreilig 
sein  würde,  dafs  sie  später  die  ältere  Methode  nicht  völlig  ersetzen 
wird.  Ist  es  doch  nur  wenige  Jahre  her,  dafs  rohe  Zeichnungen  der 
Sonnencorona  bei  totalen  Finsternissen  die  einzigen  Darstellungen  der- 
selben waren,  während  jetzt  in  1 bis  2 Sekunden  die  Photographie 
ein  genaueres  Bild  liefert,  als  es  der  Zeichner  herstellen  könnte,  wenn 
ihm  ebensoviel  Stunden  als  in  Wirklichkeit  Minuten  zur  Verfügung 
ständen.  Aber  bisher  hat  noch  keine  Photographie  eines  Planeten 
auch  nur  entfernt  das  Detail  wiedergegeben,  welches  das  Auge  wahr- 
nimmt, daher  man  zunächst  noch  auf  Zeichnungen  dieser  Objekte  an- 
gewiesen ist. 

Bei  dem  Jupiter  ist  die  schnelle  Rotation  und  folglich  die  schnelle 
Aenderung  seines  Aussehens  eine  grofse  Erschwerung  der  Abbildung, 
denn  15  bis  20  Minuten  ist  die  äufserste  zulässige  Zeit!  Die  hier  mit- 
getheilten  Beobachtungen  und  Zeichnungen  sind  aber  in  der  Absicht 
gemacht,  ein  möglichst  vollständiges  Bild  der  Erscheinungen  auf  der 
Oberfläche  zu  geben,  soweit  es  die  Kürze  der  verfügbaren  Zeit  ge- 
stattete, und  womöglich  ihre  wirkliche  Beschaffenheit  festzustellen. 
Genaue  Bestimmungen  von  Längen  ausgezeichneter  Punkte  der 


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49‘.1 


Jupiterscheibe  und  ihrer  Rotationsperioden  worden  viel  besser  bei 
Meridiandurchgängen  erhalten,  wie  sie  von  Herrn  A.  Stanley  Williams 
mit  vielemFleifse  angestellt  und  in  seinen  „Zenographischen  Fragmenten“ 
beschrieben  sind,  denn  bei  diesem  Verfahren  kann  man  seine  Aufmerk- 
samkeit auf  ein  bestimmtes  Objekt  konzentriren. 

Die  Anfertigung  der  Zeichnungen.  Die  Zeichnungen  wurden 
imMafsstabe  von  25000  eng.  Meilen  zu  IZoll  englisch  ausgefiihrt.'^)  Unter 

der  Annahme  einer  Abplattung  von  mufste  für  diesen  Mafsstab 

die  elliptische  Form  zur  Aufzeichnung  des  Umfanges  des  Planeten 
eine  grofse  Axe  von  88.9  mm  und  eine  kleine  Axe  von  83.8  mm  I^nge 
haben.  In  der  photographischen  Reproduktion  mufsten  diese  Dimensio- 
nen nothwendig  erheblich  verkleinert  werden. 

Die  Beobachtung  begann  am  Fernrohr  20  bis  30  Minuten  ehe 
gezeichnet  wurde,  um  sich  so  gut  wie  möglich  mit  den  Details  bekannt 
zu  machen,  namentlich  mit  denen  in  der  Nähe  des  Westrandes.  Die 
Grenzen  der  rothen  Streifen  wurden  nach  Schätzung  in  die  zuvor  kon- 
struirte  Ellipse  eingetragen.  Dann  wurden  an  einem  bestimmten  Zeit- 
punkt die  hervorragendsten  Züge  der  Oberfläche  mit  Bleistift  so  schnell 
wie  möglich  entworfen  und  das  feinere  Detail  sodann  eingetragen  in 
Anlehnung  an  die  zuvor  festgelegten  Punkte,  ohne  ihre  Ortsverände- 
rung auf  der  Scheibe  zu  berücksichtigen.  Diese  Arbeit  konnte  aber 
nur  15  bis  20  Minuten  fortgesetzt  werden,  denn  nach  Ablauf  dieser 
Zeit  war  der  Anblick  des  Planeten  durch  die  Rotation  schon  zu  sehr 
verändert.  Da  also  alle  Details  auf  die  zuerst  flxirten  Punkto  bezogen 
wurden,  sind  die  bei  den  einzelnen  Bildern  angegebenen  Zeiten  die 
des  Beginnes  der  Zeichnung.  Die  auf  der  Westküste  der  Vereinigten 
Staaten  gebräuchliche  „Pacific  Standard“-Zeit  bleibt  8 Stunden  hinter 
mittlerer  Greenwicher  Zeit  zurück. 

Alle  Positionen  und  Dimensionen  sind  nur  Schätzungen,  doch 
zeigen  einige  gegen  Ende  der  Beobachtungsreihe  angestellte  mikro- 
metrische  Messungen,  dafs  diese  Schätzungen  ziemlich  genau  sind. 
Die  äufseren  Ränder  der  rothen  Streifen  waren  deutlich  begrenzt,  und 
ihre  Lage  auf  der  Scheibe  wurde  durch  Messungen  am  6.  und  25.  Sep- 
tember bestimmt,  als  die  Bilder  nicht  scharf  genug  zum  Zeichnen  waren. 
Folgendes  sind  die  erhaltenen  Daten,  die  Distanzen  stellen  die  Projektion 
der  Streifen  auf  die  scheinbare  Oberfläche  dar. 


')  Etwa  3.1  bis  2.3  mm  pro  Bogonsekunde  des  scheinbaren  Durchmessers. 


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500 


1888: 

6.  September. 

25.  September. 

Polardurchmesser  des  Jupiter  . 
Vom  Südpol  zur  Südgrenze  des 

40.G " 

132  768  km 

36.93" 

132768  km 

südlichen  Streifens  . . . . 

14.7  " 

47  957  „ 

; 13.86" 

49824  . 

Breite  des  Aequatorialgürtels  . 
Vom  Nordpol  zur  Xordgrenze 

11.4 " 

37  175  „ 

1 10.10" 

36306  „ 

des  nördlichen  Streifens  . . 

14.0 " 

47  636  „ 

12.97 " 

46638  , 

Die  Länge  des  zentralen 

Meridians  betrug 

in  beiden  Fällen 

nahezu  200  ®. 

Vergleicht  man  diese  Messungen  mit  den  Zeichnungen,  so  zeigt 
sich  deutlich  die  Tendenz,  die  Breite  des  Aequatorialgürtels  zu  grofs 
zu  nehmen.  Andere  Schälzungsfehler  zeigen  sich  bei  der  Breite  der 
verschiedenen  Streifen,  der  Länge  des  rothen  Flecks  u.  s.  w.,  doch 
sind  die  Zeichnungen  in  ihrer  originalen  Form  belassen  und  nicht 
nach  den  Messungen  korrigirt  worden.  Es  wurde  dies  aus  dem  Grunde 
vorgezogen,  um  in  unverfälschter  Deutlichkeit  zu  erkennen,  wieviel 
Werth  den  individuellen  Resultaten  beizumessen  ist. 

Bei  der  Anfertigung  von  Zeichnungen,  welche  möglichst  viele 
kleine  Einzelheiten  enth.ilten  sollen,  erscheint  eine  Schwierigkeit,  welche 
ohne  Zweifel  allen  Beobachtern  entgegen  getreten  ist,  nämlich  die  Dar- 
stellung desjenigen  Details,  welches  wogen  ungünstiger  Luft  oder  aus 
anderen  Gründen  undeutlich  ist.  Es  mufs  wohl  oder  übel  in  seiner 
eigenthümlichen  Form  tmgegeben  werden,  und  wenn  es  zuvor  schon 
einmal  aufgenommen  wurde,  ist  seine  Weglassung  ebenso  von  Bedeu- 
tung wie  seine  Eintragung,  da  es  sonst  als  ein  Beweis  für  Verände- 
rungen ausgelegt  wird,  die  thatsächlich  nicht  stattgefunden  haben.  Aus 
diesem  Grunde  ist  in  einer  kurzen  Reihe  von  Anmerkungen,  die  unten 
folgen,  auf  die  Bildungen  aufmerksam  gemacht  worden,  die  nicht  be- 
friedigend zur  Darstellung  kommen  konnten.  Xaoh  den  Bleistiftskizzen 
am  Teleskop  wurden  Bilder  in  chinesischer  Tusche  ausgeführt,  unter 
sorgfältiger  Erhaltung  der  gegenseitigen  Lago  der  Fixpunkte.  Im  all- 
gemeinen gleichen  die  Originale  durchaus  diesen  Kopien,  doch  sind 
erstere  etwas  mehr  schematisch  aus  dom  erwähnten  Mangel  an  Zeit; 
z.  B.  würde  es  zu  lange  uufgohalten  haben,  die  weifsen  Flecken  der 
südlichen  Hemisphäre  als  rundlich  weifs  auf  einem  gleichmäfsigen 
dunkleren  Grunde  hervortreten  zu  lassen,  weswegen  sie  in  den 
Originalskizzen  durch  kleine  Kreise  angedeutet  wurden. 

(Schlufs  folgt) 


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Blicke  auf  die  Vergangenheit  und  Gegenwart  der 
astronomischen  Rechenkunst 

Von  F.  K.  Gimel, 

Astronom  am  Hochrnlostitut  der  Kgl.  Sternwarte  zu  Berlin. 

II.  Das  Zeitalter  der  Kometen-  und  Planetenbahn- 
Ci^  Bestimmung'en. 

r-^^chon  Xewton  hatte  für  die  Lösung  der  Aufgabe,  wie  aus  drei 
von  irgend  einem  Punkte  der  Erde  aus  angestellte  Beobachtungen 
eines  Kometen  die  parabolische  Bahn,  welche  der  Komet  um 
die  Sonne  beschreibt,  ermittelt  werden  kann,  eine  Methode  angegeben. 
Die  Mühseligkeiten,  welche  diese  Methode  bei  ihrer  praktischen 
Anwendung  verursachte,  gaben  den  Anlafs  zu  den  vielfältigen  Bemühun- 
gen des  vorigen  Jahrhunderts,  kürzere  und  sichere  Wege  der  Lösung 
zu  versuchen.  Die  Einen  (wie  Lacaille,  Lalande,  Boscovich, 
Lambert,  Euler)  umgingen  die  direkte  Bahnbestimmung  in  derWeise, 
dafs  sie,  mit  willkürlich  gewählten  Distanzen  des  Kometen  von  der 
Erde  und  der  Sonne  anfangend,  sich  mittelst  vieler  Versuche  allmählich 
der  Wahrheit  näherten,  oder  dadurch,  dafs  sie  den  mathematischen  Be- 
trachtungen gewisse  geometrische  Voraussetzungen  zu  Grunde  legten, 
wie  z.  B.,  dafs  das  zwischen  den  3 Beobachtungen  des  Kometen  ent- 
haltene Stück  der  Bahn  als  eine  gerade  Linie  angenommen  werden 
dürfe,  oder,  die  Sohne,  die  zwischen  dem  ersten  und  dritten  Orte  des 
Kometen  enthalten  ist,  werde  von  der  Verbindungslinie  des  zweiten 
Kometenortes  mit  der  Sonne  (dem  mittlem  Radius  vector)  im  Ver- 
hältnifs  der  Zeiten,  zu  welchen  die  Kometenorte  gehören,  geschnitten 
II.  s.  f.  Andere  (wie  Lagrange,  Laplaoe,  Dusöjour,  Tempelhof) 
suchten  das  Problem  direkt  zu  bewältigen,  indem  sie  durch  scharf- 
sinnige analytische  Kunstgriffe  den  Grad  der  Gleichungen,  die  in  der 
.\ufgabe  die  ilauptrolle  spielen,  herabzudrüokcn  und  so  diesen 
Gleichungen  lösbare  Formen  zu  geben  trachteten.  Allo  diese  Ver- 
suche zur  Lösung  des  Kometenproblems  fallen  zwischen  die  Jahre 
von  etwa  1740  bis  1783.  Was  für  Mühe  und  Geduld  die  meisten  dieser 


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502 


MeÜioiien  in  der  Rechenarbeit  erforderten,  ist  dem  Laien  kaum  dar- 
legbar  und  auch  unserer  jetzigen  astronomischen  Generation  völlig' 
fremd.  Erwiesen  sich  doch  manche  der  Methoden  als  blofse  rech- 
nerische Illusionen ; beispielsweise  war  der  Komet  von  1779  ein  Gegen- 
stand der  Verzweillung  vieler  astronomischer  Rechner,  manche  mühten 
sich  vergeblich  ab,  aus  den  Reobachlungen  ein  annehmbares  Resultat 
herauszubringen.  Da  erschien  im  Jalire  1797  das  Werk  des  berühmten 
Olbers:  „Ueber  die  leichteste  und  be<|uemste  Methode  die  Bahn  eines 
Kometen  zu  berechnen.“  Mit  einem  Schlage,  wurden  die  Schwierig- 
keiten beseitigt  Olbers  zeigte,  dafs  man  zu  dem  von  Lambert  auf- 
gestellten Satze,  die  Sehne  des  Kometen  zwischen  der  ersten  und  dritten 
Beobachtung  werde  vom  Radius  vector  im  Verhältnifs  der  Zwischen- 
zeiten geschnitten,  nur  noch  die  Voraussetzung  hinzuzufügen  braucht, 
dafs  auch  die  Sehne  der  Erdbahn  in  demselben  Verhältnifs  geschnitten 
werde,  um  zu  einer  einfachen  Erraittlungsart  der  Bahn  zu  gelangen. 
Trotz  der  zweifellosenUeberlegenheit  der  Olberssohen  Methode  .scheint 
anfänglich  ihre  Verbreitung  im  Auslande  keine  schnelle  ge'B'esen  zu 
sein;  namentlich  die  französischen  Astronomen  hielten  noch  lange  an 
den  von  Laplace  nnd  Lagrange  gefundenen  Lösungsarten  fest;  der 
Direktor  der  Berliner  Sternwarte,  J.  F.  Enckc,  machte  deshalb  1833 
die  Olberssche  Methode  neuerdings  bekannt  und  seit  dieser  Zeit  hat 
sich  zu  ihr  wohl  die  gesamte  astronomische  Gelehrtenwelt  bekehrt’ 
vermöge  ihrer  Einfachheit,  Sicherheit  und  Eleganz  ist  sie  durch  70  Jahre 
der  Führer  aller  derer  geblieben,  welche  Kometenbahnbestimmungen 
unternommen  haben  und  oi-st  die  neuere  Zeit  hat  wesentliches  hinzu- 
zufügen  gewufst. 

Die  Lösung  des  Kometenproblems  war  indefs  nur  einer  der 
Faktoren,  welche  vereint  um  den  Anfang  unseres  Jahrhunderts  einen 
mächtigen  Fortschritt  in  der  Entwicklung  der  astronomischen  Rechen- 
kunst bewirkten.  Am  1.  Januar  1801  entdeckte  Piazzi  beim  Revidiren 
einer  Sternkarte  ein  Gestirn,  das  sich  den  Eigenthümlichkeiten  der 
Bewegung  nach  als  ein  zwischen  Mare  und  Jupiter  kreisender  Körper 
— ein  Mitglied  der  heute  uns  nach  hunderten  bekannten  „Asteroiden“ 
oder  „Planetoiden“  — herausstellte.  Da  Piazzi  seine  Beobachtungen 
lange  zurückgehalteu  hatte  und  die  Gefahr  nahe  lag,  dafs  die  „Ceres“ 
(dies  war  der  entdeckte  Planet)  nach  ilu-em  Wiederhervortreten  aus  den 
Sonnenstrahlen  aus  Mangel  einer  bis  dahin  zuverläfslichen  Ephemeride 
nicht  mehr  aufgefunden  und  weiter  beobachtet  werden  könne,  so 
entshind  die  Aufgabe,  aus  dem  von  Piazzi  beobachteten  kurzen 
Wege  des  Planeten  dessen  elliptische  Bahn  um  die  Sonne  zu  bestim- 


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503 


moti.  Der  berühmte  Gaufs  half  den  Astronomen,  die  sich  bei  dem 
bis  dahin  noch  nicht  vorgelog'enen  Falle  mit  Kreisbahnen  zu  beholfen 
suchten,  aus  der  Verlegenheit.  Er  löste  das  Problem  völlig  streng 
und  auf  Grund  seiner  Ephomcriden  fanden  Zach  und  Olbers  die 
„Ceres“  wieder  auf.  Gau  fs  sollte  bald  Gelegenheit  haben,  seine  Theorie 
abermals  anzuwenden.  Die  Asteroiden  Pallas,  Juno  und  Vesta  wurden 
1802,  1804  und  1807  entdeckt  und  Gaufs  legte  seine  an  den  Kech- 
nungen  über  diese  Himmelskörper  erworbenen  Erfahrungen  schliefs- 
lich  in  dem  epochemachenden  Werke  „Thooria  motus  corporum  coe- 
lestium“  (1809)  nieder. 

Zu  dem  aus  der  Lösung  des  Kometen-  und  Planetenbahnproblems 
erblühenden  Aufschwünge  der  Rechenkunst  kamen  aber  noch  zwei 
bedeutsame  Momente:  das  eine  ist  die  Begründung  der  „Methode  der 
kleinsten  Quadrate“,  das  andere  die  Entwicklung  der  Theorie  der 
„Störungen“.  — Es  ist  wohl  auch  dem  Laien  klar,  dafs  die  Beobach- 
tungen (Ortsbestimmungen)  der  Planeten  und  Kometen  an  den  Instru- 
menten nicht  völlig  fehlerfrei  erhalten  w'erden  können.  N'othwendiger- 
weise  beeinflussen  diese  Fehler  auch  die  Bahn,  welche  aus  den  Beob- 
achtungen berechnet  wird,  und  letztere  wird  desto  mehr  mit  Unsicher- 
heit behaftet  sein,  je  mangelhafter  die  Qualität  der  Beobachtungen  ist 
oder  je  weniger  zahlreich  die  Messungen  sind,  die  man  über  den 
Himmelskörper  erhalten  hat.  Schon  1795  fand  nun  Gaufs  nicht  nur 
ein  Verfahren,  zu  entscheiden,  welcher  mittlere  Fehler  jeder  einzelnen 
Beobachtung  zukomme,  sondern  er  zeigte  auch  die  Rechnungsraethode 
in  welcher  Weise  eine  gröfsere  Zalil  von  Beobachtungen  rechnerisch 
verwerthet  werden  müsse,  um  sich  von  den  Fehlern  möglichst 
unabhängig  zu  machen,  dieselben  gewissermafsen  auf  die  ganze 
Bahn  gleichmäfsig  zu  vertheilen,  und  so  ein  am  wenigsten  mit  Unsicher- 
heit behaftetes,  der  Wahrheit  am  nächsten  kommendes  Resultat  er- 
halten zu  können.  Auch  Legend  re  fand  selbständig  dieses  Verfahren 
der  „Methode  der  kleinsten  Quadrate“,  welches  die  Astnmomen  eigent- 
lich erst  zu  Rechnern  gemacht  hat,  indem  es  einen  Genauigkeitssinn 
erweckte,  von  dem  man  bis  dahin  nicht  viel  wufste. 

Das  Grundprinzip,  die  von  irgend  einem  Weltkörper  durch 
dessen  Anziehungskraft  in  der  Bahn  eines  anderen  Körpers  ent- 
stehenden Veränderungen,  die  „Störungen“  des  letzteren,  durch  Rech- 
nung zu  ermitteln,  hatte  schon  Newton  aufgestollt.  Eine  eigentliche 
Entwicklung  der  Theorie  nahm  erst  mit  Clairaut  und  D’Alembert 
(um  1747)  ihren  Anfang.  Der  berühmte  Euler  begründete  schon  eine, 
wie  sich  viel  später  klar  gezeigt  hat,  äufserst  fruchtbringende  Methode 


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504 


der  Bestimmung'  der  Störungen,  die  Methode  der  Variation  der  Kon- 
stanten. Ihre  Prinzipien  ■wurden  namentlich  von  Lagrange  auf  unser 
Planetensystem  angewendet  und  als  Frucht  derselben  gingen  die  ersten 
besseren,  auf  streng  mathematische  Betrachtung  gegründeten  Tafeln  der 
Bewegung  der  Hauptplaneten  hervor.  Ganz  gewichtige,  grundlegende 
Fortschritte  schuf  Laplace  in  seiner  unsterblichen  .,Mecanique  celeste“ 
(1799—1826). 

Diese  Fortschritte  der  Theorie  fanden  nun  in  der  eigentlichen 
Rechenkunst  sofort  den  fruchtbarsten  Boden.  Halley  zeigte  in  einer 
1716  erschienenen  Abhandlung  über  den  nach  ihm  benannten  Kometen, 
dafs  dieser  Komet  ein  und  derselbe  sei,  der  1682,  1607  und  1631 
gesehen  worden  war;  es  handelte  sich  darum,  zu  berechnen,  um  ■wie 
viel  Tage  durch  die  störende  Wirkung  der  Planeten  sich  die  um  1758 
zu  erwartende  Wiederkehr  des  Kometen  ändern  würde.  Ciairaut 
leistete  diese  damals  ohne  Beispiel  da.stehende  grofse  Rechnungsarbeit; 
er  fand  etwa  518  Tage  Verspätung  durch  die  Störungen  des  Jupiter, 
100  Tage  durch  jene  des  Saturn  und  kündigte  an,  dafs  der  Komet 
gegen  April  1759  hin  erscheinen  könnte:  in  der  That  fand  ilin  im 
Dezember  1758  ein  Liebhaber  der  Sternkunde,  der  Bauer  Palitzsch 
in  Prohlis  bei  Dresden.  Abgesehen  von  jener  vielgepriesenen  rech- 
nerischen Holdenthat  nahm  aber  erst  mit  der  Arbeit  Bes  sei  s über 
den  Kometen  von  1807  die  Art  und  Weise  der  Kometenbahiibearbeitung 
ihre  strenge  und  für  die  spätere  Zeit  mustergiltige  Form  an.  Er  be- 
rechnete dort  — zum  ersten  Mal  für  einen  Kometen  — spezielle 
Störungen  (d.  h.  die  Störungen  während  der  Erscheinungsdauer),  er- 
mittelte mit  Rücksicht  auf  dieselben  und  unter  Zuziehung  sämtlicher 
Beobachtungen  die  ■wahre  Bahn,  und  behandelte  die  letzteren  sorgfältig 
nach  der  Methode  der  kleinsten  Quadrate.  Bald  folgte  dieser  LTnter- 
suchung  eine  ebenso  treffliche  rechnerische  Arbeit:  jene  von  Ar- 
gelander  über  den  grofsen  Kometen  des  Jahres  1811.  Ende  No- 
vember 1818  entdeckte  Pons  einen  Kometen,  der  alsbald  als  ein 
periodischer,  nach  jo  3Vio  Jahren  zurückkehrender  erkannt  wurde. 
Encke  wandte  diesem  Gestirne  sein  ganzes  Interesse  zu;  er  verfolgte 
bis  ans  Ende  seines  I^ebens  den  Kometen  durch  Rechnung  und  stellte 
in  sieben,  der  Berliner  Akademie  vorgelegten  Abhandlungen  (1829  bis 
1854)  die  merkwürdige  Thatsache  fest,  dafs  der  Enckesche  Komet 
(so  wurde  dieser  späterhin  allgemein  genannt)  in  seiner  Umlaufszeit 
eine  allmähliche  Verkürzung  erfahre,  also  sich  dessen  tägliche  Bewegung 
beschleunige.  Encke  führte  deshalb  zur  Berücksichtigung  dieser 
Veränderung  in  seine  Rechnungen  von  etwa  1829  ab  die  von  Olbers 


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505 


geäufsorto  Hypothese  eines  „widerstehenden  Mittels“  ein. ')  Es  gelang 
ihm,  damit  die  dreizehn  Wiederkünfte  des  Kometen  zwischen  1819 — 58 
befriedigend  mit  einander  zu  verbinden.  Asten  und  Backlund  haben 
in  neuerer  Zeit  diese  Arbeiten  über  den  Kometen  für  die  weiteren 
Rückkünfte  seit  1868  fortgesetzt  und  sind  zum  Theil  auch  auf  Revi- 
sionen der  Enck eschen  Rechnungen  zurückgegangen.  Die  Resultate, 
die  sie  gefunden,  sind  sehr  merkwürdige;  nach  denselben  würde  es 
scheinen,  dafs  der  Komet  eigonthümliche  Störungen  in  seiner  Bewegung 
(so  z.  B.  eine  sonderbare,  plötzliche  im  Jahre  1868)  erleide,  deren 
Grund  weniger  in  einem  widerstehenden  Mittel,  sondern  eher  in  Vor- 
gängen und  Veränderungen  im  Innern  des  Kometen  zu  suchen  sein 
kann.  Die  Akten  über  den  Enckeschen  Kometen  sind  jedenfalls  noch 
lange  nicht  geschlossen,  umsoweniger,  als  zwei  sehr  gediegene  Ar- 
beiten über  die  periodischen  Kometen  Faye  und  Winnecke,  bei 
denen  früher  ebenfalls  eine  Verkürzung  der  Umlaufszeit  vermuthet 
worden  ist,  keinen  Schlufs  unterstützen,  der  auf  das  widerstehende 
Medium  führen  würde.  Wenige  Kometen  haben  bisher  eine  so  grofse, 
beharrliche  Rechnungsthätigkeit  für  sich  in  Anspruch  genommen,  wie 
der  Enckesche.  Selbst  Encke,  der  Ausdauernde,  fand  die  Rech- 
nungen nachgerade  „immer  lästiger“.  Die  Beschäftigung  mit  dem 
Kometen  durch  Encke  führte  aber  auch  indirekt  zu  neuen  Fort- 
schritten der  Rechenkunst:  zur  weiteren  Ausbildung  der  Berechnung 
der  speziellen  Störungen  und  zur  Vereinfachung  der  sonstigen 
Rechnungsvorschriften.  Der  Komet  hat  nicht  wenig  dazu  beigetragon, 
dafs  Encke  jener  Meister  der  Rechenkunst  geworden  ist,  als  welchen 
wir  ihn  bewundern. 

Die  Voraussicht,  dafs  den  zu  Anfang  unsers  Jahrhunderts  ent- 
deckten 4 Asteroiden  wohl  bald  weitere  folgen  würden  und  dafs 
namentlich  aus  diesen  Himmelskörpern  der  Astronomie  bedeutende 
Rechnungsarbeiten  erwachsen  müfsten,  hatte  Gaufs  schon  zu  dem 
geflügelten  Worte  veranlafst,  ein  neuer  Berechner  sei  mehr  werth  als 
zwei  neue  Sternwarten.  Die  sich  seit  der  Entdeckung  der  „Asträa“ 

’)  Diese  Hypothese  wird  von  Encke  so  gefafst:  die  Dichte  des  Mittels 
(des  hypothetischen  den  Weltraum  erfüllenden  feinen  Stoffes)  verhält  sich  um- 
gekehrt dem  Quadrate  der  Entfernung  von  der  Sonne,  und  der  durch  das 
Mittel  ausgeUbte  Widerstand  ist  direkt  proportional  dem  Quadrate  der  Be- 
wegungageschwindigkeit  des  Kometen;  die  dann  stattfindonde  Tangentialkraft 
vermindert  die  grofse  Axe  der  Kometenbahn  und  hiermit  die  Umlaufszeit. 
Encke  verwahrt  sich  ausdrücklich  dagegen  ('2.  Abhdlg.  1331),  dafs  die  ein- 
geführte  Hypothese  die  einzige  richtige  Erklärung  leisten  könne,  ihm  genügt, 
dafs  sich  die  Verkürzung  durch  jene  Hypothese  hinreichend  darstellon  und 
berücksichtigen  läfst. 


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506 


durch  Hencke  (1845)  über  die  Schreibtische  der  Astronomen  in 
wachsender  Fülle  ergiefsende  Heerschaar  von  Planetoiden  liefs  erkennen, 
dafs  an  dem  vielleicht  etwas  scharfen  Worte  Gauls’  auch  einige 
Wahrheit  sei.  Für  die  8 grolsen  Planeten  hatte  man  lange  Reihen 
von  Oppositionen  gehabt,  aus  ilencn  man  L'mlaufszeit  und  Babnaxe 
gewannen  und  damit  zu  einem  Fundamente  gelangen  konnte,  mit  Hülfe 
dessen  sich  die  übrigen  Bahnelemente  aus  den  Beobachtungen  leichter 
finden  liefsen.  Die  anzubringenden  Störungen  waren  nicht  grols,  so 
dafs  man  von  den  durch  sie  bewirkten  Veränderungen  der  Elemente 
auf  Jahre  hinaus  Abstand  nehmen  konnte.  Die  ganze  Bewegung  der 
Planeten  konnte  in  Tafeln  gebracht  und  daraus  im  Bedarfsfälle  entlehnt 
w'enlen.  Bei  den  Asteroiden  gestaltete  sich  aber  die  Sache  ganz  anders. 
Die  Elemente  der  Bahnen  zeigten  sich  bei  jeder  Wiederkunft  (Opposition) 
der  Planeten  als  andere.  Die  auftretenden  beträchtlichen  Neigungs- 
winkel und  Excentricitäten  der  Asteroidenbahnen  machten  eine  Be- 
handlung, wie  man  sie  ehemals  angewendet  hatte,  unthunlich.  Es 
ilauerte  einige  Zeit,  ehe  man  hier  den  richtigen  Weg  fand.  Endlich 
kam  man  auf  das  einzig  zweckdienliche  Verfahren:  Neben  den  Bahn- 
elementen sofort  auch  die  durch  die  andern  Planeten  (namentlich  Jupiter 
und  Saturn)  hervorgebrachten  Störungen  zu  ermitteln^)  und  zwar  bis 
zum  Zeitpunkte  der  nächsten  Opposition,  dann  für  diese  Zeit  geltende 
Elemente  abzuleiten  und  schliefslich  für  die  Dauer  der  voraussichtlichen 
Sichtbarkeit  dieser  kleinen  Gestirne  Ephemeriden  zu  berechnen,  mittelst 
welcher  die  Asteroiden  aufgosucht  und  weiter  beobachtet  werden  konnten. 
Da  die  Asteroiden  immer  bald  wietier  zurückkehren  (die  Umlaufszeit 
der  meisten  beträgt  nur  einige  Jahre)  und  für  joden  dieser  kleinen 
Körper  durch  Vorausrechnung  vorgesorgt  sein  soll,  sowohl  wegen  der 
Störungen,  die  er  erfahren  hat,  als  auch  wegen  der  Verbesserung  der 
Bahneiementonbestimmung,  die  mit  Rücksicht  auf  die  letzte  Beobachtung 
des  Planeten  zu  machen  ist,  so  wird  auch  dem  Laien  wohl  die  Menge 
der  Arbeit  klarer  werden,  welche  die  Asteroiden  ohne  Unterbrechimg 
verursachen.  Ein  Blick  auf  die  fortschreitende  Entdeckungszahl  der 
Asteroiden  illustrirt  dies  am  besten.  Es  waren  bekannt: 
bis  Anfang  1850  10  Asteroiden, 

„ „ 1860  57 

„ „ 1870  109 

, „ 1880  211 

, , 1890  287 

’)  Es  ist  merkwürdig,  wie  lange  man  diese  Nothwendigkeit  übersah. 
Selbst  Oaufs  blieb  bei  der  , Pallas"  durch  9 Jahre  (6  Oppositionen)  bei  rein 


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507 

Die  Asteroidenberechnungen  zogen  deshalb  bald  mehr  und  mehr 
rechnerische  Kräfte  an  sich.  Um  1862  beschäftigten  sich  schon  etwa 
30  Astronomen  zumeist  mit  Störungsreohnungen  der  Asteroiden.  Das 
Haupt  der  deutschen  astronomischen  Schule,  Encke,  hielt  mit  Recht 
viel  auf  die  rechnerische  Gewandtheit,  die  man  sich  bei  der  gründ- 
lichen Bearbeitung  der  Bahnen  der  Asteroiden  erwerben  kann.  Er 
sagt;  „Ich  für  meine  Person  bin  überzeugt,  dafs  diese  Arbeit  neben 
den  festen  an  die  Zeit  gebundenen  Beobachtungen  einen  günstigen 
Einflufs  auf  den  Astronomen  hat  und  ihn  mit  einem  Theile  der  Astro- 
nomie in  genauerer  Verbindung  erhält,  von  dem  man  ganz  vorzüglich 
erwarten  mufs,  dafs  gröfsere  Fortschritte  der  Wissenschaft  ausgehen 
werden.“ 

Ganz  wesentliche  Fortschritte  machten  die  Methoden,  spezielle 
Störungen  zu  berechnen,  durch  die  Bemühungen  von  Hansen.  Der 
letztere  war  es  auch,  durch  den  die  schwierige  Frage  über  die  Be- 
wegung des  Mondes  ihrer  Lösung  ganz  erheblich  näher  gebracht 
wurde.  Tafeln,  aus  denen  für  jode  gegebene  Zeit  der  Ort  des  Mondes, 
seine  Bewegung  etc,  berechnet  werden  können,  hatten  schon  Mayer, 
Bürg  und  Burkhardt  in  hinreichender  Brauchbarkeit  konstruirt. 
Plana  und  Delaunay  versuchten  sich  an  der  Theorie,  aber  erst 
Hansens  Genie  und  Beharrlichkeit  in  der  Bewältigung  analytischer 
und  numerischer  Entwicklungen  gelang  die  strenge  Lösung  des 
überaus  komplizirten  Problems.  Seine  Mondtafeln  (1857),  obwohl  in 
gewissen  Punkten  noch  weiterer  Verbesserungen  harrend,  bleiben  für 
lange  Zeit  das  Fundament  für  alle  mit  der  Mondbeweguug  zusammen- 
hängenden Aufgaben. 

Die  Erwähnung  der  mathematisch -numerischen  Untersuchungen 
Hansens  als  eines  besonderen  Zweiges  der  astronomischen  Rechen- 
kunst führt  uns  von  selbst  noch  zu  den  ähnlichen  Arbeiten  Levorriers 
über  die  Bewegungstheorie  der  grofsen  Planeten.  Die  grofse  Bedeutung 
Leverriers  ruht  weniger  in  der  rechnerischen  Entdeckung  des  Neptun, 
als  vielmehr  in  der  von  ihm  in  der  umfassendsten,  scharfsinnigsten 
Weise  ausgeführten  analytisch-numerischen  Untersuchung  des  ganzen, 
aus  den  Einwirkungen  der  Planeten  aufeinander  herv'orgehenden 
komplizirten  Organismus  von  Störungsgliedern  und  anderweitigen  Be- 
ziehungen. Man  könnte  beinahe  sagen,  diese  endgültige  Durcharbeitung 
der  Planetentheorie  sei  ihm  allein  die  Hauptsache  gewesen,  da  er  uns 

elliptischen  Elementen  stehen,  bevor  er  dieselben  zur  Ermittlung  von  Stiirungon 
verwendete. 

*)  Berliner  aslr.  Jahrb.  1804. 


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die  eigentliche  Frucht  seiner  Arbeiten,  die  Tafeln  von  Merkur,  Venus, 
Mars,  Jupiter,  Saturn  und  der  Sonne  in  weniger  vollendeter  Form, 
wenigstens  betreffs  einiger  dieser  Planeten,  hinterlassen  hat.  Die 
rechnerische  Entdeckung  des  Neptun  ist  gleichwohl  als  eine  grofse 
Thal  aufzufuhren,  denn  sein  Werk  (1849)  vereinigt  zielbewursten 
Gedankengang  mit  subtilster  Genauigkeit  der  Rechnung.  — Mit 
Leve Triers  Arbeiten,  an  welche  noch  Newcombs  vorzügliche  Unter- 
suchungen über  die  Bewegung  des  Uranus  und  Neptun  und  den  Mond 
anzureihen  sind,  hätten  wir  die  Hauptzüge  der  Entwicklung  der  astro- 
nomischen Rechenkunst  geschildert  und  wenden  uns  im  Schlufsartikel 
zu  einer  kurzen  Betrachtung  der  rechnerischen  Aufgaben,  welche  die 
Gegenwart  beschäftigen.  — 

*)  Neptun  wurde  bekanntlich  nach  den  aus  den  Störungen  des  Uranus  Ton 
Leverrier  abgeleiteten  Bahnelementen  in  Berlin  am  23.  September  184C  von 
Galle  aufgefunden. 


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Ueberseeische  vulkanische  Eruptionen  und  Seebeben. 

Von  AdmiralitäUrath  Kotlok  in  Berlin. 

e die  Erdrinde  des  Festlandes  von  Erschütterungen  seismischer 
Natur  und  vulkanischen  Eruptionen  heimgesucht  wird,  so  ist 
auch  der  Meeresboden  denselben  Erscheinungen  unterworfen. 
Sind  auch  die  Berichte  über  derartig  beobachtete  unterseeische  Er- 
scheinungen spärlich  und  knapp,  so  genügen  sie  doch,  die  Thatsache 
ihres  Auftretens  aufser  Zweifel  zu  stellen.  Von  vom  herein  liegt  keim 
Grund  vor,  die  Wirksamkeit  der  dem  Erdinnem  entstammenden  und  als 
Ursache  jener  Phänomene  bekannten  Kräfte  allein  auf  die  dem  Fesl- 
lande  angehürigo  Erdoberfläche  zu  beschränken,  und  den  durch  das 
Meer  bedeckten  Theil  der  Erdkruste  von  derselben  auszuschliefsen 
Einen  hinreichenden  Beweis  von  der  submarinen  vulkanischen  Thätig- 
keit  des  Erdkörpers  liefern  die  eruptiven  Gesteine  und  Tuffe,  welche 
einen  grofsen  Theil  der  Meeresablagorungen  ausmachen,  sowie  die 
in  allen  Ozeanen  theils  zu  Gruppen  vereinigten,  theils  isolirten  Inseln 
vulkanischer  Zusammensetzung.  Dafs  im  Vergleich  zu  den  leider  nur  zu 
häuGgen  Berichten  über  Erdbeben  oder  vulkanische  Ausbrüche  auf 
dem  Festlandc,  so  selten  Kunde  von  ähnlichen  Erlebnissen  auf  See 
zu  uns  dringt,  ist  erklärlich,  wenn  man  die  verschwindend  kleine 
Anzahl  der  Beobachter  auf  See  gegen  die  dichte  Festlands-Bevölkerung 
in  Betracht  zieht,  wenn  man  bedenkt,  wie  vereinzelt  die  Schifte  auf 
der  weiten  Fläche  des  Ozeans  vertheilt  sind,  so  dafs  sich  der  weit  gröfste 
Theil  derselben  der  menschlichen  Beobachtung  entzieht.  Es  kommt 
hinzu,  dafs  solche  Phänomene,  wenn  sic  erlebt,  zum  Theil  von  den 
sie  beobachtenden  Seeleuten  überhaupt  nicht  verzeichnet  wurden,  zum 
Theil,  wenn  dies  geschehen,  in  den  Journalen  vergraben  geblieben 
und  nicht  an  die  Oeffenllichkeit  gedrungen  sind,  oder  schliefslich  auch 
nicht  richflg  erkannt  und  ausgelegt  wurden.  Unzweifelhaft  stammen 


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von  solcher  falschen  Erkcnntnifs  die  vielen  Berichte  über  brandende 
Klippen  und  Untiefen  mitten  im  Ozean,  von  denen  die  Karten  noch 
voll  sind,  die  aber  nie  wieder  gesehen  worden  sind  und  dem  Seefahrer 
viele  unnüthige  Sorge  bereiten;  erst  in  neuerer  Zeit  hat  man  angefangen, 
die  Richtigkeit  solcher  Meldungen  durcli  umfafsende  Nachforschungen 
zu  prüfen  und  ist  es  dadurch  gelungen,  schon  viele  solcher  angeb- 
lichen Gefahren  aus  den  Karten  zu  tilgen. 

Die  in  den  Journalen  deutscher  Schiffe  enthaltenen  Berichte  und 
Aufzeichnungen  über  beobachtete  Seebeben  oder  vulkanische  Er- 
scheinungen auf  See  werden  seit  dem  Jahre  1877  in  den  von  dem 
hydrographischen  Amt  des  Reichs-Marine-Amts  herausgegebenen  An- 
nalen der  Hydrographie  und  Maritimen  Meteorologie  veröffentlicht. 
Mit  einem  eingehenderen  Studium  dieser  ozeanischen  Phänomene  hat  sich, 
so  weit  dies  bei  dem  mangelhaften  Material  möglich  ist,  E.  Rudolph 
beschäftigt  und  verdanken  wir  demselben  die  erste  umfassende  und 
höchst  schätzenswertho  Sammlung  einschlägiger  Berichte.  ’)  Im  Nach- 
stehenden wollen  wir  uns  darauf  beschränken,  die  Natur  und  das 
Wesen  dieser  für  die  Geophysik  ebenso  wichtigen,  wie  für  den  See- 
mann bedeutungsvollen  Naturereignisse,  die  Art  ihres  Auftretens,  ihre 
Wirkung  auf  die  ozeanische  Wassermasse,  auf  Schiffe  und  Atmosphäre 
unter  Benutzung  der  vorgenannten  Berichte  und  Veröffentlichungen 
kurz  zu  beleuchten. 

Unter  Seebeben  verstehen  wir  jene  Bewegung  des  Ozeans,  die 
erzeugt  wird  durch  Erschütterungen  des  Meeresbodens,  welche  sich 
auf  das  W’asser  fortpflanzend,  demselben  den  eigenartigen  Charakter 
des  Bebens  verleihen.  Ob  lediglich  eine  Erschütterung  des  Bodens 
die  Ursache  gewesen  oder  ob  gleichzeitig  ein  vulkanischer  Durohbruch 
stattgefunden,  wird  oft  unentschieden  bleiben  müssen,  da  sich  die 
letzteren  nicht  immer,  wie  dies  bei  grofsen  Tiefen  leicht  erklärlich, 
bis  zur  Meeresfläche  als  solche  zu  erkennen  geben.  Nach  Analogie 
des  Iläufigkeitsverhältnisses  der  Erdbeben  und  der  vulkanischen 
Eruptionen  auf  dem  Festlande  dürfen  wir  jedoch  annehmen,  dafs  in 
den  meisten  Seebeben -Fällen  nur  eine  Bewegung,  kein  Durchbruch 
des  Meeresbodens  vorliegt. 

Vulkanische  Eruptionen  des  Meeresbodens  sind,  wie  dies  schon 
angedeutet,  selten  zur  Beobachtung  gekommen,  und  wenn  dies  der 

‘)  Ueber  submarino  Erdbeben  und  Eruptionen.  Von  E.  Rudolph.  Bei- 
träge zur  Geophysik.  Abhandlungen  aus  dem  geographischen  Seminar  der 
Universität  Stratsburg.  Herauagogeben  von  Prof.  Dr.  O.  Gerland.  Stuttgart 
18S7.  E.  Schweizerbartsche  Verlagsbandlung. 


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511 

Fall  war,  meist  in  der  Nähe  des  Landes  d.  h.  in  verhältnifsmiirsig 
greringen  Wassertiefen.  Nach  den  uns  überlieferten  Schilderungen 
vollziehen  sich  dieselben  stets  in  ähnlicher  Weise:  ein  Aufwallen  des 
Wassers,  ein  Emporheben  von  Wasserstrahlen  zu  beträchtlicher  Höhe, 
Ausstofsen  von  Dampf-,  Feuer-  und  Rauchsäulen,  Emporschleudent 
von  Lava-  und  Bimssteinmassen,  begleitet  von  einem  dumpfen,  donner- 
ähnlichen Getöse  und  häufig  von  penetrantem  schwelligem  Oentch. 
Um  ein  besseres  Bild  dieser  seltenen  Erscheinung  zu  geben,  mögen 
hier  einige  kurze  Scliilderungen  folgen. 

Eine  am  24.  Februar  1877  vor  der  Einfahrt  der  Kealakekua-Bai, 
Hawaii-Insel,  an  der  Stelle,  wo  Cook  am  14.  Februar  1779  seinen  Tod 
fand,  stattgehabte  Eruption  schilderte  ein  Augenzeuge  wie  folgt 

„Als  wir  am  24.  F’ebruar  auf  der  Fahrt  von  Kau  nach  der 
Kealakekua-Bai  in  die  Nähe  der  Hafeneinfahrt  kamen,  sahen  wir 
Dampf-  unil  Rauchsäulen  aus  dem  Meer  aufsteigen,  das  so  bewegt 
war,  als  ob  eine  gröfsere  Anzahl  Walfische  dort  spielte.  Ueberall 
trieben  gröfsere  Stücke  Lava  umher.  Die  Eingeborenen  erzählten, 
dafs  die  unterseeische  Eruption  zuerst  am  24.  Februar  um  3 Uhr 
Morgens  beobachtet  sei;  sie  wollten  anfänglich  unzählige  rothe,  grüne 
und  blaue  Lichter  gesehen  haben,  die  sie  sich  vor  dem  nächsten 
Morgen  nicht  zu  erklären  vermochten.  Der  Vulkan  scheint  aus  einer 
etwa  eine  Seemeile  langen  Spalte  zu  bestehen,  da  man  so  weit  nach 
See  hinaus  Dampf  und  Lava  aufsteigen  sieht.  Die  Tiefe  des  Wassers 
beträgt  37 — 110  Meter.  Der  Vulkan  liegt  gerade  im  Track  der  vor- 
beifahrenden Dampfer  und  erstreckt  sich  in  der  Richtung  von  West- 
nordwest nach  Ostsüdost.  Nachmittags  fuhren  wir  mit  den  Hüten  nach 
der  Stelle,  wo  das  Wasser  am  stärksten  kochte  und  beständig  zahl- 
reiche grofse  Stücke  Lava  au  der  Oberfläche  erschienen  und  gegen 
die  Böte  stiefsen.  ln  einer  Minute  wurde  unser  Boot  von  nicht  weniger 
als  sechs  Stücken  Lava,  die  durchschnittlich  zwei  Kubikfufs  grofs 
waren,  getroffen,  indessen  erlitt  es  durchaus  keinen  Schaden,  da  die 
Lava  vollständig  weich  war;  beim  Erscheinen  an  der  Oberfläche  war 
sie,  wie  wir  bemerkten,  rothglühend  und  entwickelte  schweflige  Dämpfe 
und  Gase.  Ein  paar  Stücke  Lava  nahmen  wir  in  weifsglühendem 
Zustande  in  das  Boot;  dieselben  waren  im  Innern  vollständig  geschmolzen 
und  so  weich  wie  Mehlleig,  das  Wasser  war  nur  einen  Zoll  in  das 
Innere  eingedrungen.  Wir  hörten  ein  Geräusch,  wie  wenn  ein  Bach 
sich  über  F'elsen  stürzt,  das  anscheinend  aus  dem  unterseeischen 


*)  Annalen  der  Hydrographie  1877. 

Uimmel  uaU  Erde.  IStlO.  II.  11.  34 


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512 


Krater  herriihrte.  In  der  Xacht  vor  dem  Ausbruche  wurde  ein  heftig-es 
Erdbeben  gespürt,  das  jedoch  anscheinend  keinen  Schaden  angerichtet 
hat.  Die  von  dem  Vulkan  ausgeworfene  Lava  ist  porös,  bröckelig 
und  leicht,  so  dafs  sie  in  heissem  brennendem  Zustande  auf  der  Ober- 
fläche des  Wassers  treibt;  nach  Entströmung  der  schwefligen  Gase 
und  Erkaltung  sinkt  sie  jedoch,  wie  schon  erwähnt  Wahrscheinhch 
steigt  aber  nur  die  leichte  I^va  bis  an  die  Oberfläche,  während  die 
schwereren  Stücke  auf  dem  Grunde  des  hier  bis  50  Faden  tiefen 
Meeres  Zurückbleiben.  Durch  den  Ausbruch  sind  zahllose  Fische 
getötet  worden,  die  von  den  Eingeborenen  eifrigst  gesammelt  wurden. 
In  dem  Konadistrikte  von  Hawaii'  hat  man  in  den  letzten  hundert 
Jahren  keine  vulkanische  Eruption  mehr  gehabt  Der  jetzige  vul- 
kani.sche  Ausbruch  hat  bewiesen,  dafs  die  vulkanischen  Kräfte  auch 
unterhalb  des  Bodens  von  Kona  lebendig  sind.“ 

Als  zweites  typisches  Beispiel  einer  submarinen  Eruption  mag 
der  Bericht  des  Walfischfahrers  ,, Alice  Frazer“,  Kapt  C.  II.  Newell, 
dienen,  3)  welcher  sich  mit  6 anderen  Walern  am  26.  Juli  1856  in  der 
Onuimah-Strasse,  König  Georgs-  oder  St  Lazarus- Archipel  befand, 
um  dem  Schauspiel  eines  schrecklichen  -Ausbruches  beizuwohnen,  von 
dem  man  schon  mehrere  Stöfse  verspürt  und  dessen  langes  und  dumpfes 
Brüllen  man  gehört  hatte.  Nach  Verlauf  von  12  Stunden,  während 
welcher  Zeit  schwarzer  dichter  Rauch  in  verschiedener  Stärke  sich 
senkrecht  bis  zu  bedeutender  Höhe  erhoben  hatte,  trieb  ein  starker 
Wind  aus  S.  den  Hauch  aufs  -Meer  hinaus  und  verursachte  völlige 
Finsternifs.  Gleichzeitig  vernahm  man  ein  langes  und  dumpfes  Grollen 
gerade  unter  dem  Schiff,  das  sofort  seine  Erklärung  fand  durch  das  Er- 
scheinen eines  Vulkans,  welcher  sich  plötzlich  in  der  Mitte  der  klemen 
Flotte  erhob.  -Anfangs  wallte  das  Wasser  auf,  erhob  sich  umgestüm  zu 
wilden  Wogen  und  dann  sprang  es  wie  der  AA' asserstrahl  einer 
gewaltigen  Quelle  in  glänzender  AA’assersäule  sich  um  sich  selber 
drehend  zu  grofser  Höhe  empor.  Unter  Donnergebrüll,  welches  die 
Luft  mächtig  erschütterte,  sah  man  Flammen  und  Rauch,  Lava  und 
Bimsstein  aufschiefsen.  Ebenso  plötzlich,  wie  sie  angefangen,  hörte 
die  submarine  Eruption  auch  wieder  aut“ 

AA'ie  schnell  eine  solche  plötzlich  aus  dem  Meere  auftauchende, 
vulkanische,  aus  Eruplionsproilucten  sich  zusammonsetzendelnsel  wieder 
verschwinden  kann,  lehrt  der  Bericht  des  Kapitains  Lunginers  vom 

Kudolph  ,1'eber  submarine  Erdbeben  und  Eruptionen“;  aus  Bulletins 
de  rAoademie  de  Bruxelles.  IS3;'. 


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513 


Schiffe  „Lutterfeld“,  welches  auf  eine  in  65®  15'  S.  Br.  und  72®  10'  W.  Lg. 
ca.  140  Seemeilen  von  der  Magellan-Strafse  gelegene,  bisher  unbekannte 
kleine  Insel  von  ca.  30  m Höhe  früh  Morgens  beinahe  aufgelaufen  wäre. 
Der  Bericht  lautet^):  „Das  Schiff  drehte  bei  bis  der  Tag  anbrach,  worauf 
der  Kapitain  mit  einem  Boot  nach  der  neuen  Insel  fuhr,  welche  seit 
ihrer  ersten  Wahrnehmung  bereits  an  Gröfse  abgenommen  batte.  Rings 
um  die  kegelförmige  Felsma.sse  zischte  das  Wasser,  und  obwohl  kein 
Rauch  aufstieg,  so  war  dieselbe  doch  zu  heifs,  um  eine  Landung  zu 
gestatten.  Langsam  fuhr  die  Insel  fort  zu  sinken,  war  um  8h  voll- 
ständig unter  der  Meeresfläche  verschwunden  und  eine  Stunde  später 
segelte  das  Schiff  über  die  Stelle  fort,  welche  kurz  vorher  die  Insel 
eingenommen  hatte.“ 

Wenden  wir  uns  nun  den  Seebeben  zu,  so  steht  uns  darüber 
eine  gröfsere  Anzahl  von  Berichten  zur  Verfügung,  welche,  so  ver- 
schiedenartig auch  die  einzelnen  in  ihren  Schilderungen  sind,  doch  in 
ihrer  Gesamtheit  ein  klares  Bild  der  Erscheinung  zu  geben  im 
Stande  sind. 

Der  erste  Eindruck  auf  die  Besatzung  eines  von  einem  Seebeben 
getroffenen  Schiffes  wird  fast  überall  dargestellt  als  die  Empfindung 
des  Strandens  oder  Auflaufens  dos  Schiffes  auf  den  Meeresboden  oder 
des  Aufstofsens  auf  eine  Klippe. 

Die  dem  Schiffe  mitgetheilte  und  von  der  Besatzung  empfundene 
Bewegung  ist  sowohl  in  ihrer  Intensität,  wie  ihrer  Art  nach  verschieden. 
Bald  ist  es  ein  leises,  kaum  merkbares  Zittern,  bald  eine  stärkere 
Erschütterung,  die  alles  Geschirr  erklirren  macht  und  lose  Gegenstände 
an  Bord  umwirft,  bald  sind  es  Stöfse,  die  sich  auch  auf  Masten  und 
Raaen  äufsern,  das  Ruder  hin-  und  herschlagen  oder  gar  gröfsere 
Beschädigungen  hervorrufen.  Die  Stöfse,  welche  in  gröfseror  oder 
geringerer  Zahl  das  Schiff  treffen,  sind  je  nach  ihrer  Richtung  und 
Heftigkeit  von  verschiedener  Wirkung.  So  erlitt  das  dänische  Schiff 
Tjalfe  am  1.  September  1885  im  Xordatlantischen  Ozean  2 Stöfse,  von 
denen  der  erste  so  heftig  war,  dafs  man  glaubte,  das  Schiff  bräche 
zusammen;^)  auf  dem  Schiffe  Willy  wurde  der  Kapitän  durch  einen 
Seebebenstofs  am  2.  Dezember  1883  in  der  Ombay-Strafse  an  Deck 
niedergeschlagen,  während  dem  Mann  am  Ruder  das  Rad  fast  aus  der 
Hand  flog.  Nicht  selten  wird  berichtet,  dafs  das  Schiff  auf  die  Seite 
geworfen  oder  in  die  Höhe  gehoben  wird.  Die  Brigg  Limproniana 

<)  Annalen  der  Hydrographie  1878. 

*)  Annalen  der  Hydrographie  188.V 

3f 


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514 


wurde  beim  Eialaufen  in  den  Hafen  von  Truxillo,  Honduras,  am 
25.  September  1855  „durch  einen  starken  vertikalen  und  einen  von 
OSO.  nach  WNW.  fortschreitenden  horizontalen  Stofs  emporgehoben, 
und  fiel  wie  eine  Bleimasse  wieder  nieder,  so  dafs  das  Wasser  rund 
herum  aufspritzte.“ 

Während  die  meisten  Stöfse  vertikal  von  unten  nach  oben  ge- 
richtet oder  doch  horizontal  das  Schiff  nach  einer  bestimmten  Kicbtung 
in  Bewegung  setzen,  konstatirte  der  Kommandant  Sr.  Maj.  Av.  Loreley, 
Korvetten -Kapitän  von  Wietersheim  bei  dem  Erdbeben  von  Chios 
im  April  1881  im  Hafen  von  Castro  undulatorische  Bewegungen 
(Annalen  der  Hydr.  1881  S.  302).  Die  gleichen  wellenförmigen  Be- 
wegungen wurden  von  Kapitän  Stege  an  Bord  des  Schoners  Pallas 
am  18.  Juli  1880  im  Hafen  von  Manila  wahrgenommen  (Annalen  der 
Hydr.  1881  S.  261). 

Ueber  den  während  des  Seebebens  beobachteten  Zustand  der  See 
sprechen  die  Berichte  sich  auch  ziemlich  abweichend  von  einander 
aus;  während  nach  einzelnen  Sclülderungen  das  Meer  sich  zu  richtigen 
Wellenbergen  aufthürmt,  hohe  Wassersäulen  emporgeschleudert  werden, 
die  ganze  Oberfläche  des  Wassers  lebhaft  aufwallt,  als  ob  es  koche 
und  siede,  melden  die  meisten  wunderbarer  Weise,  dafs  die  See  während 
der  Erscheinung  vollkommen  ruhig  blieb.  In  einem  Falle  berichtet 
sogar  der  Dampfer  City  of  Palatka  von  einer  beruhigenden  Wirkung 
auf  den  herrschenden  Seegang;  derselbe  stand  bei  dem  am  31.  August 
1886  die  Ostküste  von  Nordamerika  erschütternden  Erdstofs  südlich 
von  Charleston  und  spürte  eine  l*/j  Minuten  dauernde  rollende  und 
zitternde  Bewegung;  der  starke  südöstliche  Seegang  hörte  plötzlich 
während  dieser  Erschütterung  auf,  die  See  war  vollkommen  ruhig  und 
erst  nach  Aufhören  des  Bebens  setzte  der  alte  Seegang  wieder  ein. 

Die  bei  einem  Seebeben  gemeldete  Temperaturerhöhung  des 
Wassers  — Kapitän  Short  berichtet,  dafs  er  bei  einem  Seebeben,  welches 
sein  Schiff  am  17.  Juli  1852  im  Atlantischen  Ozean  traf,  glaubend, 
das  Schiff  sei  auf  eine  Untiefe  aufgelaufen,  beim  Gebrauch  des  Lothes 
mit  HO  Faden  Leine  keinen  Grund  fand,  Lolh  und  Lothleine  jedoch 
beim  Einholen  heifs  waren  — ist  zweifellos  einer  submarinen  vulka- 
nischen Eruption  zuzuschreiben,  durch  welche  die  Wassermasso  er- 
wärmt wurde.  Die  Bemerkung  des  Kapitäns,  dafs  das  Meer  ringsum 
wie  siedendes  Wasser  kochte  und  in  nur  geringer  Entfernung  vom 
Schiß'  Dampf  wie  aus  einem  Schornstein  aufstieg,  bestätigt  diese  Annahme. 

In  gleicher  Weise  scheint  eine  beobachtete  Trübung  oder  Ent- 
färbung des  Wassers  auf  Eruptionsprodukte  zurückzuführen  zu  sein 


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oder  auf  die  Erschütterung  des  Meeresbodens,  welche  besonders  in 
geringen  Tiefen  leicht  eine  Trübung  des  Wassers  bis  zur  Oberfläche 
hinauf  zur  Folge  haben  kann. 

An  sonstigen  Begleitphänomenen  des  Seebebens  wird  überein- 
stimmend in  fast  allen  Berichten  ein  eigenartiges  Geräusch  oder  Getöse 
hervorgehoben,  das  bald  als  ein  Hollen,  bald  als  Rasseln  oder  Brausen, 
bald  als  Zischen,  Stöhnen  oder  Heulen  bezeichnet  wird,  bald  mit  dem 
Rollen  eines  über  Deck  fahrenden  schweren  Wagens,  bald  mit  dem 
Grollen  eines  entfernten  Donners  oder  dem  Donner  der  Kanonen  ver- 
glichen wird.  Der  Kommandant  Sr.  Maj.  Schiff  „Prinz  Adalbert“ 
Kapitän  zur  See  Mensing,  welcher  auf  der  Rhede  von  Ancon  am 
10.  Februar  1885  zwei  kurz  auf  einander  folgende,  das  Schiff  merklich 
erschütU'rndo  Stöfse  von  ca.  10  Sekunden  Dauer  verspürte,  schildert 
das  begleitende  Schallphänomen  als  „ein  Geräusch  wie  des  unter 
Wasser  abgelassenen  und  an  die  Oberfläche  entweichenden  Dampfes, 
welches  bald  in  ein  donnerähnliches  Gepolter,  ähnlich  dem  Ton  reissen- 
den Flufs-  oder  Stromeises  überging.“®)  Stets  wird  der  Schall  als 
aus  dem  Wasser  kommend  bezeichnet,  meist  schwach  und  dumpf  wie 
in  der  Feme  verhallend,  oft  zu  einer  derartig  betäubenden  Stärke 
anwachsend,  dafs  er  die  ganze  Atmosphäre  zu  erfüllen  schien  und 
Alles  übertönte. 

Besondere  atmosphärische  Störungen  scheinen  mit  dem  Seebeben 
nicht  verbunden  zu  sein.  Wenn  auch  in  einzelnen  Berichten  von  be- 
gleitendem dicken  und  trüben  Wetter,  von  schwerem  bezogenem 
Himmel  die  Rede  ist,  so  läfst  sich  doch  kein  ursächlicher  Zusammen- 
hang mit  dem  Seebeben  erkennen,  um  so  weniger,  als  dem  gegenüber 
andere  Berichte  gerade  das  vollkommen  ruhige  Verhalten  der  Atmo- 
sphäre, unveränderten  Barometer-  und  Thermometerstand  betonen. 
Ebenso  können  die  Bemerkungen  über  eine  auffallende  Unruhe  des 
Kompasses  als  Ausnahmen  betrachtet  werden  und  sind  wohl  lediglich 
der  mechanischen  Wirkung  infolge  der  Erschütterung  und  der  auf 
das  Schiff  ausgeübten  Stöfse  zuzuschreiben,  eine  Erscheinung,  die  bei 
heftigen  Bewegungen  des  Schiffes  nicht  zu  den  Seltenheiten  gehört. 

üeber  die  Zeitdauer  der  Seebeben  gehen  die  Berichte  ziemlich 
weit  auseinander;  von  den  von  Rudolph  gesammelten  Beispielen 
enthalten  106  Zeitangaben,  welche  zwischen  einem  Moment  und  30  Mi- 
nuten variiren;  relativ  am  häufigsten  sind  die  Angaben  über  eine 
Dauer  von  1 bis  5 Minuten  vertreten. 


•)  Annalen  der  Hydrographie  1875.  3.  310. 


516 


Wenn  auch  die  Zeitnotirungen  auf  grofse  Genauigkeit  keinen 
Anspruch  erheben,  so  läfst  sich  doch  aus  denselben  der  auffallende 
Schlufs  ziehen,  dafs  die  Dauer  der  Seebeben  diejenige  der  Erdbeben 
übertrifil. 

Ueber  Ausdehnung  und  Fortpflanzungsgeschwindigkeit 
der  Seebeben  sichere  Resultate  zu  erhalten,  ist  bei  dem  vorliegenden 
Beobachtungsmaterial  nicht  möglich;  zu  solchen  Bestimmungen  sind 
viele  gleichzeitige  Beobachtungen  unerläfslich,  während  selten  mehr 
als  eine  uns  zu  Gebote  stehU  Diese  Schwierigkeit  wird  sich  auch  so 
leicht  nicht  überwinden  lassen,  da  es  als  ein  besonderer  Zufall  be- 
trachtet werden  mufs,  wenn  mehrere  Schiffe  auf  See  von  demselben 
Seebeben  berührt  werden.  Soweit  sich  aus  dem  vorhandenen  Material 
Schlüsse  ziehen  lassen,  ist  die  Ausdehnung  des  Scbüttergebietes  eine 
verhältnifsmäfsig  geringe.  Rudolph  sucht  den  Grund  hierfür  in  den 
vorwiegend  vertikalen  Stöfsen,  in  denen  sich  das  Seebeben  äufserL 
„Es  liegt  in  der  Natur  der  vertikalen  Erdbeben,  bemerkt  er  hierzu, 
und  in  den  Eigenschaften  des  flüssigen  Mediums,  durch  welches  die 
Stöfse  sich  verbreiten,  begründet,  dafs  ihre  seitliche  Fortpflanzung 
gering  ist.“  Den  Beweis  der  beschränkten  Wirkungssphäre  liefert  in 
erster  Reihe  die  Brigg  Wilhelmino,  welche  am  1.  September  1886  in 
der  Mitte  des  Englischen  Kanals  von  einem  Seebeben  getroffen  wurde, 
ohne  dafs  an  den  angrenzenden  nahen  Küsten  Englands  und  Frank- 
reichs irgend  etwas  von  demselben  gespürt  wurde. 

Ein  Beispiel  von  einer  gröfseren  Ausdehnung  des  Schüttergebietos 
dagegen  gewährt  das  Seebeben  am  31.  Dezember  1881  im  Meerbusen 
von  Bengalen,  welches  nicht  nur  die  ganzen  Küsten  Vorder-  und 
Hinterindiens  erschütterte,  sondern  auch  die  Andamanen  und  Nikobaren 
erreichte,  Ceylon  und  Sumatra  berührte;  die  Schülterfläche  dehnte 
sich  von  Nord  nach  Süd  etwa  1600,  von  Ost  nach  West  1500  See- 
meilen aus. 

Mehrere  gleichzeitige  Beobachtungen  von  Schiffen  auf  See  hegen 
ferner  noch  vor  über  das  Seebeben  vom  22.  Dezember  1884  zwischen 
den  Azoren  und  Madeira;  aus  denselben  hefs  sich  eine  vorwiegend 
lineare  Fortpflanzung  von  NO.  nach  SW.  festslellen,  im  Gegensatz  zu 
der  centralen  Verbreitung  des  erwähnten  BcngaUschen  Seebebens; 
in  seinen  Wirkungen  wurde  es  wahrgenommen  zwischen  etwa  16“ 
und  3ö®  W.  Lg.  und  zwischen  31®  und  40®  N.  Br. 

Diese  beiden  Seebeben  geben  gleiclizeitig  einigen  Anhalt  für  die 
Fortpflanzungsgeschwindigkeit.  Während  dieselbe  bei  dem  Azoren- 
Madeira- Beben  zwischen  600  und  1800  m in  der  Sekunde  wechselte. 


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517 


ist  für  den  Meerbusen  von  Bengalen  eine  mittlere  Geschwindigkeit  von 
etwa  600  in  errechnet  worden.  Selbstverständlich  sind  dies  alles  nur 
ganz  genäherte  Angaben,  die  auf  Sicherheit  und  Genauigkeit  keinen 
Anspruch  machen  können. 

Es  möge  zum  Schlufs  noch  der  die  seismischen  oder  vulkanischen 
Erscheinungen  des  Meeres  häufig  begleitenden  oder  in  ihrem  Gefolge 
auftretenden  Seebeben-  oder  Stofswellen  kurze  Erwähnung  ge- 
schehen, die,  sich  durch  grofse  Wellenlänge,  Periode  und  Fort- 
pflanzungsgeschwindigkeit auszeichnend,  oft  die  enorme  Wasserfläche 
des  Ozeans  von  einer  Seite  zur  anderen  durchlaufen  und  auf  die 
Küste  stofsend  gewaltige  Verheerungen  anrichten.  Es  ist  interessant, 
dafs  schon  Thucydides  von  solchen  Wellen  und  ihren  zerstörenden 
Wirkungen  berichtet  und  ihre  Entstehung  auf  seismische  Kräfte  zurüok- 
führt.  Ausführlicher  beschreibt  bereits  Ammianus  Marcellinus  eine 
im  Jahre  365  n.  Chr.  bei  einem  Erdbeben  stattfindende  Ueberfluthung 
von  Küsten  und  Inseln,  die  Tausende  von  Menschen  und  unzählige 
Gebäude  hinwegspülte. 

Sehr  viel  genauer  sind  wir  von  vielen  in  neuerer  Zeit  aufge- 
tretenen Stofswellen  unterrichtet,  es  sei  nur  an  die  das  Erdbeben  von 
Lissabon  am  1.  November  1765,  das  griechische  Erdbeben  am  26.  De- 
zember 1860,  dasjenige  von  Ärica  am  13.  August  1868,  von  Iquique 
am  9.  Mai  1877  begleitenden  Wellen  und  schliefslich  an  die  dom  Ge- 
dächtnifs  noch  frische  Katastrophe  in  der  Sunda-Strafse  beim  Krakatao- 
Ausbruch  am  26.  und  27.  August  1883  erinnert.  Ob  in  diesen  Fällen 
gleichzeitig  eine  Erschütterung  oder  eine  Eruption  auf  dem  Meeres- 
boden stattgefunden,  wie  wohl  anzunehmen,  und  dadurch  die  Wellen 
erzeugt  worden  sind,  oder  ob  dieselben  lediglich  der  Erschütterung  der 
Festlandsküste  ihre  Entstehung  verdanken,  lassen  wir  vorläufig  dahin- 
gestellt, Bei  dem  Erdbeben  zu  Lissabon  brachen  vier  6 — 18  m hohe 
Wellen  über  die  Küsten  herein  und  zerstörten  erbarmungslos  Alles,  was 
ihnen  in  den  Weg  trat;  das  Epicentrum  des  griechischen  Erdbebens 
lag  im  Golf  von  Korinth  und  sandte  3—4  Wogen  nach  allen  Seiten 
über  die  umschliefsenden  Gestade. 

Die  Wellen  des  Erdbebens  von  Arica  überschwemmten  in  einer 
Höhe  bis  zu  17  m die  Küsten  des  Schüttergebietes  und  durchliefen 
den  Stillen  Ozean  in  ca.  20  Stunden,  sich  an  den  Küsten  Australiens, 
Neu-Seelands  und  auf  den  Südsee-Inseln  deutlich  markirend.  Ebenso 
verbreiteten  sich  die  Stofs  wellen  von  Iquique  über  den  ganzen  Ozean; 
in  Japan  wurden  Fischer  von  denselben  weggespült,  in  Neu-Seeland 
Brücken  zerstört  und  auf  den  Sandwich-Inseln  Niederlassungen  über- 


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ölS 

schwemmt.  Allem  bisher  Dagewesenen  spottet  aber  in  ihren  zer- 
störenden Wirkungen  die  Katastrophe  in  der  Sunda-Strafse,  wo  nicht 
nur  bei  der  vulkanischen  Eruption  selbst  grofse  Landstrecken  mit 
Allem,  was  darauf  war,  versanken,  sondern  auch  die  derselben  folgen- 
den Stofswellen  die  nächst  gelegenen  Küstenstriche  mit  ihren  blühen- 
den Ortschaften,  ihren  dichten  Wäldern,  ihrer  tropisch-üppigen  Vege- 
tation in  weite  Trümmerhaufen  verwandelten,  wovon  der  Schreiber 
dieser  Zeilen  kurz  nach  dem  ünglücksfall  sich  an  Ort  und  Stelle  per- 
sönlich zu  überzeugen  die  traurige  Gelegenheit  hatte. 

Die  Entstehungsursachc  dieser  Wellen  wird  theils  in  einer  Niveau- 
schwankung der  Küste  und  des  ihr  zunächst  liegenden  Meeresgrundes, 
theils  in  einer  plötzlichen  heftigen  Hebung  und  Senkung  einer  Stelle 
des  Meeresbodens  gesucht,  einige  Forscher  wollen  sie  durch  den  Ein- 
sturz gröfserer  Flächen  des  Meeresbodens  in  tiefer  gelegene  Hohl- 
räume der  Erdkruste  erklären,  während  schliefslich  noch  andere 
Forscher,  wie  v.  Hoohstetter,  v.  Sonklar  und  Geinitz  die  Wellen 
aus  einem  den  Erdboden  in  der  Nähe  der  Küste  treffenden  kräftigen 
Stofs  und  dadurch  bewirkter  Erschütterung  desselben  herleiten. 
Rudolph  steht  allen  diesen  Theorien  ablehnend  gegenüber;  nach 
seiner  Ansicht  kann  eine  Stofswelle  nur  durch  eine  submarine  vul- 
kanische Eruption  entstehen,  sind  doch  nach  den  Berichten  verhältnifs- 
mäfsig  wenige  Seebeben  wirklich  von  derartigen  Wellen  begleitet  Es 
würde  zu  weit  führen  und  liegt  aufserhalb  des  Rahmens  dieser  Zeilen, 
auf  eine  Kritik,  die  Gründe  für  und  wider  einzugehen,  die  Erscheinung 
selbst,  ihre  Natur  und  Wirkungen  bleiben  dieselben,  mögen  sie  einer 
eruptiven  Tbätigkeit  des  Meeresbodens  oder  einer  blofsen  seismischen 
Erschütterung  ihr  Dasein  verdanken. 


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Enthüllung  des  Oppolzer-Denkmals  an  der  Wiener  Universität. 

Bekanntlich  werden  in  den  Arkaden  der  Wiener  Universität  die 
Büsten  hervorragender  Gelehrter  aufgestcllt,  welche  an  derselben  ge- 
wirkt und  eine  Reihe  solcher  Büsten  ziert  bereits  die  Gänge  des 
Arkadenhofes.  Unlängst  wurde  die  Zahl  dieser  Büsten  um  ein  Doppel- 
denkmal bereichert,  welches  zweien  der  hervorragendsten  Zierden  der 
Wiener  Universität  gilt,  dem  unvergefslichen  Kliniker  Johann  von 
Oppolzer  und  seinem  Sohne,  dem  genialen  Astronomen  Theodor  von 
Oppolzer. 

Die  Enthüllung  des  Denkmals  fand  am  18.  Mai  Mittags  statt. 
Lange  vor  der  anberaumten  Stunde  hatte  sich  schon  eine  zahlreiche 
Versammlung  eingefunden.  In  den  ersten  Reihen  der  reservirten  Sitze 
befanden  sich  die  Angehörigen  der  beiden  Gelehrten,  während  der 
übrige  Theil  des  reservirten  Raumes  von  einem  distinguirten  Publikum 
gefüllt  war,  unter  welchem  man  Vertreter  des  Unterrichts-Ministeriums, 
der  Akademie  der  Wissenschaften  u.  s.  w.  und  eine  grofse  Anzahl  von 
Professoren  der  Wiener  Universität  bemerkte.  Auch  Vertreter  einiger 
studentischer  Couleurs  und  des  Vereins  zur  Pflege  kranker  Studirender 
hatten  dort  Aufstellung  genommen,  während  mehrere  hundert  Studenten 
in  gedrängten  Reihen  den  übrigen  Raum  der  Arkaden  ausfüllten. 
Um  12  Uhr  erschien  in  feierlichem  Zuge,  unter  Vorantritt  der  Pedelle 
und  der  Erstchargirten  der  studentischen  Verbindungen,  der  Rektor 
und  der  akademische  Senat,  geschmückt  mit  den  Insignien  ihrer  Würde. 
Nachdem  dieselben  sich  an  ihre  Plätze  begeben  hatten,  begann  der 
Rektor  Prof,  theol.  Dr.  Pölzl,  seine  Festrede,  von  der  wir  leider 
nur  einen  kurzen  Auszug  geben  können.  Er  leitete  dieselbe  mit  der 
Bemerkung  ein,  der  akademische  Senat  habe  beschlossen,  die  Arkaden 
mit  Monumental -Werken  auszuschmücken  und  die  Bildnisse  solcher 
Männer  aulzustellen,  welche  an  der  Alma  mater  als  berühmte  Forsch  er 
und  I^ehrer  gewirkt. 

Heute  werde  das  Denkmal  zweier  gleichgefeierter  fielehrter  enthüllt, 
der  Professoren  Dr.  Johann  und  Dr.  Theodor  Ritter  von  Oppolzer, 


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r,20 


V ater  und  Sohn.  Der  Redner  schildert  nun  eingehend  den  Lebenslauf 
Johann  von  Oppolzers,  sein  Wirken  und  seine  hervorragende 
Bedeutung  in  der  Wissenschaft,  und  geht  dann  mit  dem  Bibelverse 
Filius  sapiens  laetiflcat  patrem  zur  Skizzirung  des  Lebens  und  der 
Werke  Theodor  von  Oppolzers  über. 

Nachdem  er  zunächst  der  biographischen  Daten  Erwähnung  ge- 
thun,  hebt  er  hervor,  dafs  Oppolzer  noch  als  Student  der  Medizin, 
welche  er  auf  Wunsch  seines  Vatei's  studirte,  56  astninomische  .Ab- 
handlungen schrieb,  dafs  er  in  einem  Alter  von  28  Jahren  bereits 
korrespondirendes  Mitglied  der  Wiener  Akademie  der  Wissenschaften 
war  und  dafs  er,  um  mit  den  Worten  des  ihm  in  dieser  Akademie  ge- 
haltenen Nachrufes  zu  sprechen,  in  einem  wahren  Siegesläufe  von 
Erfolg  zu  Erfolg  schreitend,  schon  in  jungen  Jahren  seinen  Namen 
mit  ebenbürtigem  Glanze  neben  den  seines  grofsen  Vaters  zu  setzen 
wufste. 

VonOppolzers  wissenschaftlicher Thätigkeit  bespricht  der  Redner 
zunächst  sein  Lehrbuch  zur  Berechnung  der  Planeten  und  Kometen- 
bahnen, welches  bekanntlich  weitaus  als  das  hervorragendste  Werk  auf 
diesem  Gebiete  anzusehen  sei  imd  welches  durch  Pasquiers  vortreffliche 
Uebersetzung  auch  dem  französischen  Publikum  zugänglich  gemacht 
wurde,  ferner  Oppolzers  bahnbrechenpes  W’irken  für  Zwecke  der  Grad- 
messung in  Oesterreich,  dem  es  zu  verdanken  sei,  dafs  im  I^aufe  weniger 
Jahre  eine  grofse  Anzahl  von  Längen,  Breiten  und  Schwerebestinunungen 
durchgefUhrt  wurde,  und  verweilt  besonders  bei  Oppolzers  letztem 
grofsen  Werke,  seinem  Canon  der  Finsternisse,  dessen  Herausgabe  er 
nicht  mehr  erleben  sollte,  da  es  ihm  nur  mehr  vergönnt  war,  sein 
brechendes  Auge  auf  den  letzten  Korrekturbogen  seines  unsterblichen 
Werkes  zu  heften.  Beide  Gelehrte,  die  wir  heute  feiern,  konnten  von 
sich  sagen:  „Exegi  monumentum  aere  pereunius“.  Mit  diesen  Worten 
liefs  der  Rektor  die  Hülle  des  Denkmals  sinken  und  dieses  letztere,  von 
Tilgners  Meisterhand  gemeifsolt,  zeigte  der  Versammlung  die  wohl- 
getrofifenen  Gesiohtszüge  von  Johann  und  Theodor  von  Oppolzer. 

Hierauf  traf  Prof.  v.  Stoffella  vor,  um  seinerseits  als  Schwieger- 
sohn und  ehemaliger  Assistent  Johann  von  Oppolzers  und  als 
Schwager  Theodor  von  Oppolzers,  eine  Gedenkrede  zu  halten, 
•leren  markanteste  Stellen  wir  in  Folgendem  wiedergeben; 

„Johann  und  Theodor  von  Oppolzer!  Welch  heifse  Ge- 
fühle von  Dankbarkeit  und  Liebe  drängen  sich  um  die  Wette  in 
meinem  Herzen  beim  .Anblick  Eurer  von  Meisterhand  geschaffenen 
Bildnisse!  Die  höchste  Auszeichnung,  die  einem  Gelehrten  zu  Theil 


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werden  kann,  sie  ist  Eucli  heute  g-eworden,  nachdem  Euch  schon 
im  Leben  Euer  Genius  von  Triumph  zu  Triumph  getragen,  von 
Triumph  zu  Triumph  Euch  eilen  liefs. 

Indefs  nicht  die  Sucht  nach  äufseren  Ehren,  nach  Titeln  und 
Auszeichnungen  war  der  Beweggrund  Eurer  Arbeit,  Eures  Schaffens. 
Eurer  unermüdlichen  Hingebung  an  die  Wissenschaft.  Ein  Solches 
hätte  Eurer  vnrnehmeu  Natur  widerstrebt  Ihr  folgtet  vielmehr  einem 
von  heiliger  Begeisterung  getragenen,  unstillbaren  Wissensdurste, 
einem  inneren  Drange,  der  Natur  ihre  Geheimnisse  abzuringen  und  die 
höchste  Befriedigung  fandet  Ihr  darin,  wenn  Ihr  die  Schätze,  die  Ihr 
aus  dunklem  Schachte  an  das  Licht  des  Tages  gehoben,  mit  frei- 
gebiger Hand  an  Eure  Schüler  und  Mitmenschen  vertheilen  konntet 

Ihr  theilt  Euch  nun  mit  Euren  illustren  Mitbewohnern  dieser 
Ruhmeshallo  unserer  Alma  mater  in  die  Aufgabe,  Wache  zu  halten 
über  das  Palladium  der  Wissenschaft.  Ihr  Beide  habt  die  Palme 
der  Unsterblichkeit  errungen.  Solange  eine  medizinische  Wissen- 
schaft und  die  erhabene  Wissenschaft  der  Astronomie  bestehen 
werden,  so  lange  wird  der  doppelt  ruhmgekrönte  Name  des  Dios- 
kurenitaares  Johann  und  Theodor  von  Oppolzer  nicht  von  der 
Enle  schwinden.  Euer  Name  wird  fortleben  allüberall,  wo  Adel  des 
Geistes  und  des  GemUthes  zu  finden.  Derselbe  ist  vor  Vergessen- 
heitbewahrt, denn,  wie  der  Dichter  sagt,  nur  das  Gemeine  geht 
klanglos  zum  Orkus  hinab.“ 

-Nach  dieser  Rede,  welche  auf  die  Anwesenden  einen  tiefen 
Eindruck  hervorbrachte,  stimmte  der  akademische  Gesangxerein  einen 
feierlichen  Chor  an,  der  mächtig  durch  die  weiten  Räume  der 
Arkaden  tönte. 

Mit  der  Niederlegung  eines  Kranzes  mit  der  Inschrift:  „Seinen 
unsterblichen  Gründern,  der  Verein  zur  Pflege  kranker  Studierender", 
durch  die  Vertreter  dieses  Vereins  schlofs  um  1 Uhr  die  erhebende  Feier. 

Wien.  Dr.  R.  Schram. 

Gustav  Adolph  Hirn. 

Am  14.  Januar  dieses  Jahres  starb  im  Aller  von  74 '/o  Jahren 
zu  Colmar  i.  E.  G.  A.  Hirn,  von  Hause  aus  als  Ingenieur  und  Leiter 
einer  ausgedehnten  Baumwollspinnerei  und  Weberei  ein  Mann  der 
Praxis,  den  jedoch  die  Bedürfnisse  der  Vervollkommnung  industrieller 
Einrichtungen  frühzeitig  zum  wissenschaftlichen  Studium  wichtiger 
Fragen  auf  den  Gebieten  der  Mechanik  und  Wärmelehre  führten,  von 


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523 


denen  er  später  den  Weg  bis  zu  den  höchsten  und  umfassendsten 
Spekulationen  über  die  Konstitution  des  Kosmos  fand.  Hirn  war  ein 
völliger  Autodidakt  von  frischester  Originalität  des  Denkens  und  wei- 
tester Universalität  der  Interessen.  Neben  einem  klaren  und  energi- 
schen Sinn  für  die  Praxis,  die  er  durch  seine  theoretischen  Forschun- 
gen erhellte  und  wesentlich  förderte,  verband  er  mit  seiner  exakten, 
wissenschaftlichen  Denkschärfe  auch  einen  durchaus  weitsichtigen, 
philosophischen  Blick,  der  leider  infolge  einer  durch  die  naturphilo- 
sophische Schelling-Hegelsche  Schule  verschuldeten  und  bis  auf  den 
heutigen  Tag  noch  nicht  ganz  überwundenen  Abneigung  gegen  philo- 
sophische Spekulationen  noch  immer  gar  vielen  exakten  Naturforschern 
gänzlich  abgeht.  Ohne  je  eine  Universität  besucht  zu  haben,  war 


G.  A.  Hirn. 


Hirn  imstande,  die  schwierigsten  Fragen  der  analytischen  Mechanik 
und  der  Wärmelehre  mathematisch  zu  behandeln.  Sein  Name  wird 
an  der  Seile  der  J.  K.  Mayer,  Clausius  und  Joule  allezeit  mit  Be- 
wunderung in  der  Geschichte  der  für  die  Gegenwart  so  bedeutsam 
gewordenen  mechanischen  Wärmetheorie  genannt  werden,  denn  wir 
verdanken  ihm  die  beste  und  genaueste  Bestimmung  des  mechani- 
schen Wärmeäquivalents.  Durch  mannigfach  variirte  und  sehr  ver- 
schiedenartige Experimentaluntersuchungen  ermittelte  er  ebensowohl 
die  Wärmemenge,  welche  durch  die  Umwandlung  einer  Arbeitsein- 
heit in  Wärmebewegung  erzeugt  wird,  wie  er  auch  umgekehrt 
den  Wärmeverlust  des  Wasserdampfes  in  einer  Dampfmaschine  fae- 


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524 


rechnete,  der  einer  bestimmten  vc^n  ihm  ^thanen  Arbeitsleistung  ent- 
spricht. Die  in  Rücksicht  auf  die  grofsen  Schwierigkeiten  solcher 
Btrstiramungen  völlig  befriedigende  Uebereinstimmung  der  auf  so  ent- 
gegengesetzten Wegen  gewonnenen  Zahlen  für  den  Arbeitswerth  der 
Wärmeeinheit  (425  und  412  Kilogramm -Meter)  lieferte  den  eiperi- 
mentellen  Nachweis  der  vollständigen  Aequivalenz  der  beiden  Energie- 
formen, die  wir  als  Massenbewegung  und  als  Wärme  wahmehmen. 
M'eitere  ausge<iehnte  Untersuchungsreiben  Hirns  bezogfen  sich  auf 
die  Ausdehnung  der  Flüssigkeiten  durch  die  Wärme  und  endlich  auf 
die  sogenannte  spezilische  Wärme  von  Flüssigkeiten  und  Gasen,  d.  h. 
auf  die  Bestimmung  deijenigen  Wärmemengen,  welche  nöthig  sind, 
um  die  Temperatur  der  Volumeneinheit  eines  Stoffes  um  einen  Grad 
zu  erhöhen.  Alle  diese  wichtigen  Versuche  erforderten  nicht  blofs  au 
sich  bei  der  Anordnung  und  .Vusführung  den  gröfsten  Scharfsinn, 
sondern  mufsten  auch  gleichzeitig  von  theoretischen  Erwägungen 
schwierigster  Art  begleitet  werden.  Hirn  löste  aber  diese  Probleme 
durchweg  mit  solchem  Glücke,  dafs  seine  Resultate  völlig  unübertroffen 
dastehen.  In  der  „Theorie  analytique  de  la  chaleur“  sind  die  Ergeb- 
nisse dieser  denkwürdigen  Forschungen  niedergelegt  — 

Seine  kosmologischen  Studien  begann  Hirn  mit  der  „Analyse 
ölemenlaire  de  l'Univers“  und  durch  die  1872  heraiisgegebene  Schrif:: 
„la;  Monde  de  Salume,  ses  conditions  d’existence  et  de  duree“  ward 
er  bald  in  der  astronomischen  Welt  aufs  Vortheilhafteste  bekannt. 
Hier  wies  nämlich  Hirn  mit  zwingenden  Argumenten  nach,  dafs  die 
Salumringe  weder  feste,  noch  auch  flüssige  Ringe  sein  können,  son- 
dern aus  einer  grofsen  Menge  getrennter  kleiner  Körperchen  zu- 
sammengesetzt sein  müssen.  Schon  längere  Zeit  vor  Hirn  hatte  zwar 
Maxwell  dieselbe  Theorie  der  Constitution  der  Satumringe  aufgestellt, 
die  bekanntlich ')  neuerdings  durch  die  Beobachtung  auch  glänzend 
bestätigt  worden,  aber  Hirn  hat  dieselbe  unabhängig  gefunden  und 
durch  neue  Beweisgründe  vertieft.  — Im  Jahre  1884  bestimmte  Hirn 
dann  die  Temperatur  derjenigen  Schichten  des  Sonnenkörpers,  aus 
denen  die  Protuberanzen  hervorbrechen,  auf  mindestens  2 Millionen 
Grad  Celsius  vermittelst  einer  höchst  geistvollen,  allerdings  auch  schon 
vor  ihm  von  Zöllner  angewandten  Methode.*)  Die  Höhe,  bis  zu 
welcher  die  Wasserstoffmassen  emporgeschleudert  werden,  und  die  Ge- 
schwindigkeit dieses  Wurfes  gestatten  nämlich  auf  Grund  der  Lehren 
der  mechanischen  Wärraetheorie  einen  derartigen  Rückschlufs  ohne 

')  Vgl.  Himmel  und  Erde.  I.  ,S.  .'19!). 

Vgl.  L'A-'«tronomie,  t.  III.,  i>.  334. 


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irgend  welche  direkte  Bestimmung  der  Sonnenstrahlung,  und  Hirn 
war  sicherlich  die  geeignetste  Persönlichkeit,  jene  physikalischen 
Lehren,  die  er  selbst  mit  hatte  aufbuuen  helfen,  auf  ein  kosmisches 
Problem  mit  Erfolg  anzuwenden.  — Während  der  letzten  Lebensjahre  be- 
schäftigten allgemeinere  Studien,  zum  Theil  philosophischer  Art,  den  leb- 
haften Geist  des  noch  jugendfrischen  Greises.  In  dem  jüngst  erschienenen, 
hochbedeutsamen  Werke:  „Constitution  de  l'Espace  celeste“^)  legte  er 
ein  Resume  derjenigen  Gedanken  nieder,  die  ihn  zuletzt  beschäftigten. 
Unter  Anderem  unterzieht  er  darin  die  bisher  üblichen  Anschauungen 
über  den  die  Beziehungen  der  Weltkbrper  unter  einander  vermitteln- 
den Aethcr  einer  genauen  Kritik,  deren  Entscheidung  dahin  ausfiillt, 
dafs  derselbe  ein  materieller  Stoff,  etwa  ein  im  höchsten  Verdünnungs- 
grade befindliches  Gas,  nicht  sein  könne,  denn  sowohl  die  Annahme 
der  Ruhe,  als  auch  die  einer  um  die  Sonne  als  Mittelpunkt  sich  voll- 
ziehenden Drehbewegung  führe  zu  Konsequenzen,  welche  der  Erfah- 
rung widersprechen.  Hirn  kommt  dadurch  zu  der  Ansicht,  dafs  dem 
Aether  die  allgemeineu  Eigenschaften  der  Materie  nicht  zukommen, 
dafs  er  also  eine  ganz  eigenartige  Subshinz,  ein  „dynamisches  Ele- 
ment"*,  darstelle,  das  unseren  gewöhnlichen  ph3'sikalisohcn  Unter- 
suchungsmethoden nicht  zugänglich  ist  — 

In  philosophischer  Hinsicht  war  Hirn  enschiedener  Spiritualist, 
und  er  vertrat  diesen  Standpunkt  unbeirrt  und  unerschrocken  dem 
gegenwärtig  unter  exakten  Forschern  so  weit  verbreiteten  Materialismus 
gegenüber,  ln  diesem  Sinne  schrieb  er  über  „La  Vie  future  et  la 
Science  moderne“,  sowie  seine  „Refutation  scientiDque  du  matcriahsme“ 
Ein  persönlicher  Schöpfer,  sowie  auch  die  Unsterblichkeit  der  Seele 
waren  für  Hirn  Annahmen,  welche  das  menschliche  Denken  nicht 
entbehren  köime.  — 

An  äufseren  Ehrenbezeugungen  fehlte  es  Hirn  nicht,  obwohl 
ihm  eine  fast  übertriebene  Bescheidenheit  eigen  war.  1865  wurde  er 
auf  Leverriers  Vorschlag  zum  Ritter  der  Ehrenlegion  ernannt,  das 
Institut  de  France  machte  ihn  ebenso,  wie  viele  andere  gelehrte  Aka- 
demien, zum  korrespondirenden  Mitgliede;  die  Berliner  ph.vsikalische 
Gesellschaft  krönte  seine  ersten  Arbeiten  mit  Prei.sen,  und  die  Akademie 
in  Bologna  ernannte  ihn  zum  Ehrendoktor,  während  ihm  der  Kaiser 
von  Brasilien  das  Grofskreuz  des  Rosenordens  übersandte.  Wohl  freuten 
ihn  diese  Anerkennungen,  aber  sein  Geist  flog  zu  hoch,  als  dafs  er 

’)  Eine  eingehendere  Be.sprcchung  wii-d  dieses  Werk  im  bil)liograi>hischcn 
Theil  eines  unserer  nächsten  Hefte  erfahren. 


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a.ich  ihaeo  ges^rto'.  bin«;  deim  Hirn  war  nicht  blofs  ein  genialer 
•ieiehrter.  «ondem  rnglexh  ein  e-ller  Mensch  und  ein  lauterer, 
fe.bstloser  Cnänkter.  Dr.  F.  Koerber. 

Astronomische  Thätigkeit  zweier  Privatstemwarten. 

Ein  kürzlich  erschienener  Sternwanenjahresbencht')  giebt  uns 
Oelegenheit,  der  mehr  als  3Öjährigen  fruchtbaren  Mitwirkung  eines 
Liebhabers  der  Astronomie  anf  dem  Oebiete  der  Beobachtungen  zu 
.'edenken.  Es  ist  dies  Herr  John  Tebbutt,  welcher  nahe  der  Sudt 
Windsor  m Neu -Süd -Wales,  auf  einer  Halbinsel  ein  Observatorium 
errichtet  ha».  Mr.  Tebbutt  fing  in  den  sechziger  Jahren  an,  mit  gimz 
bescheidenen  Mitteln,  nämiich  einem  Sextanten,  einer  Uhr  und  einem 
kleinen  Femrolir,  beobachtende  Astronomie  zu  treiben;  Zweck  war 
die  .Selbstbelehrung  und  die  Bekanntmachung  neuester  astronomischer 
Fortechrine  in  den  australischen  Tagesblattem.  Allmählich  vergrösserte 
er  seinen  Instrumentenpark  und  errichtete  1863  ein  kleines  Observa- 
torium. 1664  besafs  er  nur  einen  2-zölIigen  Refraktor  und  seit  1872 
ein  Cooksches  Fernrohr  von  4‘  j Z<3ll  Objectivöflhung.  Trotz  dieser 
geringen  optischen  Mittel  entfaltete  Tebbutt  eine  überaus  reiche 
Thätigkeit.  Die  Kometen  bilden  das  Hauptobjekt  derselben.  Mit  sei- 
nem 4>j-Zöller  lieferte  er  sehr  brauchbare  Beobachtungsreihen  der 
meisten  jener  Kometen,  die  seit  1862  am  Südbimmel  erschienen  sind. 
Den  Enckeschen  Kometen  fand  er  bei  dessen  Rückkehr  1865  und 
1878  auf,  desgleichen  den  Brorsenscben  Kometen  1879;  den  dritten 
Kometen  von  1^81  entdeckte  er  selbstständig,  den  Julikomeleii  1881 
unabhängig  von  Schaeberle,  und  den  September-Kometen  von  1882 
beobachtete  er  als  einer  der  ersten.  Erst  seit  den  letzten  5 Jahren 
ist  er  im  Besitz  eines  gröfseren  Instrumentes,  eines  8-Zöllers 
von  Grubb;  im  Jahre  1&79  hat  er  an  Stelle  des  früheren  proviso- 
rischen Observatoriums  einen  festen  Bau  errichtet  Sehr  zahlreiche 
Beobachtungen  hat  Mr.  Tebbutt  ferner  namentlich  über Stembedeckun- 
gen  und  Jupitersatellitenverfinsterungen  geliefert;  um  mehrere  süd- 
liche Veränderliche,  besonders  den  Stern  r,  Argus  (den  er  seit  1854 
beobachtet)  und  R Coronae,  hat  er  sich  bleibende  Verdienste  er- 
worben. Für  die  Bahnen  südlicher  Kometen  ist  Mr.  Tebbutt  auch 
rechnerisch  thätig  gewesen;  seit  1^62  macht  er  tägliche  meteorolo- 
gische Beobachtungen;  hierzu  kommt  aufserdem  seine  reichhaltige 

9 Report  of  Mr.  Tebbutts  Observatory.  for  the  year  I8S9.  Sydney  1890. 


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527 


populärwissenschaftliche  Thätigkeit  für  die  Zeitungen  der  Kolonie;  seit 
1854  hat  er  dem  Empire,  Daily  Telegraph,  den  Evening  News  und 
besonders  dem  Herald,  dessen  astronomischer  Korrespondent  er  bis 
in  die  neueste  Zeit  ist,  mehr  als  300  Berichte,  Artikel  u.  dgl.  zuge- 
wiesen. Er  weckte  durch  diese  Art  Thätigkeit  ein  lebhafteres  Inter- 
esse der  Kolonisten  für  die  Himmelsforschung  und  erhoffte  durch  sie 
die  Ausführung  seines  Planes,  nach  dem  Vorbilde  der  nordamerika- 
nischen Kometenentdecker  auch  in  Australien  einen  Verband  frei- 
williger Mitarbeiter  zur  systematischen  Nachsuchung  nach  Kometen 
des  Südhimmels  bilden  zu  können;  indessen  hat  er  hierin  bis  jetzt 
keinen  Erfolg  gehabt.  Mr.  Tebbutt  hat  keinen  Assistenten  imd 
besorgt  seine  Sternwarte  selbst;  er  findet  an  seinem  Wohnsitze  keiner- 
lei brauchbare  Hülfskräfte  hierfür.  Er  macht  nicht  nur  seine  zahl- 
reichen Beobachtungen  an  2 Refractoren  und  die  wöchentlich  mehr- 
maligen Zeitbestimmungen  am  3-zölligen  Durchganginstrumente,  son- 
dern reduzirt  auch  alle  diese  und  die  meteorologischen  Observirungen, 
und  findet  aufserdem  noch  die  Zeit  zu  publizistischen  Mittheilungen 
und  zur  Herausgabe  regelmäfsiger  Jahresberichte  seines  Observato- 
riums. So  unermüdlich  ist  ein  Mann  thstig,  der  weder  durch  Oehalt 
noch  durch  Stellung  zu  solchen  Leistungen  irgendwie  verpflichtet  ist 
— Eine  würdige  Parallele  zu  dieser  Thätigkeit  bietet  in  Deutschland 
Baron  Engelhardt  in  Dresden.  Baron  Engelhardt,  ein  Russe  von 
Geburt,  errichtete  1877  in  der  Leubnitzstrafse  zu  Dresden  ein  Obser- 
vatorium und  verlegte  dasselbe  1879  in  einen  sehr  eleganten  Villen- 
anbau in  der  Liebigstrafse.  Er  besitzt  daselbst  einen  vorzüglichen 
12-zölügen  Refraktor  von  Grubb,  in  einem  Drehthurm  aufgestellt, 
ein  Cooksches  Passageinstrument  von  1"9  Oeflhung  und  ein  ge- 
brochenes Durchganginstrument  von  Bamberg  (2"6  Oeffnung),  in 
einem  Meridiananbau  untergebracht,  zwei  Kometensuchor  von  6 und 
3'/j"  Oeffnung,  auf  der  Plattform  in  Häuschen  aufgestellt,  Uhren  etc. 
Baron  Engelhardt  führt  ebenfalls  alle  seine  Beobachtungen  ohne 
Beihülfo  aus  und  ist  ausschliefslich  Observator;  er  gehört  zu  den 
nicht  sehr  zahlreichen  Astronomen,  welche  namentlich  die  Kometen 
eifrig  und  so  lange,  als  diese  für  die  Kraft  ihrer  Femröbre  zugäng- 
lich bleiben,  verfolgen  und  deren  oontinuirliche  Beobachtungsreihen 
gerade  aus  diesem  Grunde  für  die  Reclmung  einen  grofsen  Werth 
erhalten.  Der  erste  Band  seiner  Beobachtungen enthielt  die  Mes- 
sungsresultate von  17  Kometen,  66  Planeten  und  100  Nebelflecken. 

*)  Obsciwations  astronomiques  faites  par  B.  D'Engolhardt  dana  aon 
observatoire  ä Dresde.  I88K.  I.  partie. 

Himmel  und  Rrüe.  II.  11.  35 


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528 


Der  zweite  eben  erschienene  Band  (1890)  bringt  die  Messungen  von 
weiteren  204  Nebeln,  17  Kometen,  3 Planeten,  ferner  Distanz-  und 
Winkelmessungen  ausgewählter  Begleitsteme  des  Bradley  sehen 
Stemkataloges,  die  Positionsbestimmungen  von  22  Doppelstemen,  14 
mikrometrischo  Bestimmungen  von  Vergleichstemen  und  die  im  Jahre 
1887  von  Engelhardt  gemachten  Messungen  der  Saturnsatelliten. — 
Solche  Beispiele,  hervorgegangen  aus  selbstlosester  Hingabe  an  die 
Wissenschaft,  verdienen  wohl  Nachahmung!  * 


Das  Observatorium  auf  Madagaskar. 

Die  neue  Sternwarte,  welche  aus  Privatmitteln  begründet  worden 
ist,  verdankt  ihre  Entstehung  im  besondem  den  beharrlichen  Be- 


Das  Observatorium  auf  Madagaskar. 


miihungen  des  französischen  Oeneralresidenten  auf  Madagaskar,  Herrn 
Le  Myre  de  Vilers,  der  die  bezüglichen  Bestrebungen  seines 
Landsmanns,  des  Paters  Colin,')  aufs  lebhafteste  unterstützte. 

Das  stolze,  aus  Quaderstein  aufgeführte,  mit  vier  grofsen  Kuppeln 
versehene  Gebäude  erhebt  sich  auf  dem  Gipfel  einer  mächtigen  Berg- 
kuppo  des  ausgedehnten  Ankaratra-Gebirges  in  der  bedeutenden 
Höbe  von  1400  Meter  über  dem  Meeresspiegel,  unweit  der  Ruinen 
des  alten  Ortes  Ambohidempona.  Die  Entfernung  des  Ob- 


')  Siebe  C.  R.  voL  HO  p.  GOS. 


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529 


servatoriums  von  der  Haupt-  und  Residenzstadt  auf  Madagaskar! 
Tananariva,^)  beträgt  nur  einige  Kilometer.  Colin,  der  Direktor 
dieser  neu  errichteten  Sternwarte,  hat  sich  bereits  als  wissenschaft- 
licher Organisator  bewälirt,  indem  er,  abgesehen  von  einer  regen 
astronomischen  Thätigkeit,  einen  regulären  meteorologischen  Beobach- 
tungs-Dienst an  verschiedenen  Punkten  der  Insel,  in  Tamatava, 
Fianarantso a,  Majunga,  Diego  Suarez,  Mananjary,  Arivoni- 
mano  und  auf  der  Festung  Dauphin  eingerichtet  hat.  Die  hier 
angestellten  Beobachtungsreihen  eröffnen  uns  die  Kenntnifs  des  noch 
wenig  studirten  madagaskarischen  Klimas  und  geben  uns  gleichzeitig 
Anhaltspunkte  zur  Beurtheilung  des  allgemeinen  Verlaufs  der  meteoro- 
logischen Erscheinungen  in  den  umliegenden  Meeren.  Zum  Zwecke 
erdmagnetischer  Untersuchungen  ist  die  Aufstellung  eines  Magneto- 
graphen in  Vorbereitung.  Hiernach  dürfen  wir,  nach  Fertigstellung 
der  inneren  Einrichtung  der  Sternwarte,  auch  werthvolle  astronomische 
Beiträge  erwarten. 

Es  ist  zu  hoffen,  dafs  die  von  Mascart  bei  der  französischen 
Akademie  beantragte  Unterstützung  dem  jungen  Institut  bald  gewährt 
werde.  Gern  werden  wir  unsem  Lesern  zur  Zeit  von  der  Thätigkeit 
der  Sternwarte,  der  wir  eine  gedeihliche  Entwickelung  wünschen,  be- 
richten. Archd. 


t 


Die  Festschrift  der  Sternwarte  Pulkowa. 

Bereits  im  ersten  Jahrgange  unserer  Zeitschrift  (S.  611)  haben 
wir  der  auf  den  August  des  vorigen  Jalires  fallenden  BOjährigen  Jubel- 
feier des  berühmten  kaiserlich  russischen  Observatoriums  zu  Pulkowa 
bei  Petersburg  mit  einigen  Worten  gedacht  und  S.  702  eine  kurze 
Beschreibung  des  neuen  Rieseninstrumentos  der  Sternwarte,  ihres 
30  zölligen  Refraktors,  gegeben.  Aus  der  kürzlich  an  die  verschiedenen 
Observatorien  zur  Versendung  gelangten  Schrift  „Zum  BOjährigen 
Bestehen  der  Nicolaihauptstemwarle“  entnehmen  wir  noch  folgende 
Mittheilungen. 

Als  Oesamtkosten  für  das  Instrument  und  den  Thurmbau  waren 
ursprünglich  300000  Rubel  angesetzt  worden.  Da  es  nicht  gelungen 
war,  der  Glasmasse  für  das  Objektiv  die  gewünschte  Dicke  zu  geben, 

*)  Die  Einwohnerzahl  von  Tananariva,  auch  Antauanariva  genannt, 
wird  neuerdings  auf  100  000  angegeben. 

35* 


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530 


muTste  die  Fokaldistanz  anders  angenommen  werden,  als  beabsichtigt 
war,  das  Fernrohr  wurde  um  5 Fufs  länger  gehalten,  die  Dimensionen 
des  Thurmes  mutsten  gröfser  gewählt  werden.  Auch  die  sich  hier- 
durch ergebende  Kachtragsfordenmg  hat  der  Kaiser  bewilligt.  Für 
das  Objektiv  sind  an  Clark  in  Cambridg^port  32000  Dollars  gezahlt 
worden.  Die  optische  Kraft  des  grofsartigen  Instrumentes  ist  nach 
den  in  der  Festschrift  mitgetheilten  Prüfungen  eine  ganz  aufserordent- 
liche.  So  sind  Burnhams  Doppelsterne,  meist  schwache  Sternchen 
in  der  Nähe  heller  Sterne,  und  sonst  sehr  schwierig  zu  messende 
Objekte,  in  dem  Pulkowaer  Dreifsigzöller  ausnahmslos  mofsbar.  Der 
Neptuntrabant,  sowie  die  Satummonde  Enceladus  und  Mimas,  selbst 
für  den  'Washingtoner  26-Zöller  keine  leichten  Gegenstände,  bieten 
keine  Schwierigkeit  Die  Trabanten  des  Mars,  bekatmtlich  mit  dem 
Washingtoner  Refraktor  entdeckt,  konnten  bei  der  sehr  ungünstigen 
Opposition  von  1886  an  15  Abenden  beobachtet  werden.  Die  Fest- 
schrift enthält  den  Plan  und  die  technische  Beschreibung  des  von 
Repsold  in  Hamburg  meisterhaft  montirten  Instrumentes,  sowie  die 
Bestimmung  der  zu  den  Messungen  nöthigen  Konstanten  von  Hermann 
Struve. 

Eine  interessante  Zugabe  bringt  die  Festschrift  durch  die  Be- 
schreibung des  1886  eingerichteten  astrophysikalisohen  Laboratoriums. 
Das  bei  der  Sternwarte  erbaute,  aus  Souterrain,  Erdgeschofs  und 
einem  Stockwerke  bestehende  stattliche  Gebäude  enthält  ein  Duukel- 
zimmer  zum  Entwickeln  der  photographischen  Platten,  einen  hellen 
Raum  mit  Apparaten  zu  Mafsvcrgleichungen,  Ausmessen  der  astro- 
nomischen Photographien,  einen  grofsen  Saal  für  spektralanalytische 
Untersuchungen  mit  Zuleitung  des  Sonnenlichtes  durch  einen  Hcliostaten, 
asphaltirte,  mit  steinernen  Tischen  und  Trögen,  Wasserleitung  und 
Elektrizität  versehene  Laboratoriumsräume,  ferner  die  Wohnungen  für 
den  Astrophysiker  und  seinen  Assistenten,  sowie  eine  Dampfmaschinen- 
anlage für  den  Betrieb  zweier  Dynamos  und  einer  Batterie  Akku- 
mulatoren. (Die  letzteren  liefern  auch  die  Kraft  für  die  Bewegung 
des  50000  Kilo  schweren  Refraktorthurmes.) 

Die  Festschrift  giebt  ferner  einen  Uoberblick  der  Wirksamkeit 
des  Observatoriums  in  den  letzten  25  Jahren,  sie  führt  die  Astronomen 
auf,  welche  innerhalb  dieses  Zeitraumes  auf  der  Sternwarte  thätig  ge- 
wesen sind,  und  jene  Offiziere,  die  dort  ihre  praktische  Ausbildung 
in  geodätischen  Arbeiten  erhalten  haben.  Ein  glänzendes  Zeugnifs 
des  regen,  echt  wissenschaftlichen  Geistes,  der  die  Sternwarte  belebt, 
giebt  die  Beilage,  W'elche  die  von  den  Mitgliedern  der  Sternwarte  seit 


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531 


1864  publizirten  Aufsätze,  Abliandlunpen  und  gröfseren  Druckscliriflen 
enthält.  Unter  den  389  zitirten  Publikationen  finden  sich  Arbeiten 
allerersten  Ranges;  wir  nennen  nur  Otto  Struves  Schriften  über 
Doppelstemmessungen  und  Parallaxenbestimmungen,  Asiens  und 
Baoklunds  Untersuchungen  über  den  Enckeschen  Kometen,  Nyrens 
Bestimmung  der  Aberrationskonstante,  Gyld6ns  Studien  auf  dem 
Gebiete  der  Störungstheorie,  Hasselbergs  zahlreiche  Untersuchungen 
über  Spektroskopie  u.  dgl.  Hierzu  kommen  die  laufenden  Arbeiten 
der  Sternwarte,  von  denen  ein  Theil  durch  die  seit  1869  erchienenon 
14  Bände  der  Sternwarte-Annalen  ihre  Veröffentlichung  erhalten  hat; 
diese  Bände  umfassen  tausende  von  Beobachtungen,  namentlich  von 
Sternpositionen,  die  am  grofsen  Meridiankreise  der  Sternwarte  gemacht 
worden  sind;  sie  gehören  zu  dem  Besten,  was  die  Astronomie  in  der 
Mefskunst  aufzuweisen  hat  und  bilden  für  sich  ein  unvergängliches 
Denkmal  astronomischer  Beharrlichkeit  und  Genauigkeit.  * 

t 

Die  Sonnenfinstemifs  des  Schu-king. 

Als  eines  der  ältesten  Denkmäler  der  Kultur  des  chinesischen 
Volkes  ist  bekanntlich  die  Beobachtung  jener  grofsen  Sonnenfinstemifs 
anzusehen,  die  in  dem  Geschichtswerke  Schu-king  unter  dem  Kapitel 
„der  Strafzug  des  Yin“  berichtet  wird  und  deretwegen  die  beiden 
Hofastronomen  Hi  und  Ho  ihr  Loben  verlieren  mufsten.  Die  merk- 
würdige Stelle  lautet:  „Da  waren  Hi  und  Ho.  Diese  haben  ganz  ihre 
Tugend  zerstört,  waren  in  Trunk  und  Wein  versunken  und  haben  die 
Pflichten  ihres  Amtes  verletzt  und  ihre  Posten  verlassen.  Sie  haben 
die  Verwirrung  des  Himmels  nicht  gerechtfertigt,  indem  sie  sich  ihrer 
eigenen  Obliegenheiten  begaben.  Am  ersten  Tage  des  letzten  Herbst- 
monats  stimmten  Sonne  und  Mond  nicht  gehörig  im  „Fang“.  Die 
blinden  Musiker  rührten  ihre  Trommeln,  die  niederen  Beamten  und 
das  Volk  rannten  umher.  Hi  und  Ho,  ganz  unnütz  in  ihren  Aemtem, 
hörten  nichts  und  wufsten  nichts,  so  waren  sie  völlig  vom  Wege  ihrer 
Pflicht,  von  den  Erscheinungen  des  Himmels  abgeirrt.  Deshalb  wurden 
sie  dem  von  den  früheren  Königen  bestimmten  Tode  überliefert,  denn 
die  Gesetze  sagen:  wenn  sie  der  Zeit  vorauseilen,  verdienen  sie  den 
Tod  ohne  Gnade,  wenn  sie  hinter  der  Zeit  sind,  so  sollen  sie  gleich- 
falls dem  Tod  verfallen  sein“. 

Dafs  OS  sich  hier  um  eine  sehr  alte,  jedenfalls  bedeutende  Sonnen- 
finsteraifs  handelt,  darauf  weisen  drei  Umstände:  erstens  ist  dort  von 


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632 


Ereignissen  unter  Kaiser  Tsohung-Khang  (ungefähr  zwischen  2158 
bis  1952  vor  Christi)  die  Rede,  zweitens  deutet  das  „Nichtüberein- 
stimmen“,  die  „Unruhe“  (nach  andern  Uebersotzungen)  von  Sonne  und 
Mond  im  Planetenhauso  „Fang“  (etwa  die  Sterngegend  bei  S,  i:  Scorpii 
umfassend)  auf  eine  Finsternifs;  und  drittens  deutet  auf  eine  solche 
Finstemifs  die  uns  vielleicht  auf  den  ersten  Ulick  fremdartige  Ceremonie 
des  Trommeins,  Laufens  und  Spektakelns,  die  aber  nicht  auffällig  wird, 
wenn  man  daran  denkt,  dafs  nach  chinesischen  (überhaupt  ostasiatischen) 
Vorstellungen  der  grofso  „Drache“  die  Sonne  bedroht  und  verschlingen 
will,  darum  mit  Spektakel  vertrieben  werden  mufs.  Verschiedene 
Astronomen  haben  durch  Rechnung  versucht,  das  Datum  der  Schu-king- 
Finstemifs  festzustellen.  Die  umsichtigste  und  beste  Behandlung  des 
interessanten  Gegenstandes  gab  Oppolzerj  er  entschied  sich  für  die 
Finstemifs  des  21.  Oktober  2137  vor  Chr. 

Die  Sache  hat  nun  neuerdings  eine  Untersuchung  erfahren,  indem 
ein  perfekter  Kenner  des  Clünesisoheni  Professor  Schlegel  in  Leyden, 
sich  mit  einem  Astronomen,  der  zugleich  das  Chinesische  beherrscht, 
Dr.  Frz.  Kühnert  in  Wien,  verbunden  bat  Aus  der  gemeinsamen 
Arbeit  ■)  der  beiden  Gelehrten  geht  zunächst  über  die  Deutung  der 
dunklen  astronomischen  Stelle  des  oben  zitirlen  Satzes  hervor,  dafs 
derselbe  jedenfalls  so  zu  verstehen  ist:  „die  Himmelskörper  wurden 
im  Planetenhause  Fang  bedrängt“  (durch  den  Drachen),  dafs  es  sich 
also  gowifs  um  eine  beobachtete  Sonnenflnsternifs  handelt  Die 
bisher  von  den  Rechnern  angenommene  Jahreszeit  der  Finstemifs, 
nämlich  Herbst  (der  neunte  Monat  des  chinesischen  Jahres,  etwa 
Oktober)  aber  wird  ganz  in  Frage  gestellt  durch  eine  Stelle  in  den 
Annalen  „Tschuen“  von  Tso-khiu-ming.  Dort  ist  eine  Auseinander- 
setzung darüber  geführt,  zu  welcher  Zeit  des  Jahres  bei  einer  etwa 
vorfallenden  Sonnenflnsternifs  die  bewufsten  Ceremonien  des  Lärmens 
u.  dgl.  zu  machen  sind.  Der  Sprecher  sagt  ungefähr:  „Wenn  der 
Sonne,  dem  Monde  und  den  Planeten  Unheil  zustöfst  (d.  h.  vor- 
nämlich Finsternisse),  nachdem  die  Sonne  die  Frühlingsgleiche 
passirt  hat  und  bevor  sie  die  Sonnenwende  erreicht,  legen  alle 
Beamten  ihre  feine  Kleidung  ab,  der  Fürst  nimmt  keine  volltändige 
Mahlzeit  ein  und  zieht  sich  aus  seinen  Prunkgemächern  zurück,  bis 
der  Zeitpunkt  der  Finsternifs  vorüber  ist.  Die  Musiker  schlagen 
die  Trommeln,  der  Priester  opfert  Seidenstücke  und  der  Geschicht- 
schreiber hält  eine  Rede.  Deshalb  heifst  es  in  den  Büchern  der  Hia: 

*)  G.  Schlegel  und  F.  Kühnert:  Die  Schu-king-Finstenüfs.  (AbhandL 
d,  Königl.  Akad.  d.  Wisaensch.  zu  Amsterdam.  1889). 


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533 


Sonne  und  Mond  waren  nicht  ruhig'  im  Planetonhause.  Die  Blinden 
(Musiker)  rührten  ihre  Trommeln,  die  niedern  Beamten  galoppirten 
und  das  gemeine  Volk  lief  umher.  Dies  wird  gesagt  vom  ersten  Tage 
des  Monats,  dem  4.  der  Hia,  welcher  der  erste  Sommermonat  ge- 
nannt wird.“  Im  4.  Monat  der  Hia  wäre  die  Sonne  etwa  im  Zeichen 
der  Zwillinge  gewesen.  Herr  Kühnert  sucht  de.shalb  alle  jene  Finster- 
nisse auf,  die  zwischen  Frühjahr-  und  Sommeranfang  während  der 
Zeit  von  2200  bis  1900  vor  Chr.  für  die  wahrscheinliche  Residenz 
des  Kaisers  Tschung-Khang,  nämlich  Ngan-yi  oder  Tschin-sin  in 
der  Provinz  Ilo-nan  (nicht  Tschin-sin  in  Schan-tung,  wie  bisher  an- 
genommen wurde)  von  Bedeutung  gewesen  sind.  Von  den  34  mög- 
lichen konveniren  den  Umständen  nur  2,  nämlich  eine  vom  7.  Mai  2163 
bei  Sonnenaufgang  in  Ngan-yi  und  Tschin-sin  mit  der  Phase  von 
lO'/a  Zoll  (1  Zoll  = Via  Sonnendurchmesser)  sichtbar,  und  eine  zweite 
vom  12.  Mai  1905  in  den  Vormittagstunden  an  beiden  Orten  total  ge- 
wesene Finsternifs.  Die  weiteren  Erwägungen  sprechen  nur  für  die 
erste  Finsternifs.  In  dem  Zeitalter,  von  dem  hier  die  Rede  ist, 
waren  bei  den  Chinesen  für  die  Bestimmung  dos  Sommers  die  kos- 
mischen Untergänge  der  Gestirne  im  Gebrauch,  d.  h.  betreff  des 
Sternbildes  ,Fang“  der  Tag  für  den  Sommeranfang  ont.soheidend, 
an  welchen  man  Morgens  das  Sternbild  vor  Sonnenaufgang  unter- 
gehen sah.  Die  Sonnenlänge,  welche  dem  kosmischen  Unter- 
gänge des  „Fang“  im  Jahre  2165  entspricht,  war  25  Grad;  am 
Finsternifstage,  den  7.  Mai  2165,  betrug  die  Sonnenläng^e  26.7  Grad, 
so  dafs  der  Neumond  nach  dem  kosmischen  Untergange  eintrat  und 
der  Finstornifstag  der  erste  des  ersten  Sommermonats  wurde.  Die  Be- 
obachtung des  ko.smischen  Unterganges  kann  um  mehr  als  einen  Tag 
unsicher  werden,  und  gerade  um  die  kritische  Zeit  des  Jahres  2165 
hatten  die  Hi  und  Ho  nach  der  Beobachtung  des  vorhergehenden 
Jahres  den  kosmischen  Untergang  auf  den  7.  Mai  zu  setzen,  so  dafs 
sie  diesen  Tag  als  den  ersten  des  letzten  Frühlingsmonats  bezeichnen 
mufsten,  während  nach  der  Beobachtung  im  Jahre  2165  der  7.  Mai 
der  erste  des  ersten  Sommermonats  ward,  eine  Zeitverwirrung,  welche 
die  Chinesen  sofort  bemerkten,  als  unvormuthet  die  Sonnenlinstemifs 
eintrat.  Das  Amt  der  Hi  und  Ho  aber  war  vom  Kaiser  Yao  dazu 
bestimmt  worden  „in  den  Beobachtungen  und  Rechnungen  mit  dem 
Himmel  in  Uebereinstimmung  zu  bleiben,  die  Bewegungen  von  Sonne 
und  Mond  vorauszuhestimmen  und  auf  Grund  dessen  dem  Volke  eine 
richtige  Jahreseintheilung  (Kalender)  zu  geben.“  Die  Hi  und  Ho 
dieses  Amtes  unter  Kaiser  Tschung-Khang  verloren  ihre  Köpfe 


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^r>34 

wegen  Mangel  an  einer  sicheren  Methode  zur  Feststellung  des 
Kalenders.  • 

1? 


SchiaparelUs  Forschungen  über  die  Rotation  der  Venus. 

Nachdem  Professor  Schiaparelli  seine  epochemachenden  Unter- 
suchungen über  die  Rotation  des  Merkur  ziim  Abschlufs  gebracht 
hatte!),  war  auch  sein  Zutrauen  zu  den  bisherigen  Bestimmungen 
der  Umdrehungszeit  der  Venus  in  erheblichem  Mafse  erschüttert  worden 
und  er  beschlofs  darum,  alle  bis  jetzt  zur  Klärung  dieser  Frage  an- 
gestellton  Foi-schungen  einer  sorgfältigen  und  genauen  Kritik  zu  unter- 
ziehen. In  fiinf  aufeinander  folgenden  umfangreichen  Noten  hat  er 
nun  das  Ergebnifs  dieser  mühevollen  Arbeit  vor  dem  kgl.  lombardi- 
schen Institut''!)  ausgesprochen  und  wir  beeilen  uns,  über  diese  hoch- 
wichtige Studie  unseren  Lesern  kurz  zu  berichten.  Uio  ersten  Astro- 
nomen, welche  die  ümdrehungszeit  der  Venus  zu  bestimmen  ver- 
suchten, waren  Oio  v.  Dom.  Cassini,  Bianchini  und  Jac.  Cassini  In- 
dessen waren  die  Beobachtungen  einzelner  dunkler  Flecken  auf  der 
Planetenscheibe,  welche  damals  gelangen,  zu  selten,  um  eine  sichere 
und  von  Willkürlichkoiten  freie  Bestimmung  der  Rotationsperiode  zu 
ermiiglichen,  denn  wenn  es  selbst  möglich  geworden  wäre,  einen  be- 
obachteten Flecken  mit  einem  früher  gesehenen  sicher  zu  identiüciren, 
so  blieb  doch  bei  nur  zwei  derartigen  Wahrnehmungim  die  Zahl  der  in- 
zwischen erfolgten  ganzen  Umdrehungen  völlig  unbekannt.  So  konnte 
Bianchini  auf  eine  Dauer  von  mehr  als  24  Tagen  mit  demselben  Rechte 
schliefsen,  wie  die  beiden  Cassini  auf  eine  solche  von  etwas  weniger 
als  24  Stunden.  Auf  Grund  einer  in  der  zweiten  und  dritten  Note  aus- 
geführten  kritischen  Beleuchtung  der  Beobachtungsreihen  von  Sch  röter, 
Flaugergues,  llussey  und  de  Vioo  ergab  sich  dann  ein  ebenso 
negatives  Resultat,  obgleich  diese  Forscher  selbst  infolge  voreiliger 
Schlüsse  sich  fest  davon  überzeugt  hielten,  die  Umdrehungszeit  der 
V'enus  mit  Sicherheit  bestimmt  zu  haben. *)  Vom  5.  November  1877  bis 
zum  7.  Februar  1878  stellte  nun  Schiaparelli  selbst  mit  dem  8-Zöller 
der  Mailänder  Sternwarte  eine  schöne  Beobachtungsreihe  an,  über 
welche  die  vierte  Note  berichtet.  Die  in  dieser  Zeit  gemachten  Wahr- 


b Vgl.  Himmel  und  Erde,  II,  S.  242. 

•)  Rondiconti  del  R.  Instituto  Lombarde.  Serie  II.  Vol.  XXHI. 

•)  Nach  Schröter  sollte  die  Poriodo  23t>  21“>  19«,  nach  de  Vico  aber 
23b  21n>  21*, 9 betragen. 


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535 


nchmung’i'n,  die  übrigens  durch  gleichzeitige  Beobachtungen  von 
Holden^)  in  Washington,  Xiesten  in  Brüssel  und  Trouvelot  in  Cam- 
bridge ü.  S.  vollauf  bestätigt  sind,  beziehen  sich  auf  zwei  helle  Flecken 
an  dem  südlichen  Ilorn,  einen  dazwischen  liegenden  tiefdunklen 
Schatten  und  einen  dunklen  Streifen,  welcher  von  diesen  Flecken 
nach  Norden  zu  ausging.  Unsere  Reproduktion  der  von  Schiaparelli 
gegebenen  Abbildung  l.äfst  die  langdauernde  Constanz  in  der  Lago 
jener  Fleokengebilde  deutlich  erkennen. 


ÄusMhen  der  Venus 

A am  9.  Dezember;  B am  14.  Dezember;  C am  ai.  Dezember  1877. 


Die  von  Bianchini  und  de  Vico  angegebenen  Rotationsperioden 
sind  völlig  ungeeignet,  diese  Wahrnehmungen  zu  erklären  und  auch 
eine  Periode  von  fast  genau  24  h wird  durch  die  am  15.  Dezember  1877 
etwaB  Stunden  nach  der  Schiaparellischen  Beobachtung  vonllolden 
entworfene,  völlig  identische  Zeichnung,  sowie  durch  die  während  drei- 
stündiger Beobachtungsdauer  unverändert  bleibende  Lage  des  ausge- 
dehnten Streifens  m ausgeschlossen.  Die  Umdrehung  mufs  vielmehr 
nach  diesen  Beobachtungen  eine  sehr  langsame  sein  und  die  Annahme 
der  Ueboreinstimmung  von  Rotation  und  Revolution  genügt  hier,  wie 
bei  Merkur,  allen  bis  jetzt  vorliegenden  Wahrnehmungen,  wenn  auch  die 
Veränderlichkeit  und  Unbeständigkeit  der  auf  der  Venus  sich  zeigen- 
den Flecken  hier  nicht  denselben  Genauigkeitsgrad  in  der  Bestimmung 
der  Periode  erreichen  läfst,  der  bei  Merkur  und  dem  Monde  möglich  war. 
Im  übrigen  fand  Schiaparelli  sein  Resultat  durch  Beobachtungen 

Diese  Nachsuchungen  nach  Beobachtungen  anderer  Forscher  wurden 
wesentlich  vonTerby  in  Louvain  imterstUtzt,  dem  sich  Schiaparelli  darum 
zu  Dank  verpflichtet  fühlt. 


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636 


ähnlicher  Gebilde  von  Gruithuiseu  (1813),  Vogel  (1871)  und 
Denning  (1881)  vollauf  bestätigt.  — Ara  Schlüsse  der  fünften  Note 
fafst  Schiaparelli  die  Endergebnisse  der  eben  besprochenen  Aus- 
führungen in  acht  Thesen  zusammen,  die  wir  am  zweckmüfsigsteu 
noch  in  wörtlicher  Uebersetzung  anfügen: 

1.  Die  Rotation  der  Venus  ist  eine  sehr  langsame  und  geschieht 
in  der  Weise,  dafs  die  I.^e  ihrer  Flecken  in  Bezug  auf  die  Licht- 
gronze  während  eines  ganzen  Monats  keinen  wahrnehmbaren  Ver- 
änderungen zu  unterliegen  scheint. 

2.  Aus  den  wenigen  Beobachtungen  wohlbegrenzter  Flecken, 
die  sich  haben  zusammenstellen  lassen,  ergiebl  sich  als  sehr  wahr- 
scheinliches Resultat,  dafs  die  Rotation  in  224,7  Tagen  einmal  vollendet 
wird,  d.  h.  in  einem  Zeitraum,  der  genau  mit  der  siderischen  Umlaufs- 
zeit des  Planeten  übercinstimmt,  und  dafs  die  Axe  der  Umdrehung 
nahezu  senkrecht  auf  der  Bahnebene  steht. 

3.  Es  bleibt  jedoch  die  Möglichkeit  einer  gewissen  .\bweichung 
der  wahren  Verhältnisse  von  den  eben  angegebenen  nicht  völlig  aus- 
geschlossen. Derartige  Abweichungen  könnten,  was  die  Rotations- 
dauer betrifft,  den  Betrag  von  einigen  Wochen  erreichen,  sodafs  also 
im  strengen  Sinne  des  Wortes  Perioden,  die  nicht  kleiner  als  sechs 
und  nicht  gröfser  als  neun  Monate  wären,  mit  den  bisher  vorliegenden 
Beobachtungen  noch  vereinbar  sein  würden.  Was  die  Richtung  der 
Rotatiunsaxe  anlangt,  so  würde  eine  Abweichung  von  10®  bis  16®  von 
der  zur  Bahnebene  senkrechten  Lage  noch  möglich  bleiben. 

4.  Umdrohungszeiton,  die  nur  wenig  von  24  Stunden  abweichen, 
sind  gänzlich  ausgeschlossen.  Die  Beobachtungen  von  Domenico 
Cassini  werden  leichter  durch  die  Annahme  einer  Rotationsdauer  von 
224,7  Tagen  erklärt,  als  durch  eine  solche  von  24  Stunden.  Die 
Rotationsperiode  von  23h  21“  (oder  23h  22“),  welche  von  Jacob 
Cassini  vorgeschlagen  wurde  und  die  dann  Schroeter  und  de  Vico 
durch  ihre  Beobachtungen  bestätigt  zu  haben  meinten,  ist  das  End- 
resultat einer  Reihe  von  Irrthümern  und  Trugschlüssen. 

5.  Die  schnellen  Veränderungen,  welche  sich  nach  den  Aufzeich- 
nungen einiger  Beobachter  in  dem  Anblick  des  Planeten  (und  be- 
sonders seiner  Hörner)  periodisch  in  Zwischenräumen  von  ungefähr 
24  Stunden  wiederholen,  können  nicht  zum  Beweise  einer  nahezu 
gleich  lange  dauernden  Uradrehungszeit  angerufen  werden;  vielmehr 
haben  solche  Veränderungen  ihre  Ursache  in  den  verschiedenen  Sicht- 
barkeitsbedingungen, die  von  der  wechselnden  Höhe  des  Gestirns  über 
dem  Horizont  und  von  der  ebenfalls  wechselnden  Helligkeit  des  Him- 


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537 


melsgrundes  abhängen:  Verhältnisse,  die  zum  grofsen  Theil  nach  je 
24  Stunden  wieder  zu  dem  gleichen  Zustande  zurückkehren. 

6.  Die  Beobachtungen  von  Bianchini  hatten  zu  schlecht  begrenzte 
Schatten  zum  Gegenstände,  als  dafs  es  möglich  gewesen  wäre,  aus 
ihnen  die  Rotationszeit  mit  Sicherheit  abzuleiten.  Gleichwohl  erkannte 
Bianchini  sehr  wohl  eine  Thatsache,  die  auch  aus  den  sichereren 
neueren  Beobachtungen  hervorgeht,  dafs  sich  nämlich  solche  diffuse 
Schatten  von  einem  Tuge  zum  andern  ziemlich  wenig  verändern;  und 
wenn  er  aus  seinen  Wahrnehmungen  irrige  Elemente  ableitete,  so 
geschah  dies,  weil  er  die  sehr  langsamen  Aenderungen  im  Aussehen 
der  Flecken,  welche  durch  den  Wechsel  der  atmosphärischen  Zustände 
auf  der  Venus  bedingt  sind,  fälschlich  der  Rotation  zuschrieb. 

7.  In  den  südlicheren  Theilen  dos  Planeten  treten  mitunter  sehr 
wohl  begrenzte,  helle  wie  dunkle  Fleckenbildungen  auf,  welche  sich 
(soweit  sich  dies  aus  den  wenigen  bis  jetzt  vorliegenden  diesbezüglichen 
Wahrnehmungen  beurtheilen  läfst)  von  Zeit  zu  Zeit  unter  der  gleichen 
Form  zu  wiederholen  scheinen.  Man  kann  sonach  vermuthen,  dafs 
diese  Bildungen  in  Beziehung  stehen  mit  Ursachen,  welche  au 
der  Oberfläche  der  Venus  einen  festen  Platz  behaupten.  Fortge- 
setzte, fleifsige  Beobachtungen  dieser  Erscheinungen,  angestellt  mit 
geeigneten  Instrumenten,  werden  wahrscheinlich  dereinst  eine  exakte 
imd  bestimmte  Lösung  des  Problems  der  Venusrotation  liefern. 

8.  Wichtig  ist  andererseits  auch  das  Studium  gewisser  sehr 

kleiner,  heller,  runder  und  wohlbegrenzter  Flecken,  die  häufig  um- 
geben oder  wenigstens  einseitig  begleitet  sind  von  tiefen  Schatten; 
diese  Bildungen  treten  oft  gepaart  auf,  zeigen  sich  an  verschiedenen 
Theilen  des  Planeten,  insbesondere  nahe  der  Lichtgrenzo,  und  pflegen 
nur  wenige  Tage  zu  überdauern.  F.  Kbr. 

Ersebeinangen  am  Sternenhimmel  im  IHonat  Angnst-September. 

(Sämtliche  Zeitangaben  gelten  für  Berliner  Zeit) 

1.  Der  Mond. 


23. 

Aug. 

Erstes  Viertel 

ifc 

A u fgang  U n terga  n g 

30™  Nm.  lOh  10»  Ab. 

29. 

Erdnähe 

7 

13  Ab.  3 

19  Mg. 

30. 

Vollmond 

7 

36  , 4 

50  . 

6. 

Septb. 

Letztes  Viertel 

10 

8 , 2 

20  Nm. 

10. 

0 

Erdfern© 

0 

.39  Mg.  5 

31  , 

14. 

0 

Neumond 

5 

13  „ 6 

50  Ab. 

Maxima  der  Libration 

: 22.  Aug.,  4.  Sept. 

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538 


2.  Die  Planetea. 


Merkur 

Venus 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

ünterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

12.  Aug.  ! 

10>‘42ni‘+  B“  3' 

6h27»f». 

8I>  lln.U. 

7® 

— 0*31' 

1 8M2™1b. 

8144»  Ak. 

16.  , 

11  5 

+ 6 11 

6 50  . 

8 2 

12  23 

— 2 34 

S 54  . 

8 34  . 

20.  . 1 

11  26 

+ 3 22 

7 10  . 

7 52 

12  39 

— 4 36 

9 4. 

8 24  . 

24.  , 

11  45 

+ 0 40 

7 27  . 

7 41 

12  55 

— 6 37 

, 9 15  . 

8 13  . 

28.  , 

12  3 

— 1 53 

|7  42  , 

7 30 

13  11 

— 8 36 

9 26  . 

8 2 . 

1.  Sept. 

12  18 

— 4 14 

7 .54  , 

7 18 

* 

13  27 

-10  32 

' 9 37  . 

7 53  . 

5.  . 

12  31 

— 6 19 

8 3 . 

7 3 

13  43 

-12  25 

9 48  . 

7 42  . 

9.  , 

12  42 

- 8 1 

8 7 , 

6 49 

13  58 

—14  14 

! 9 58  . 

7 32  . 

13.  , 

12  49 

- 9 12 

8 4 , 

6 34 

* 

14  14 

-15  59 

10  9 . 

7 21  , 

28.  Aug.  Sonnenferne. 

M 

a r 8 

Jupiter 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declia 

Aufg. 

Unterg. 

12.  Auj(. 

161«  19"> 

— 24»36'| 

.3l>16'»Ji. 

lOkSln  ik. 

20133“ 

—19“  39' 

6h,56“Ak. 

31  27“  li. 

18.  , 

16  30 

-24  59] 

3 7 , 

10  19 

„ 

20  30 

—19  50 

6 31  , 

3 0. 

24.  » 

16  43 

-25  20 : 

2 59  . 

10  5 

20  27 

—19  59 

6 5 . 

2 31  . 

30.  . 

16  57 

—25  39 1 

2 52  . 

9 52 

20  25 

—20  8 

5 40  Sk. 

2 5 . 

5.  Sept 

17  11 

— 2554i 

2 45  . 

9 41 

20  23 

—20  15 

5 15  , 

1 39  . 

11.  , iil7  27 

-26  4 

2 .38  , 

9 32 

- 

20  21 

—20  20 

4 50  . 

1 13  . 

Saturn 

Uranus 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declin. 

Aufg. 

Unterg. 

16.  Aug. 

10h32«l+10*57' 

.5l>.50»I|. 

7b  .54 

»Ik 

I,3b28» 

- 8“37‘ 

10b31“If. 

9b  7“Ak. 

24.  . 

10  3.5 

+10  35 

5 25  , 

7 25 

13  29 

-8  45 

10  1 . 

8 35  . 

1.  Sept. 

10  39 

+10  13 

5 l . 

6 59 

13  31 

— 8 54 

9 31  . 

8 5 . 

9.  . 

10  43 

+ 9 51 

4 35  . 

6 29 

13  32 

-9  3 

9 2 , 

7 34  , 

17.  . 

10  47 

+ 9 29 

4 9 . 

5 59 

13  34 

— 9 13 

8 33  . 

7 3 . 

Neptun 

1 Rectas. 

Declin.  |j  Aufg. 

Unterg. 

9.  Aug. 

4h  20™ 

+ 19“50'j  111  11“  Ak. 

31  9“  Ja. 

24.  . 

' 4 21 

+ 19  51  10  13  , 

2 11  , 

8.  Sept 

i'  4 21 

+ 19  51  9 14  . 

1 12  , 

3- 

Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 

19.  Aug. 

1.  Trab. 

Vorfinst  Austritt  59“  Ab. 

22.  „ 

II.  „ 

e ..  9 

27  , 

26.  „ 

I „ 

„ H 

54  . 

30.  „ 

n.  „ 

1.  0 

3 Mg. 

4.  Sept 

I.  „ 

1t  11  ^ 

18  Ab. 

6.  „ 

in,  „ 

„ 9 

43  . 

11.  „ 

I-  „ 

„ „ 10 

13  .. 

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539 


4-  Sternbedeckungen  durch  den  Mond. 
(Für  Berlin  sichtbar.) 


Oröfae 

Eintritt 

Austritt 

28.  Aug. 

• 33  Capric. 

5.0® 

7k  13"  Ab. 

7k  48-  Ab. 

29.  , 

• c Capric. 

4.7 

1 39  Mg. 

2 40  Mg. 

3.  Sept 

• 5'  Ceti 

4.3 

0 40  . 

1 20  . 

S.  Verinderllcbe  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  ^90 


am 

Max. 

Min 

Rectaa. 

' 

Declin. 

T Caasiopejae 

24.  Aug. 

7® 

11» 

01 

, :7a 

1 17« 

+ 

55“ 

10'8 

R Androm. 

9.  Sept 

7 

12 

0 

18 

15 

+ 

37 

57.9 

S Ceti 

20.  Aug. 

7-8 

10 

0 

18 

28 

— 

9 

56.4 

R Aurigae 

17.  „ 

7 

12 

5 

8 

25 

+ 

53 

27.8 

V Oeminorum 

6.  Sept 

8.5 

12 

7 

17 

0 

+ 

13 

18.1 

T Canis  min. 

28.  Aug. 

9.6 

13 

7 

27 

53 

+ 

11 

.58.8 

T Oeminorum 

9.  Sept 

8A 

13 

7 

42 

42 

+ 

24 

0.6 

R Leo  min. 

25.  Aug. 

6-7 

11 

9 

38 

59 

+ 

35 

1.2 

R Virginia 

20.  „ 

7 

10 

12 

32 

66 

+ 

7 

35.6 

U Bootia 

13.  Sept. 

9 

12-13 

14 

49 

14 

+ 

18 

8.4 

ä Scorpii 

19.  Aug. 

9.10 

12 

16 

11 

7 

— 

22 

37.6 

R Draconia 

26.  , 

7.5 

13 

16 

32 

22 

+ 

66 

59.3 

R Ophluchi 

24.  , 

7-8 

12 

17 

1 

27 

— 

15 

56.8 

S Sagittarii 

1.  Sept 

10 

12 

19 

13 

0 

— 

19 

13.6 

b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typua: 

Algol  ...  18.  Aug.  Vm.,  24.  Mg.,  29.  Ab.,  4.  Sept  Nm.,  10.  Mg. 

U Cephei  . . 20.  Aug.,  2o.,  30.  Mg.,  4.  Sept.,  9.,  14.  Mg. 

U Coronao  . . 21.  Aug.,  28.  Mg.,  4.  Sept  Ab.,  10.  Ab. 

6 Librae  . . 17.  Aug.  Ab.,  22.  Mg.,  27.  Mg.,  31.  Ab. 

Y Cygni  . . unregelmärslg. 

c)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 17.  Aug.,  13.  Sept 
W Virginia  . 16.  Aug.,  2.  Sept 

6.  Meteoriten. 

Ausser  den  Nachzüglern  der  Poraoiden  des  August  sind  für  den  Monat 
Mitte  August-September  nur  noch  etwa  die  sporadischen  Sternschnuppen  bei 
I Aurigae  bemerkenswerth  (AR=76“,  D=  -f-  33*J. 

7.  Nachrichten  Uber  Kometen. 

Zu  den  letztgemeldeten  Beobachtungen  (Juliheft)  des  ganz  aulscrgewöhnlich 
lange  (seit  September  1889)  sichtbaren  Barnardschen  Kometen  ist  nunmehr 
noch  nachzutragen,  dals  der  Komet  auch  in  Nizza  und  Wien  ohne  besondere 
Schwierigkeiten  beobachtet  worden  ist 


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R*  T.  KftTesligethy.  Gnmdzfl^  einer  theoretischen  SpektrsIannlyB^. 

HaUe  ».  S.  im  H.  W.  Schmidt  Preis  15  M. 

In  diesem  Buche  liegt  ein  bedeutsamer,  für  Fachleute  sehr  interessanter 
Versuch  Yor,  die  Erscheinungen  der  Spektralanalyse  auf  mathematischem  Wege 
zu  verfolgen. 

Der  Verfasser  giebt  zuerst  eine  kurze  Uebersicbt  über  die  Arten  der 
Spektra,  ihre  allgemeinen  Eigenschaften  und  über  die  Beschaffenheit  der  Spektra 
astronomischer  Objekte  (Sonne,  Kometen  etc.),  dann  ein  Kapitel  über  die  Theorie 
der  schwingenden  Bewegung  des  Aethers  (90  Seiten).  Nach  diesen  vorbereiten> 
den  Abschnitten  folgen  die  eigentlichen,  vom  Verfasser  hauptsächlich  in  seiner 
Thätigkeit  auf  dem  Gebiete  der  astronomischen  Spektralanalyse  gewonnenen 
Studien.  Den  Hauptausgangspunkt  bildet  hier  die  Spektralgleichung,  eine 
Formel,  welche  die  ^tensität  des  Spektrums  abhängig  macht  von  der  Wellen- 
länge und  einem  mit  der  Lichtgeschwindigkeit  und  der  Molekularbeschaffen- 
beit  der  Körper  zusammenhängenden  Faktor.  Die  Intensität  irgend  einer 
Spektralstelle  in  einem  kontinuirlichen  Spektrum  ist  bekannt,  wenn  die  Inten- 
sität einer  einzigen  Wellenlänge  gegeben  ist  Der  Verfasser  bringt  experimen- 
telle Prüfungen  der  Spektralgleichung  bei  und  behandelt  ihre  Form  sowohl 
für  die  kontinuirlichen  wie  diskontinuirlichen  Spektra;  er  untersucht  die  mathe- 
matischen Bedingungen  der  Grundlagen  (Temperatur,  StofCmenge  etc.)  der 
Spektra  und  sucht  überall  für  die  Intensität  analytische  Ausdrücke  zu  erlangen. 
An  diese  ausgedehnten  mathematischen  Untersuchungen  schliefst  sich  ein 
Kapitel,  in  welchem  die  spoktralanalytischen  Instrumente  in  ähnlicher  Weise 
theoretisch  behandelt  werden,  wie  es  bezüglich  der  astronomischen  Mossungs- 
instrumento  schon  lange  gethan  wird.  Ebenso  wie  die  letzteren  auf  ihre  Fehler 
hin  untersucht  und  die  Beobachtungen  demgemäfe  korrigirt  werden  müssen, 
zeigt  es  sich  bei  den  verschiedenen  Spektralapparaten  von  unabweisbarer 
Nothwendigkeit,  dieselben  einer  ähnlichen  Behandlung  zu  unterziehen.  Der 
Verfasser  untersucht  hier,  wieviel  durch  Abson>lion  in  Refraktoren  und  Tele- 
skopen an  Intensität  der  Spektra  verloren  geht,  welche  Korrektionen  bei  den 
einzelnen  Instrumenteoarten  an  die  Wellenlängen  anzubringen  sind,  u.  s.  f. 

Es  ist  wohl  nahe  liegend,  dafa  ich  mich  bei  der  vollständigen  Neuheit 
dos  Gegenstandes  darauf  beschränken  mufs,  nur  die  Richtung  dos  Buches  all- 
gemein anzudouten,  und  mich  nicht  kritisireud  verhalten  kann.  Eine  Kritik 
würde  vor  allem  auf  einer  vollständigen  Durcharbeitung  des  reichen  mathe- 
matisebon  Inhalts  beruhen  müssen,  und  dann  würde  aufser  dem  Astronomen 
auch  noch  der  Physiker  ein  gewichtiges  Woil  mitzusprechen  haben.  Der  Auf- 
merksamkeit dieses  letzteren  mulä  das  Buch  deshalb  besonders  empfohlen 
werden.  F.  K.  Ginzel. 


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541 


G.  F.  Chambers,  A Handbook  of  descriptive  and  practical  Astronomy. 

4 ed.  Oxford  1889/90.  3 Bände.  Preis  pro  Baud  M.  20. 

Das  früher  nur  einen  Band  bildende  Prachtwork  von  Chambers  hat 
bei  der  neuen,  vierten  Auflage  wegen  des  gewaltigen  Aufschwunges  der  astro* 
nomischeu  Wissenschaft  während  der  letzten  zwanzig  Jahre  in  3 Bände  gespalten 
werden  müssen,  von  denen  der  erste  die  Sonne,  Planeten  und  Kometen,  der 
zweite  die  Instrumentenkunde  und  praktische  Astronomie,  und  der  dritte 
den  Fixsternhimmel  behandelt.  Das  aufserordentlich  reich  ausgestattete 
Werk  nimmt  eine  Mittelstellung  ein  zwischen  den  zahlreichen,  einander  meist 
sehr  ähnlichen,  astronomischen  Elementarbüchem  und  den  nur  für  den  Fach- 
mann  bestimmten,  eine  gröfsere  Vorbildung  voraussetzenden  Lehrbüchern 
der  Astronomie.  Durch  die  Beschränkung  auf  die  beschreibenden  Theile  der 
Astronomie,  die  Kosmographio  und  die  Instmroentenkunde,  und  durch  den 
Reichthum  au  Illustrationen*)  vermeidet  Chambers  bei  aller  Gründlichkeit  in 
der  Behandlung  des  Stoffes  jene  Trockenheit,  welche  die  reinen  Fachworke 
für  den  blolsen  Naturfreund  so  oft  unlesbar  macht;  andererseits  aber  kann 
das  Buch  doch  gleichzeitig  den  Studirenden  und  Fachgelehrten  aufs  beste  als 
Nachschlagewerk  empfohlen  werden.  Nirgend  sonst  dürfte  man  eine  ähnlich 
erschöpfende  Vollständigkeit  in  der  Zusammenfassung  der  in  der  deskriptiven 
Astronomie  vorliegenden  Kenntnisse  wiederflnden.  Dafs  bei  der  Beschreibung 
der  Instrumente  und  Sternwarten  die  englischen  Verhältnisse  vorwiegend 
Berücksichtigung  gefunden  haben,  wird  Niemanden  bei  einem  zunächst  für 
das  englische  Publikum  bestimmten  Buche  verwundern.  Die  Ergebnisse 
der  Spektralanalyse  sind  im  zweiten  Bande  in  einem  besonderen  Kapitel 
zusammengefafst.  Ala  besonders  dankenswerthe  Beigaben  des  zweiten  Bandes 
seien  aufserdem  erwähnt  die  Kapitel:  „Praktische  Winke  für  die  Anstellung 
astronomischer  Beobachtungen'^ ; „Vorzeichnifs  von  8temkatalogen  und  Himmels* 
karten";  „Verzeichnifs  von  Büchern  über  Astronomie"  und  endlich  ein  reiches, 
erklärendes  Vokabularium  astronomischer  Facbausdrücke.  Dem  Schlüsse  des 
dritten  Bandes  sind  werthvollo  Kataloge  der  verschiedenen  Klassen  von 
Himmelsobjckten,  sowie  ein  ausführliches  Generalregister  für  das  ganze  Werk 
angefügt  Dr.  Koerber. 

H.  A.  Schumacher:  Bessel  als  Bremer  Handlnagslehrling,  heraus* 

gegeben  von  der  Gcaollschaft  Union  zu  Bremen.  Preis  1 M, 
Die  Lilienthaler  Sternwarte.  SeparaUAbdruck  aus  den  Ver- 
handlungen dos  naturw.  Vereins  zu  Bremen. 

Mit  den  vorliegenden  beiden  Monographien  hat  der  emsige  Bremer  Go* 
scbichtsforschcr^)  einen  sehr  dankensworthen  Beitrag  zur  Geschichte  des  eigen- 
artigen Aufschwungs  geliefert,  den  die  Himmelskundo  im  Anfänge  unseres 
Jahrhunderts  besonders  von  Deutschland  aus  erfahren  hat  Uober  die  Leistungen 
und  KmingonschaAen  des  Lilienthaler  Astronomen  und  Justizratbs  J.  II.  Schrö- 
ter mag  immerhin  die  heutige  Wissenschaft  mit  Recht  etwas  geringschätzig 
urtheilen;  das  Interesse,  welches  uns  dieser  eigenartige,  energische  und  schliefs* 
lieh  vom  Schicksal  so  schwor  hoimgesuchto  Liebhaberastronom  schon  wegen 
seiner  aufopfernden  Hingabe  an  die  edle  Sache  und  vor  allem  auch  wegen 
seiner  historischen  Bedeutung  für  die  Belebung  des  astronomischen  Studiums 
in  unserem  Vatorlando  emilöfsGn  mufs,  wird  durch  das  Fehlsehlagen  mancher 
vermeintLichor  BcobachtungsergebnUse  desselben  nicht  in  nennonswerthem 

')  Jn  eiovm  unserer  nächsten  Ueflo  verden  wir  einige  Illustrstionsprobea  rgrlegeo. 

<)  Schumacher  Ist  leider  am  22.  Juni  er.  im  Alter  von  nur  &I  Jahren  gestorben. 


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542 


Mafse  geschmälert  werden  können.  Denn  wenn  selbst  Schröter  kein  anderes 
Verdienst  zukäme  als  das,  einem  Harding  und  Tor  allem  einem  Bessel  die 
erste  Gelegenheit  zur  völligen  Hingabe  an  die  Wissenschaft  verschafft  zu  haben, 
so  müfste  ihm  und  seiner  Lilieutbaler  Schöpfung  schon  darum  ein  hervor- 
ragender Platz  in  der  Geschichte  der  Himmelskunde  eiugeräumt  werden. 

ln  besonders  hohem  Mafse  mufs  uns  aber  ein  so  aufsergowöhnlicber  Ent- 
wickelungsgang, wie  der  ßessels,  den  w’ir  in  der  ersten  der  oben  genannten 
Schriften  dargestollt  finden,  fesseln.  Schumacher  erzählt  uns  da,  wie  die 
Abneigting  gegen  das  Lateinische  und  ein  ausgesprochener  Sinn  für  das  Prak- 
tische den  jungen  Friedrich  Bessel  bestimmten,  sich  dem  kaufmännischen 
Beruf  zu  widmen,  dem  er  im  angesehenen  Hause  A.  G.  Kuleukamp  zu 
Bremen  mit  vollem  Eifer  und  zur  gröfsten  Zufriedenheit  seines  Chefs  sieben 
Jahre  lang  treu  blieb,  bis  das  Bedürffiifs  gröfserer  Mufse  für  die  immer  mehr 
und  mehr  zum  Herzensbedürfoifs  gewordenen  astronomischen  Studien  ihn  in 
die  Lilienthaler  Einöde  zog.  Voigts  Lehrbuch  der  Sternkunde  und  vor  allem 
Bohnenber  gers  Anleitung  zur  geographischen  Ortsbestimmung  hatten  zuerst 
bei  dem  mit  überseeischen  Plänen  sich  tragenden  und  darum  die  Nautik  stu- 
direnden  Kaufmannslohrling  die  Liebe  zur  Himmelskunde  erweckt.  Bald  darauf 
begann  er  nun  eine  systematische  Selbstausbildung  in  den  Lehren  der  himm- 
lischen Mechanik,  welche  neben  gleichzeitigen  praktischen  Bethätigungen  auf 
dem  Gebiete  der  Sternkunde  einherging.  Vormittolst  eines  mit  vieler  Mühe 
selbst  angofortigten  Sextanten  wurden  Zeitbestimmungen  ausgeführt,  sowie 
Stembedeckuugen  und  Finstemisso  eifrigst  beobachtet,  aller  Schmähungen  .von 
Seiten  dor  Handlungsgonossen,  die  nicht  ausbloiben  konnten,  ungeachtet.  Ueber- 
aus anmuthend  ist  dann  die  Erzählung,  w ie  der  junge  Lehrling  am  28.  Juli  1801 
Bekanntschaft  mit  Olbers  machte,  um  demselben  das  Resultat  einer  während  der 
ihm  allein  zur  Verfügung  stehenden  Nachtstunden  ausgefUhrten  Bahnberechnung 
des  Halloyschcn  Kometen  aus  Beobachtungen  vom  Jabro  1607  vorzulegen. 
Diese  Bekanntschaft  wurde  alsbald  der  Anfang  eines  ungemein  innigen,  fast 
väterlichen  Freundschaflsverhältnisses  zwischen  dem  weitberühmten  astrono- 
mischeo  Arzte  und  dom  jungen  Kaufmann.  Durch  Olbers  wurde  Bessel 
alsbald  in  die  wissenschaftliche  Welt  als  ein  vielversprechender  Adept  einge- 
fuhrt  und  spozioll  mit  dom  eben  die  Well  zum  ersten  Mal  durch  sein  Genie 
in  Erstaunen  setzenden  Gaufs  in  Verkehr  gebracht.  Schon  war  Bessel 
solcherweise  ein  allerseits  bekannter  und  von  den  ersten  Autoritäten  hoch- 
geschätzter Astronom  geworden,  während  er  noch  immer  seinem  Handlungs- 
hauso  ein  bescheidener  und  treuer  Diener  blieb.  Nun  freilich  regte  sich 
mächtig  der  Wunsch  in  ihm,  ganz  und  gar  der  so  lieb  gewordenen  Sternkunde  sich 
widmen  zu  können,  und  mit  Freuden  wurde  darum  die  Gelegenheit  einer  durch 
Uardiugs  Weggang  in  Liüenthal  eintretenden  Vakanz  zum  gänzlichen  Ueber- 
tritt  in  die  neue  Laufbahn  zum  Nutzen  der  Wissenschaft  ergriffen.  Obgleich 
sein  Chef  dem  jungen  Mann,  den  er  nur  ungern  entbehren  wollte,  ein  Jahres- 
gehalt von  600 — 700  Tbalern  in  Aussicht  stellte,  zog  dieser  doch  die  Lilienthaler 
Stellung,  welche  freilich  nur  100  Thaler  jährlichen  Einkommens  abwarf,  vor 
und  reiste  am  19.  März  1806  aus  der  Hansastadt  ab,  voll  der  seligsten  Hoffnungen 
und  Erwartungen  von  einem  ganz  seinem  Lieblingsstudium  gewidmeten  Leben. 


TerlAg  TOD  HermssD  Pmetel  ln  fierllo.  — Druck  von  Wilhelm  Grooau't  Buohdruckerol  Ln  Berlio. 
FUr  die  Redactlon  verantwortlich:  Dr.  M.  W'llhelm  Meyer  in  Berlin. 
Unberechtigter  Nachdruck  aus  dem  Inhalt  dieser  ZeitachrWl  untersagt. 
UeberseUuogsreebt  vorbshallen. 


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Tafel  D 


Am  36-Zöller  der  Licksternwarte 


^earirhnc'l  von  Ji  Krrler. 


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Die  Jupiteroberfläche  im  Jahre  1889. 

Von  James  E.  Keeler, 

Astronom  der  I.ick'Sternw*rte  Auf  VC.  HimiltoD. 


(Schlufs.) 


V jeder  Darstellung  ist  die  Länge  des  zentralen  Meridians  Tiir  die 
betreffende  Zeit  angegeben,  entsprechend  dem  zweiten  System  von 
IJingenangaben  (Columne  FI)  in  „Marths  Ephemeris  for  Physical 
observations  of  Jupiter  1889,“**)  Der  NuUmeridian  dieses  Systems  geht 
nahezu  durch  die  Mitte  des  grofsen  rothen  Flecks,  die  angenommene 
Rotation  beträgt  pro  Tag  870.27“. 

Beschreibung  der  hauptsächlichen  Bildungen  auf  der 
Oberfläche  des  .Jupiter.*“)  Der  Aequatorialgürlel.  Die  so  be- 
nannte Zone  liegt  etwa  zentral  zwischen  den  rothen  Streifen,  und  ihr 
Mittelpunkt,  entsprechend  den  obigen  Mikrometermessungon,  merklich 
nach  Xord  abweichend  vom  Mittelpunkt  der  Scheibe,  welche  Verschie- 
bung auch  dem  Auge  sofort  bemerkbar  ist.  Die  Aie  des  Jupiter 
stand  nicht  ganz  senkrecht  zur  Qesichtslinie,  so  dafs  seine  Südhälfte 
etwa  2“  gegen  uns  geneigt  war,  und  der  Aequator  in  der  Projektion 
als  Ellipse  erschien  mit  einer  kleinen  Ualbaxe  von  etwa  2402  km.  Da 
jedoch  die  Streifen  an  den  Rändern  der  Scheibe  verwaschen  sind,  war 
ihre  Krümmung  kaum  merklich,  doch  waren  sie  in  der  Mitte  etwas 
nach  Nord  verechoben.  Nimmt  man  hierauf  Rücksicht,  so  zeigt  sich, 
dafs  diese  Zone  nahe  mit  dem  Aequator  zusammenfällt,  vielleicht  ein 
wenig  südlicher  liegt. 


»)  .Monlhl.  Not.  XLIX.  No.  2. 

'“)  Kür  diese  kurze  Beschreibung  habe  ich  eine  besondere  Nomenklatur 
der  Streifen  Tür  überflüssig  gehalten.  Den  Theil  zwischen  den  rothen  .Streifen 
habe  ich  nach  Herrn  A.  S.  Williams  als  Aequatorialgürlel  bezeichnet. 

Himmel  clul  Erde.  ISlej.  II.  IS.  3ii 


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544 


Die  Mitte  der  Aequatorialzone  war  durch  ein  lachsfarbenes  Band 
markirt,  ihre  Künder  waren  glänzend  weifs  aus  rundlichen  wolken- 
artigon  Massen  gebildet,  stellenweise  in  die  rothou  Streifen  als  lange 
Liohtstreifen  eintretend,  wie  unten  näher  ausgefuhrt  werden  wird.  Das 
mittlere  Band  war  gewöhnlich  an  mehreren  Stellen  durch  eine  Ver- 
breiterung der  weifsen  Wolken,  die  von  einem  Rande  zum  andern 
reichten,  unterbrochen,  wiewohl  diese  Kreuzungsstellen  gewöhnlich 
mehr  oder  weniger  gefärbt  erschienen,  so  dafs  sie  nur  eine  Schwächung 
in  der  Farbe  des  mittleren  Bandes  erzeugten.  Bisweilen  brachte  eine 
abwechselnde  Folge  von  dunklerer  und  hellerer  Schattirung  des  initt- 
lereuBandüs  den  Eindruck  von  rogelmäfsigen  Feldern  in  dem  Aequatorial- 
giirtel  hervor,  welcher  bei  schwachen  Vergröfserungen  und  kleineren 
Instrumenten  mehr  hervortrat.  Eine  Zeichnung  vom  22.  August,  welche 
diese  Erscheinung  am  deutlichsten  zeigt,  ist  nicht  mit  veröffentlicht 
worden.  Manchmal  bedeckte  eine  röthliohe  Färbung  einen  grofsen 
Theil  des  Aequatorialgürtels  in  seiner  ganzen  Breite,  die  sich  jedoch 
deutlich  von  dem  lachsfarbenen  Baude  abhob,  und  etwa  den  Ton  der 
helleren  Partien  der  rothen  Streifen  halte.  Diese  Tönung  schien  von 
dem  Uebergreifen  des  mittleren  Bandes  auf  die  weifsen  Ränder  des 
Aequatorialgürtels  vollkommen  getrennt  zu  sein,  was  ebenfalls  öfter 
bemerkt  wurde. 

Die  Lichtläden,  welche  von  beiden  Seiten  des  Aequatorialgürtels  in 
die  anliegenden  rothen  Streifen  bineinreiohteu,  waren  das  wunderbarste 
und  interessanteste  Objekt  in  dieser  Region.  Unzweifelhaft  sind  sie  die 
Ursache  der  doppelten  oder  dreifachen  Theilung  der  rothen  Streifen, 
wie  sie  in  den  letzten  Jahren  von  Terby  beschrieben  worden  ist. 
Sie  zeigen  sich  in  allen  Zeichnungen.  Nahe  an  der  Verbindung  mit 
dem  Aequatorialgürtel  waren  diese  Fäden  weifs  und  scharf  begrenzt; 
in  ihrem  weiteren  Verlaufe  aber  wurden  sie  röthlicher  und  mehr  ver- 
waschen, bis  sie  sich  ganz  in  dem  allgemeinen  Roth  ihres  Hinter- 
grundes verloren.  Wenn  die  Bilder  besonders  gut  waren,  sah  man, 
dafs  diese  Fäden  nahe  am  Aequatorialgürtel  aus  unregelmäfsigen  rund- 
lichen oder  gefiederten  Wolken  bestanden,  die  weiterhin  immer  licht- 
schwächer  wurden,  bis  keine  Struktur  mehr  erkennbar  war.  Waren 
diese  Fäden  lang,  so  waren  sie  unveränderlich  stets  nach  dem  nach- 
folgenden Rand  der  Jupiterscheibe  gerichtet,  und  nach  allen  Beobach- 
tungfen  zu  schliefsen,  stellten  sie  Wolkenmassen  dar,  welche,  von  den 
Rändern  der  Aequatorialzone  nach  aufsen  strömend,  allmählich  hinterdera 
voraneilenden  Strom  der  Aiiquatorialzone  zurückblieben.  Wenn  dies 
die  wahre  Natur  der  langen  Wolkenfäden  auf  den  rothen  Streifen  ist,  so 


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545 


folgt  daraus,  dafs  von  der  Aequatoriulzone  ein  Abslrömen  nach  aufsen 
etattfinden  nuifs,  und  in  einigen  Fällen  konnte  ein  solcher  Strom  auch 
durch  Beobachtung  erhöhter  Punkte  oder  Knoten  auf  den  Fäden  kon- 
statirt  werden.  In  dem  Bilde  vom  9.  Juli  sind  zwei  solche  hellen 
Punkte  in  dem  Lichtfaden  grade  unterhalb  des  rothon  Flecks  darge- 
stellt. Am  11.  Juli  waren  beide  etwas  weiter  von  der  Austrittsstelle 
des  Fadens  entft'rnt,  doch  hatte  sich  der  Uufsere  Punkt  weiter  fortbewegt 
als  der  innere,  so  dafs  sich  ihre  gegenseitige  Entfernung  vergröfsert 
hat,  wie  eine  Vergleichung  beider  Bilder  zeigt.  Indessen  fanden  sich 
solche  genügend  scharf  ausgebildeten  Knotenpunkte  nur  selten,  ebenso 
wenig  besafsen  sie  genug  Beständigkeit,  um  an  mehreren  aufeinander- 
folgenden Abenden  mit  Sicherheit  wiedererkannt  werden  zu  können. 

Diese  Fäden  und  weiteres  Detail  in  den  rothen  Streifen  gehörte 
zu  den  schwierigsten  Gebilden  auf  dem  Planeten,  umsomehr  als  sie 
beständige  und  schnelle  Veränderungen  erlitten.  Oft  war  es  schwer 
zu  entscheiden,  ob  ein  Faden  mit  dom  Acquatorialgürtel  noch  zu- 
sammenhing, in  anderen  Fällen  wurden  zwei  parallel  laufende  beob- 
achtet, deren  äufserer  seine  Abzweigungsstelle  näher  nach  dem  voran- 
gehenden Rande  der  Scheibe  hatte,  da  sie  sich  niemals  kreuzten.  Nie- 
mals wurden  mehr  als  zwei  parallele  Fäden  gesehen;  wenn  ein  dritter 
von  denselben  getroffen  wurde,  schien  er  in  den  weifsen  Rand  des 
rotlien  Streifens  hineingedrängt  zu  werden.  (9.  und  11.  Juli.)  In  den 
Bildern  vom  10.  und  12.  Juli  treten  zwei  Fäden  auf,  welche  sich  in 
einiger  Entfernung  von  ihrem  Ursprung  zu  einem  einzigen  breiteren 
vereinigen,  obwohl  es  durchaus  möglich  ist,  dafs  die  feine  Trennungs- 
linie der  beiden  nicht  mehr  wahrgenommen  werden  konnte.  Die  .^us- 
trittsstellen  der  Fä4lon  zeigten  im  .\equatorialgürtel  eine  etwas  gröfsero 
Heiligkeit  als  die  durchschnittliche,**)  und  hatten  fast  stets  einen  eigen- 
tliümlich  fahlen,  olivengrünen  Ton,  der  sonst  anderweitig  nie  wahrge- 
nomraen  wurde.  In  den  Zeichnungen  konnte  dies  nicht  wiedergegeben 
werden. 

Ein  Theil  des  .\equatorialgürtels  schien  eine  besondere  Neigung 
zur  Aktivität  zu  besitzen.  Auf  den  Bildern  vom  15.  und  20.  Juli 
findet  er  sich  in  etwa  240"  Länge.  In  seiner  Nachbarschaft  schienen 
die  Veränderungen  am  schnellsten  vor  sich  zu  gehen,  und  einige  Fäden 


")  Diese  holleren  Stellen  an  den  Rändern  des  AequatorialgUrtela  sind 
auch  in  mehreren  wohlgelungencn  Zeichnun^fcn  von  Herrn  A.  S.  Williams 
ans  dem  Jahre  18.S9  zu  sehen,  ebenso  in  seinen  .Zenographischen  Fragmenten“. 
Ich  selbst  habe  nicht  beobachtet,  dafs  sic  eine  Neigung  besitzen,  ]>aarweise  auf- 
zutreteu. 

3G* 


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546 


sind  sichtbar,  welche  entgegen  der  gewöhnlichen  Richtung  verlaufen. 
Nehmen  wir  die  oben  geäufserte  Vermuthung  über  die  Natur  der 
Fäden  als  richtig  an,  so  dürfen  wir  sie  als  Wolkengebilde  ansehen, 
welche  in  der  Rotationsrichtung  herausgeschleudert  werden  mit  einer 
Geschwindigkeit,  die  grofs  genug  ist,  um  auf  kurze  Zeit  der  allge- 
meinen Strömung  des  Ae(iuatorialgürtels  voranzueilen. 

Die  rothen  Streifen.  Von  ihnen  ist  bereits  vielfach  die  Rede 
gew'csen,  der  nördliche  zeigte  die  rothe  Farbe  entschiedener  als  der 
südliche,  dessen  F'ärbung  mehr  in  Purpur  überging.  In  allen  Fällen 
W'ar  die  Erscheinung  derselben  die  eines  passiven  Mediums,  in  welchem 
sich  die  Bildung  der  Fäden  und  anderer  Formen,  welche  die  Zeich- 
nung aufweisen,  abspielt.  Die  geschilderten  Phänomene  könnten  ex- 
perimentell völlig  naturgetreu  dargestellt  werden  durch  Fäden  einer 
weifsen  w’olkigen  Masse,  die  in  einer  halbdurchsichtigen  röthlichen 
Flüssigkeit  schwimmen  und  bisweilen  untertauchen  oder  an  die  Ober- 
fläche steigen.  Vielleicht  wird  sich  später  Anden,  dafs  der  wirkliche 
Sachverhalt  diesen  Vorstellungen  entspricht.  Die  dunklen  Flecken, 
welche  auf  den  rothen  Streifen  häufig  gesehen  werden , fanden  sich 
fast  immer  in  dom  Raume  zwischen  zwei  F'äden,  an  der  Stelle,  wo  der 
eine  eine  scharfe  Kurve  machte.  Sie  hatten  dieselbe  Farbe  wie  die 
Streifen,  nur  in  etwas  tieferer  Nuance,  wie  wenn  das  flüssige  Medium 
bis  in  gröfsere  Tiefen  durchschaut  werden  könnte;  sie  waren  niemals 
rund,  sondern  unregelrnäfsig  oder  gezackt.  In  den  kleineren  Instru- 
menten erschienen  sie  weniger  charakteristisch. 

Die  äufsero  Grenze  dos  südlichen  Streifens  war  schärfer  und 
deutlicher  begrenzt  als  die  entsprechende  des  nördlichen,  welche  ge- 
wöhnlich mit  röthlichen  Trümmern,  ähnlich  wie  die  verwaschenen 
Enden  der  Fäden,  umsäumt  war.  Der  klarste  und  am  dunkelsten 
gefärbte  Thcil  der  rothen  Streifen,  mit  Ausnahme  der  erwähnten  Flecken, 
war  die  grofse  Bucht  hinter  dem  „rothen  Fleck“,  und  in  dieser  Gegend 
waren  auch  die  Grenzen  sehr  scharf  und  deutlich  sichtljar. 

Der  rothe  Fleck.  Das  Aussehen  des  grofsen  rothen  Flecks 
auf  der  Südhemisphäre  zeigt  das  Bild  *2)  in  grüfserem  Mafsstabo,  welches 


Die  auf  der  folgenden  Seite  befindliche  Reproduction  der  Kooler- 
echen  Zeichnung  giebt  das  Original  nur  in  sehr  unvollkommener  Weise  wie- 
der, was  durch  die  ungeeignete  Art  der  Vervielfältigung  bedingt  war,  die 
trotz  mehrfacher  Versuche  kein  besseres  Resultat  lieferte.  Wir  werden  uns 
jedoeh  beeilen,  in  einem  der  nächsten  Hefte  eine  bessere  Wiedergabe  der  werth- 
vollen  Originalzcichnung  folgen  zu  lassen  und  bitten,  die  obige  nur  als  pro- 
visorisch anzunehinen.  Die  Red. 


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647 


am  Abend  des  5.  September  mit  630-facher  Vergröfserung  ausgeführt 
wurde.'^)  Der  Fleck  zeigte  ein  mattes  Kosa,  etwas  heller  in  der  Mitte, 
als  ob  der  dunklere  Hintergrund  der  früheren  Jahre  durch  einen 
weifsen  Wolkenschleier  verhüllt  wäre.  Sein  Umrifs  war  eine  ziemlich 
regelmäfsige  Ellipse,  umsäumt  von  den  hellen  weifsen  Wolken  des  um- 
gebenden Gürtels,  der  nachfolgende  Theil  durch  eine  dunklere  Schat- 
tirung  etwas  kräftiger  hervorgehoben.  Der  weifse  Wolkenring 
war  undurchbrochen,  aber  sehr  schmal  an  dem  südlichen  voran- 
gehenden Ende,  so  dafs  bei  nicht  besonders  günstigen  Gesichtsver- 
hältnifsen  der  dort  endende  graue  Gürtel  sich  mit  dem  rothen  Fleck 
zu  vermischen  schien,  obwohl  der  Farbenunterschied  sehr  markirt 
war,  da  der  Gürtel  ein  trübes  Graugelb,  der  Fleck  deutliches  Rosa 
zeigte.  Mit  Ausnahme  der  etwas  helleren  Mitte  erschien  mir  die  Ober- 
fläche dos  Flecks  gleichförmig  zu  sein,  doch  zeigt  eine  Skizze  von 
Herrn  Barnard  vom  9.  Juni  einen  dunklen  Schatten,  der  vom  nörd- 
lichen vorangehenden  Ende  hineinragl.  Nach  seinen  Beobachtungen 
ist  der  Fleck  merklich  kürzer  als  im  Jahre  1880. 


Der  rothc  Fleck  Jupiters,  gezeichnet  am  5.  September  1889 
bei  630-facher  VergrOfaerung. 

Meridiandurchgänge  des  rothen  Flecks  oder  anderer  Fixpunkte 
des  Jupiter  habe  ich  nicht  beobachtet,  doch  folgen  hier  einige  von 
anderen  gemachte  derartige  Beobachtungen. 

o)  Die  Mitte  und  der  nachfolgende  TheU  wurden  mit  dieser  Vergröfserung 
gezeichnet,  nachdem  die  gewöhnliche  Darstellung  fertig  war.  Der  voran- 
gehende Theil  war  nicht  mehr  gut  sichtbar,  weil  schon  zu  nahe  am  Rand,  doch 
war  er  mit  der  anderen  Vergröfserung  sorgfältig  untersucht  worden,  und  ist 
daher  nachgetragen. 


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548 


Pacific  Standard-Zeit;  ).  Beobachter: 
Nachfolg.  Endo  des  rolhon  Flecks  1888  Juni  9,  15b  85.5“  | 16.1®  E.  E.  Bamard 

Mitte  , , , , , 17.  11,  40.1  J 3.56.7° 

Mitte  , „ , - Juli  2.  9,  6.3.:  359.7° 

Mitte  . . , , , 11.11,32.2,1  1.3°  E.  S.  Holden 

k bedeutet  die  lüngo  des  zentralen  Meridians  für  die  beobachtete 
Zeit,  nach  Marths  Ephemeride,  Columne  II.  Hiernach  erscheint 
Marths  Kulimeridian  sehr  nahe  durch  die  Mitte  des  rothon  Flecks 
zu  gehen. 

Die  Länge  desselben  war  nach  Herrn  Barnard  im  Jahre  1889 
etwa  43  Zeitminuten , oder  in  der  Projektion  etwa  29  800  km  wahrer 
Dimension,  dies  ist  auch  nahezu  die  durchschnittliche  Länge  des  rothen 
Flecks  in  den  Zeichnungen,  nach  blofser  Schätzung. 

Gürtel  der  Südhemisphäre.  Die  Gegend  der  Südhemisphäre 
vor  dom  rothon  Fleck  war  in  gewöhnlicher  Weise  grau  und  weifs  ge- 
streift. Der  erste  weifse  Streifen  grenzte  uiunittelbar  an  den  süd- 
Uchen  rothen  Streifen,  und  endete  an  dem  rothen  Fleck.  Er  bot  einige 
oharukteristische  Züge.  Das  vorangehende  Ende  war  mit  dem  Aequa- 
torialgürlcl  verbunden,  und  dieses  Band,  welches  quer  über  den  süd- 
lichen rothen  Streifen  hinwegzog,  glich  etwa  den  erwähnten  Licht- 
fäden,  doch  war  es  breiter,  von  festerer  Struktur  und  vollkommen 
weifs.  Die  charakteristische  Farbe  des  rothen  Streifens  konnte  weit  in 
den  Raum  hinein  verfolgt  werden,  der  ihn  von  dem  nächsten  weifsen 
Gürtel  im  Süden  trennte,  obwohl  die  Farbe  allmiililich  au  dem  hinteren 
Ende  dieses  Raumes  in  Grau  überging.  Ueber  den  eigentlichen  Zu- 
sammenhang dieses  Bandes  mit  dem  Aequatorialgürtel  konnte  nichts 
Bestimmtes  ermittelt  werden.  Das  vordere  Ende  desselben  sieht  man 
auf  dem  Bilde  vom  20.  Juli,  doch  liegt  es  schon  dem  Rande  der 
Scheibe  zu  nalie,  um  noch  das  feine  Netzwerk  sichtbar  werden  zu 
lassen,  welches  die  Verbindung  mit  dem  Aequatorialgürtel  bildete. 
Nach  dem  26.  Juli  zeigte  dasselbe  eine  Neigung,  sich  in  rundliche 
Massen  aufzulösen,  jedoch  wurde  ein  wirkliches  Zerfallen  nicht  wahr- 
genommen (siehe  6.  September). 

Hinter  dem  rothen  Fleck  gingen  die  beiden  weifsen  Streifen 
in  einen  breiten  gleichförmig  grauen  Gürtel  über,  auf  dem  zahlreiche 
weifse  Punkte  glänzten,  die  zu  den  schönsten  Objekten  auf  dem 
Planeten  gehören.  Die  kleineren  waren  rund  und  schienen  helle 
Knoten  auf  den  verschwundenen  Enden  der  genannten  weifsen  Streifen 
darzustellen.  Sie  waren  von  keiner  dunkleren  Schattirung  umgeben. 
Die  Sichtbarkeit  und  scheinbare  Helligkeit  derselben  hing  in  hohem 
Mafse  von  den  atmosphärischen  Verhältnissen  ab. 


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549 


Etwa  150  Längengrade  hinter  dem  grofsen  rothen  Fleck  folgten 
zwei  ovale  weifse  Flecken  (siehe  10.  und  12.  Juli),  um  welche  kleinere 
runde  aulTallend  symmetrisch  gruppirt  waren.  Weitere  70“  entfernt,  folgte 
dieser  Gruppe  ein  grofser  ovaler  Fleck  mit  einem  kleineren  runden  an 
jedem  Ende.  Die  Längenangaben  sind  nur  rohe  Annäherungen,  da 
sich  die  Flecken  beständig  gegen  den  rothen  Fleck  hinbewegten. 
Während  der  ganzen  Beobachtungsreihe  blieben  diese  Gruppen  er- 
halten und  sind  fast  auf  allen  Bildern  sichtbar.  Ein  oder  zwei  ein- 
zelne Flecken  folgten  der  letzten  Gruppe  (15.  und  20.  Juli),  ihr  Hinter- 
grund, der  graue  Gürtel,  verläuft  alsdann  in  die  Streifungen,  welche 
dem  rothen  Fleck  voi-angehen.  Ein  isolirter  weifser  Fleck  ähnlicher 
Art  zeigt  sich  in  hoher  südlicher  Breite  auf  mehreren  Zeichnungen. 

Diese  hellen  Flecken  schienen  einen  abstofsenden  Einflufs  auf 
die  weifsen  Streifen  ihrer  Nachbarschaft  zu  haben,  welche  sich  über 
sie  hinweg  wölben,  wie  die  Bilder  vom  10.  und  15.  Juli  erkennen 
lassen.  Doch  vergesse  man  nicht,  dafs  dies  nur  der  Einflufs  der 
Schwerkraft  sein  mag,  ähnlich  wie  sich  die  Nebelstreifon  um  die  Ab- 
hänge eines  irdischen  Berges  herumziehen.  Die  Höhenunterschiede 
der  verschiedenen  Gebilde  sind  natürlich  nicht  bekannt.  Nur  bei  sehr 
scharfen  Bildern  konnte  dies  Sichwegkrümmeu  der  Streifen  deutlich 
gesehen  werden. 

Gürtel  der  Nordhemisphäre.  Die  Nordhemisphäre  des  Jupiter 
war  viel  ärmer  an  Detail  als  die  südliche.  Sie  war  abwechselnd  mit 
hellen  und  dunklen  Streifen  bedeckt,  welche  letztere  wie  Trennungs- 
spalten  in  den  weifsen  Wolkenraassen  aussahen,  und  daher  dunkler, 
weil  theihvoiso  beschattet.  Doch  liegt  kein  Grund  vor,  sie  in  einem 
niedrigeren  Niveau  als  die  hellen  Streifen  anzunehmen,  umsomehr  da 
ihre  dunklere  Färbung  keinem  Schattenwurfe  zuzuschreiben  ist,  weil 
die  Beleuchtung  eine  vertikale  war.  Der  röthliche  Ton  des  Aequatorial- 
gürtels  wurde  auch  au  den  ersten  dunklen  Streifen  nördlich  und  südlich 
von  den  rothen  Streifen  wahrgenommen.  Die  wolkenartige  Natur  der 
Jupiteroberfliiehe  trat  am  auffallendsten  in  der  Reihe  der  dunklen  und 
hellen  Streifen  der  Nordhemisphäre  hervor.  In  überraschender  Aehnlich- 
keit  sieht  man  eine  irdische  Kopie  davon  in  dem  W'olkenmeor,  welches 
zuweilen  durch  das  Thal  w’estlich  vom  Mt.  Hamilton  eindringt,  bei 
hellem  Himmel  und  vollem  Sonnenschein  weit  unterhalb  der  Höhe  der 
Sternwarte  schwebend. 

Nördlich  vom  Acquator  wurden  keine  hellen  Flecken  wie  auf  der 
Südhemisphäre  gesehen.  Dunklere  Flecken  kamen  wohl  vor,  aber 
wenn  sie  auch  in  den  kleineren  Instrumenten  bestimmte  Formen  zu 


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550 


besitzen  schienen,  zeigte  sie  der  SQ-zöllige  Refraktor  immer  nur  als 
dunklere  Wolkenmassen  in  den  Räumen  zwischen  den  hellen  Streifen, 
wie  sie  auch  in  den  Zeichnungen  vom  10.  Juli  und  sonst  noch  dar- 
gcstellt  sind. 

Beschreibung  der  Tafeln.  Hierbei  soll  nur  über  den  Zustand 
der  Atmosphäre  bei  dem  Entwurf  der  Zeichnung  und  über  die  Beob- 
achtung das  Xöthige  erwähnt,  aufserdem  auf  charakteristische  Züge 
der  einzelnen  Fälle  hingewiesen  werden,  auf  welche  die  vorangehende 
allgemeine  Beschreibung  basirt  ist. 

9.  Juli.  9 h 40  m.  Gutes  Bild.  Das  vorangehende  Ende  des  rothen 
Flecks  nahe  am  zentralen  Meridian.  Der  vorausgehende  Theil  der 
Aequatorialzone  erscheint  sehr  unruhig  und  zeigt  aufserordentlicb  kom- 
plizirtes  Detail.  Auf  der  unteren  (\ord-)Seite  ziehen  die  Fäden  quer 
durch  den  rothen  Streifen  und  verschwinden  in  röthlichen  Nebelwolken. 
Da.s  zentrale  lachsfarbene  Band  reicht  nicht  über  die  gestörte  Region 
hinweg.  Dies  ist  wahrscheinlich  die  Erscheinung  des  Jupiter,  wie  sie 
Herr  Terby  in  den  Astr.  Xachr.  No.  2928  beschrieben  und  abgebildet 
hat.  Zwei  helle  Knoten  auf  dem  Faden  dicht  unter  dem  rothen  Fleck 
sind  bemerkenswerth;  sie  wurden  mit  besonderer  Sorgfalt  in  der  Zeich- 
nung festgelegt. 

10.  Juli.  8 h 45  m.  Bild  nur  mäfsig.  Vereinigung  zweier  Fäden 
in  dem  oberen  rothen  Streifen.  Zwei  hello  Knoten  nahe  der  Ver- 
bindungsstelle, welche  heller  als  die  übrigen  Theile  leuchten.  Grade 
der  Vereinigungsstelle  gegenüber,  in  dem  anderen  rothen  Streifen,  macht 
der  äufsere  Faden  eine  scharfe  Biegung  nach  Nord  bis  nahe  an  die 
Grenze  des  Streifens,  ein  fast  halbkreisförmiges  Stück  von  reiner  rother 
Farbe  zwischen  den  Fäden  einschliefsend. 

10.  Juli.  10  h 2 m.  Kur  mäfsiges  Bild,  zeitweise  gut,  wobei  die 
Krümmung  des  schmalen  weifsen  Streifens  über  dem  Fleck  in  der 
Südhomisphäre  deutlich  erkennbar  wird.  Dieses  Bild  zeigt  beide  der 
erwähnten  Gruppen  von  Flecken  in  der  Südhemisphäre,  sowie  den 
isolirten  Fleck  in  hoher  südlicher  Breite.  Die  Austrittsstelle  des  feinen 
Fadens  in  dem  Nordgürtel  erscheint  in  der  bei  ungewöhnlichen  Störungen 
so  oft  bemerkten  olivengrünen  Färbung. 

11.  Juli.  12  h 3 m.  Bild  gut,  doch  gelang  die  Zeichnung  nicht 
vollkommen.  Der  rotho  Flock  war  wieder  auf  der  Scheibe.  Den 
ICnoten  auf  den  Fäden  unterhalb  desselben  wurde  besondere  Aufmerk- 
samkeit gewidmet.  Sie  sind  weiter  auseinander  und  auch  von  der 
Austritlsstelle  weiter  entfernt  als  am  9.  Juli.  Das  Detail  des  nördlichen 
rothen  Streifens  am  vorangehenden  Rande  war  komplizirt  und  konnte 


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551 


wegen  Zeitmangels  nicht  ausgeführt  werden,  dürfte  aber  dem  vom 

9.  Juli  durchaus  gleichen. 

12.  Juli.  11h  59m.  Vorzügliches  Bild,  Zeichnung  ebenfalls  wohl- 
gelungen. Die  rothen  Streifen  voll  von  seltsamem  Detail,  das  nur  un- 
vollständig wiedergegeben  werden  konnte.  Die  dunklen  Räume 
zwischen  den  parallelen  Fäden  zeigen  reines  Dunkelroth. 

15.  Juli.  11h  14m.  Bild  nicht  besonders  gut  Die  verkrümmten 
Fäden,  die  von  der  gestörten  Region  des  Aequatorialgürtels  ausgehen, 
bestehen  aus  wundervollen  Federwolkon  und  Wolkenzügen ; der  An- 
blick ist  sehr  bomerkenswerth.  Die  zweite  grofse  Oruppo  weifser 
Flocken  der  Südhoinisphäre  steht  nahe  am  vorangehenden  Rande,  ein 
einzelner  weifser  Fleck  ziemlich  im  Zentrum, 

20.  Juli.  10h  52m.  Bild  schwach,  nur  zeitweise  besser.  Sehr 
komplizirles  Detail  in  den  rothen  .Streifen,  kurze  Fäden,  die  nach  dem 
vorangehenden  Rand,  gegen  ihre  sonstige  Richtung,  gewendet  sind. 
Hier  ist  der  vorangehende  Theil  des  Querbandes  durch  den  südlichen 
rothen  Streifen  sichtbar,  welches  am  rothon  Flock  endet  Es  ist  mit 
der  Ao(iuatorialzone  durch  zahlreiche  Fasern  verbunden. 

5.  September.  8h  4 m.  Der  rothe  Fleck  hat  soeben  den  zentralen 
Meridian  passirt  Es  zeigen  sich  mehrere  weifse  Flecken  auf  der 
Südhomisphiire,  welche  vorwärts  getrieben  sind  und  nahezu  dieselbe 
Länge  als  der  rollte  Flock  erreicht  haben.  Leider  mufste  die  Be- 
obachtung abgebrochen  werden,  oho  die  grofsen  Flockengruppon  vom 

10.  Juli  diese  Lage  erreicht  hatten. 

Interessant  ist  hier  die  Zusammendrückung,  wenn  man  so  sagen 
darf,  der  beiden  parallelen  Fäden  südlich  vom  rothen  Fleck  in  den 
engen  Rium  unterhalb  desselben.  Hier,  wo  der  rothe  Streifen  so 
schmal  wird,  konnten  sie  nicht  weiter  verfolgt  worden.  Später  wurde 
die  im  Text  gegebene  Zeichnung  des  rothen  Flecks  mit  stärkerer. 
Vergröfserung  gemacht. 


Diese  Beschreibung  der  Jupiteroborfläche  im  Jahre  1889  konnte 
naturgomäfs  nur  einen  kleinen  Theil  alles  dessen  berücksichtigen, 
was  zu  einer  erschöpfenden  Monographie  gehören  würde,  jedoch  habe 
ich  mich  bemüht,  die  wesentlichsten  und  für  den  Zustand  des  Planeten 
in  diesem  .Jahre  oharaktoristisohon  Züge  horvorzuheben.  Offenbar 
finden  nicht  nur  beständig  schnelle  Aenderungen  des  feineren  Details 
der  Oberfläche  statt,  sondern  auch  der  Qesamtcharaktor  derselben 


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652 


hat  sich  in  den  letzten  Jahren  erheblich  verändert.  ■♦)  Ob  diese 
Aonderungen  jedoch  periodischer  Natur  sind,  kann  nur  durch  Ver- 
gleichung aller  Abbildungen  ermittelt  werden,  welche  seit  vielen  Jahren 
angefertigt  worden  sind.  Doch  dürften  diese  Vergleichungen  viel- 
fache Schwierigkeiten  darbieten,  da  die  persönliche  Auffassung 
der  Beobachter  hierbei  in  höchstem  Mafse  mit  in  Frage  kommt,  die 
vielleicht  niemals  hoch  genug  veranschlagt  worden  ist  **) 

So  sehr  auch  jeder  Beobachter  bemüht  ist,  nur  das  wieder- 
zugeben, was  er  tbatsächUch  sieht,  legt  er  doch  unbewufst  zugleich  seine 
eigene  Deutung  in  die  von  ihm  dargestellten  Erscheinungen  hinein, 
und  dieses  persönliche  Element  wird  noch  vermehrt  durch  die  sehr 
verschiedenen  Bedingungen,  unter  denen  die  Zeichnungen  zu  stände 
kommen,  und  die  verschiedene  optische  Kraft  der  angewandten  In- 
strumente. 

Die  läisung  dieser  Schwierigkeit  dürfte  einer  weiteren  Vervoll- 
kommnung der  Photographie  in  ihrer  Anwendung  auf  astronomische 
Probleme  Vorbehalten  bleiben. 

’*)  Siche:  Puhl,  of  the  Astron.  Soc.  of  the  Pacific  vol.  1.  pag.  112. 

'*)  Siehe  als  lehrreiches  Ileispiel  die  Vergleichung  verschiedener  Karten 
des  Mars  bei  Lohse;  Puhl.  d.  Astrophysikal.  Observatoriums  zu  Potsdam 
Band  111,  und  Flammarion;  Bull,  de  la  Soo.  Astrou.  de  France  18S8. 


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Blicke  auf  die  Vergangenheit  und  Gegenwart  der 
astronomischen  Rechenkunst 

Von  F.  K.  Ginzel, 

Astronom  am  Rerheninstitut  der  K^K  Stomwarte  tu  Berlin. 

TU.  Dio  rechnerischen  Aufgaben  der  Gegenwart 

§ 

n unserer  Zeit  haben  die  einzelnen  Zweige  des  astronomischen 
ITechnens  eine  allmälilich  schärfer  gewordene  Trennung  erfahren. 
Die  geodätischen  Ttechnungsoperationen  haben  sich  völlig  zu 
einer  selbständigen  Wissenschaft  entwickelt  ln  der  Beschäftigung 
der  Astronomen  ist  eine  gewisse  Scheidung  eingetreteu.  Die  grofse  Zahl 
der  an  den  Femröbren  derzeit  zu  beobachtenden  Objekte  und  die  fort- 
während wachsende  Reclmungsarbeit  welche  aus  den  Beobachtungen 
fruchtbringende  Erkenntnisse  ziehen  will,  hat  von  selbst  mehr  und 
mehr  zu  einer  Spezialisirung  der  astronomischen  Mitarbeiter,  zu  denen 
der  „Observatoren“  und  jenen  der  .Rechner“  geführt.  Dio  letzteren 
fassen  ihre  Ziele  entweder  im  weiteren  Sinne,  indem  sie,  an  der  Hand 
der  Mathematik  in  Probleme  eindringend,  Aufgaben  analytisch  und 
numerisch  lösen  und  klar  legen,  oder,  im  engeren  Sinne,  indem  sie 
die  eigentliche  numerische  Rechnung  zu  ihrer  Hauptaufgabe  machen. 
Die  letzteren  beiden  Klassen  von  Astronomen  bedürfen  zu  ihren 
Arbeiten  sehr  wenig  einer  Sternwarte,  sie  führen  ihre  Thaten  am 
Schreibtische  aus,  und  dafs  diese  Thaten  sich  zu  überaus  bedeuten- 
den gestalten  können,  das  beweisen  dio  Namen  Bessel,  Hansen, 
Oppolzer  und  viele  andere.  Dio  Oröfse  eines  Astronomen  wird 
eben  — um  das  Witzwort  eines  geistreichen  Gelehrten  zu  gebrauchen  — 
„nicht  mit  der  Länge  seines  Fernrohrs  gemessen.“ 

Das  Reduziren  der  Beobachtungen'),  einstmals  die  Hauptquelle 

')  Die  Positionsbestimmungen  der  Gestirne  werden  an  den  Instrumenten 
meist  nicht  direkt  erhalten;  dio  Messungen  sind  zum  Theil  nur  Differenz- 
messuugen  gegen  benachbarte  Sterne  (Mikrometerbestimmungen),  alle  aber  er- 
scheinen mit  den  Instrumentalfehlem  behaftet,  müssen  aulserdem  von  der 
Refraktion  befreit  und  bisweilen  (Meridianbeobachtungen)  auf  eine  gemein- 
same Epoche  gebracht  werden;  die  hierzu  erforderlichen  Rechnungen  nennt 
man  „das  Reduziren“  der  Beobachtungen. 


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6Ö4 


der  friilicren  Astronomen  zur  Erlangung  rechnerischer  Fertigkeit,  ge- 
hört längst  nicht  inelir  zum  Gebiet  eigentlicher  „Rechner“;  an  Stelle 
dessen  ist  namentlich  die  Bearbeitung  der  Planeten-  und  Kometen- 
bahnen getreten.  Wir  müssen  diesen  Zweigen  der  Rechenkunst  einige 
Betrachtungen  widmen. 

Was  zuerst  die  kleinen  Planeten  (Asteroiden)  anbotrifft,  so  hat 
die  Bearbeitung  der  Bahnen  derselben  seit  der  Mitte  unseres  Jahr- 
hunderts einen  grofsen  Aufschwung  genommen;  man  kann  behaupten, 
dafs  der  gröfste  Theil  der  jetzigen  jüngeren  Generation  der  Astronomen 
an  ihnen  rechnen  gelernt  hat  Enoke  und  seinen  Schülern,  unter 
diesen  namentlich  in  hervorragendster  Weise  Tieljen,  gebührt  das 
Verdienst,  die  Methode  der  Balmbestimmung  gefördert  und  die  Wege 
zur  Ermittlung  der  von  den  grofsen  Planeten  auf  die  Asteroiden  aus- 
geübten  Störungen  geebnet  und  den  weiteren  Kreisen  der  Astronomen 
zugänglich  gemacht  zu  haben.  In  Oesterreich  fand  die  Bahnbesiim- 
muug  der  kleinen  Planeten  einen  der  eifrigsten  Vertreter  an  Oppolzer. 
Diese  Meister  waren  es  auch,  die  in  der  richtigen  Erkenntnifs,  dafs 
sich  die  immer  mehr  und  mehr  wachsende  Masse  von  Rochnungsarbeit, 
die  aus  der  fortwährenden  Entdeckung  neuer  Planeten  und  der  zahl- 
reichen Beobachtung  derselben^)  hervorging,  nur  durch  einen  festen 
Rochenmechanismus  werde  bewältigen  lassen,  die  ganze  rechnerische 
Arbeit  zu  vereinfachen  und  auf  gewisse  Normen  zu  bringen  trachteten. 
Man  hat  geklagt,  dafs  hierdurch  der  Geist  der  Methode  verloren  gehe. 
Es  scheint,  mit  Unrecht;  denn  wenn  man  verlangen  wollte,  dafs  sich 
der  mit  Planetenrechnungen  zum  so  und  so  vielten  Male  beschäftigte 
Astronom  den  Weg  überlegen  soll,  auf  dem  er  zum  Resultate  kommt, 
darf  man  dom  Observator  auch  zumuthen,  dafs  er  bei  jeder  Mikro- 
meterbeobachtung eine  tiefsinnige  Betrachtung  anstelle.  Die  Rechnung 
und  die  Beobachtung  sind  eben  nur  Mittel  zura  Zwecke.  Die  voll- 
ständige und  auf  einen  bestimmten  Endzweck  gerichtete  Bahnbestim- 
mung eines  der  kleinen  Planeten  verlangt  übrigens  Aufmerksamkeit 
und  Denken  in  reichem  Mafse,  wovon  sich  manche  Astronomen,  welche 


*)  Vermöge  der  jetzigen  Kadonmikromoter,  der  elektrischen  Rogistrir- 
appsrate,  der  Ablesungen  der  Kreistheilungon  vom  Fernrohrokular  aus  und 
der  vielfachen  sonstigen  Bequemlichkeiten,  namentlich  aber  der  Reichhaltig- 
keit unserer  Sternkataloge,  sind  die  Beobachtungen  bei  weitem  schneller  abzu- 
wickcln.  Encke  giebt  an  (Aslr.  Jahrb.  1.S62),  dafs  früher  die  Planeten- 
beobachlungen 6mal  so  viel  Zeitaufwand  bedurften  als  um  1862,  und  dafs 
Gaufs  jede  Beobachtung  auf  2 Tage  veranschlagt  habe.  Seit  Enckes  Zeiten 
aber  haben  unsere  Einrichtungen  wieder  einen  ganz  erheblichen  Schritt  vor- 
wärts gethan. 


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565 


die  Sache  für  gar  leicht  hielten,  durch  begangene  Sclmitzer  zu  ihrem 
Leidwesen  haben  überzeugen  müssen. 

Gegenwärtig  benützt  noch  ein  aus  freiwilligen  Mitarbeitern  aller 
Herren  Länder  zusammengesetztes  Corps  von  Astronomen  die  Bahii- 
bestimmung  der  Asteroiden  dazu,  sich  in  seinen  Thaten  die  ersten 
Sporen  zu  verdienen.  Viele  Monographien  über  einzelne  Asteroiden, 
von  denen  manche  eine  mehrjährige  Rechnung  in  Anspruch  genommen 
haben,  sind  aus  diesem  Freiwilligencorps  hervorgegangen.  In  Berlin 
hat  die  Königl.  Sternwarte  eine  Contralstelle  fiir  die  laufende  Planeten- 
bearbeitung eingerichtet:  sie  ist  dem  Recheninstitut  der  Sternwarte 
einverleibt.  Trotz  dieses  Zusammenwirkens  der  Arbeitskräfte  müssen 
wir  heute  sagen,  es  graut  uns  vor  den  kleinen  Planeten,  denn  es  ist 
kein  Absehen,  wie  wir  auf  gute  Art  (d.  h.  wenn  genauere  Konntnifs 
der  einzelnen  Bahnen  verlangt  wird)  mit  ihnen  fertig  werden  sollen. 
Kaum  40  der  jetzigen  287  Asteroiden  sind  eingehend  und  genau  bear- 
beitet, nur  etwa  26  so  detaillirt  und  in  Beziehung  auf  die  Störungen, 
welche  sie  durch  die  grofsen  Planeten  (meist  Jupiter  und  Saturn)  er- 
leiden können,  derart  untersucht,  dafs  man  ihre  Bewegung  aus  Tafeln 
entnehmen  kann.  Es  ist  kein  Wunder,  wenn  jetzt  schon  radikale 
Reformationsgedanken  laut  werden,  wie  die  fernere  Bearbeitung  der 
Asteroiden  zu  gestalten  wäre.  Im  allgemeinen  haben  die  kleinen 
Planeten,  das  mufs  man  zugestehen,  als  Früchte  der  astronomischen 
Erkenntnifs  an  Interesse  verloren,  und  die  Rechnung  wird  sich  deshalb 
wahrscheinlich  auf  solche  Objekte  zurückziehen,  welche  in  irgend  einer 
Weise  für  Parallaxen-  oder  Massenbestimmungen  etc.,  nützlich  werden 
können. 

Das  Kometenbahnproblem  hat  in  unserer  Zeit  namentlich  durch 
Oppolzers  Arbeiten  einen  weiten  Schritt  vorwärts  gethan,  sowohl 
durch  die  von  ihm  aufgestollte  allgemein  gütige  Bahnbestimmungs- 
methode  (die  Olberssche  Methode  wird  nämlich  in  gewissen  Fällen 
unbrauchbar),  als  durch  seine  Bemühungen,  die  Behandlungsart  der 
Kometenbahnen  einem  gröfseren  Kreise  von  Rechnern  zupinglicher 
zu  machen.  Das  Interesse,  welches  die  Kometen  darbieten  und  zu 
dessen  Förderung  die  Rechnung  vorzugsweise  berufen  erscheint,  ist 
ein  im  Vergleiche  zu  den  kleinen  Planeten  bei  weitem  gröfseres  und 
vielseitigeres.  Es  würde  eines  eigenen  Aufsatzes  speziell  über  diesen 
Gegenstand  bedürfen,  um  dies  eingehender  klar  legen  zu  können. 
So  ist  es  z.  B.  von  Wichtigkeit,  zu  erforschen,  ob  ein  eben  entdeckter 
Komet  mit  einem  in  früheren  Jahren  gesehenen  identisch  ist  oder  in 
seinen  Bahnelemonten  eine  gewisse  Verwandtschaft  mit  einem  solchen 


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zeigt.  Das  eretere  läfst  erwarten,  dafs  der  Komet  nach  einer  Anzahl 
Jahre  wieder  von  der  Erde  aus  sichtbar  worden  wird,  also  ein  perio- 
discher, in  einer  meist  stark  excentrischen  Ellipse  um  die  Sonne  sich 
bewegender  Himmelsköqicr  ist.  Das  zweite  Moment  läfst  unter  Um- 
ständen einen  Schlufs  über  die  Zusammengehörigkeit  des  entdeckten 
Kometen  mit  einem  Systeme  oder  einer  Gruppe  von.  andern  Kometen 
gerechtfertigt  erscheinen;  störende  Kräfte  der  Planeten  oder,  auf  was 
man  in  neuerer  Zeit  aufmerksamer  geworden  ist,  im  Innern  der 
Kometen  selbst  auftretende  Umwälzungen  können  die  Auflösung  der 
Gruppe  oder  des  Urkörpers  bewirkt  haben.  Diese  Fragen  zu  lösen, 
bedarf  es  meist  sehr  eingehender  Rechnungen.  Man  luufs  bedenken, 
dafs  die  Kometen  in  allen  möglichen  Arten  von  Bahnen  durch  das 
Sonnensystem  hindurclischroiten,  in  Ellijjsen  von  mäfsigen  und  starken 
Excentricitäten,  in  nahezu  parabolischen  Bahnen  und  selbst  in  Hyperbeln. 
Sie  können  planetarischc  Störungen  in  allen  Theilen  des  Sonnensystems 
und  darunter  solche  von  so  bedeutender  Gröfso  erleiden,  dafs  ihre 
Bahnen  eine  ganz  wesentliche  Veränderung  erfahren.  Die  Rechnungs- 
arbeiten gestalten  sich  deshalb  schon  der  Störungen  wegen  bei  Fragen 
der  obgedachlen  Art  zu  umfassenden  Untersuchungen.  Beispielsweise 
ist  von  Ühandler  darauf  hingowiesen  worden,  dafs  der  Brookssche 
Julikomet  von  1889,  derselbe,  an  welchem  auch  im  Verlauf  der  Be- 
obachtungen das  Auftauchen  von  mehreren  Nebcnkomelen  bemerkt 
worden  ist,  (s.  Okt.-  u.  Kovb.-Heft  d.  Zeitschr.)  im  Jahre  1886  eine 
aufserordentliche  Störung  durch  das  Jupitersystem  erlitten  hat.  Diese 
Störung  kann  möglicherweise  die  Ursache  der  N’obenkometen  sein. 
Der  Komet  sei  derselbe,  der  im  Juni  1770  erschienen  und  für  welchen 
von  Lexell  und  Burckhardt  eine  Umlaufszeit  von  5*/2  Jahren  er- 
halten wonlen  ist.  Durch  die  Störungen,  die  der  Komet  1779  und 
1880  erfahren,  sei  seine  Bewegung  und  seine  Bahn  total  umgeändert 
worden.  Die  rechnerische  Untersuchung  dieser  Aufgabe  kann,  wenn 
halbwegs  sichere  Resultate  abgeleitet  wenien  sollen,  sich  zu  einer 
sehr  zeitraubenden  gestalten.  Eben  so  interessant  und  für  die  Er- 
kenntnifs  der  Xatur  der  Kometen  von  Wichtigkeit  ist  die  Entscheidung 
der  Frage,  ob  Kometen,  welche  der  Sonne  aufserordentlich  nahe  kommen, 
ja  wie  es  bei  einigen  (1668,  1843  und  1880)  der  Fall  gewesen,  die 
glühende  Sonnenoberfläche  streifen,  beträchtliche  Störungen  ihrer  Um- 
laufszeit wegen  des  Widerstandes  erfahren,  dem  sie  in  der  Gasatmo- 
sphäre  der  Sonne  begegnen.  Bemerkenswerth  ist,  dafs  der  Komet 
1882  II,  welcher  der  Sonne  ebenfalls  sehr  nahe  kam.  und  dessen  Vor- 
übergang vor  ihr  beobachtet  werden  konnte,  nach  der  Rechnung  keine 


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Spur  einer  erlittenen  Störung  erkennen  läfst.  Welche  eigenthiimlichen 
Resultate  die  weitere  V’erfolgung  des  Enckeschen  Kometen  ergeben 
hat,  habe  ich  schon  früher  berührt. 

Die  Kometen  und  Planeten  sind  es  hauptsächlich,  um  welche  sich 
die  rechnerische  Thätigkeit  der  Gegenwart  bewogt,  und  das  Hauptobjekt 
wenlen  auch  fernerhin  allem  Anschein  nach  die  Kometen  bleiben;  der 
Rechenaufwand,  welcher  für  die  sich  immer  mehrende  Zahl  der  Kometen 
von  periodischer  Wiederkehr  allein  nothwendig  ist,  wird  dafür  schon 
sorgen,  dafs  die  Kometen  nicht  vergessen  worden;  auch  bei  den 
sonstigen  Fragen  wird,  nachdem  die  sanguinischen  Erwartungen,  die 
an  die  Spektralanalyse  und  Photometrie  dieser  Gestirne  geknüpft 
wurden,  nicht  ganz  in  Erfüllung  gegangen  sind,  der  Rechnung  eine 
gewichtige  Stimme  verbleiben.  — Eine  grofse  Zukunft,  scheint  es, 
haben  die  rechnerischen  Thaten  auf  dem  Gebiete  der  Hahnbestimmung 
der  Doppelslerne.  Derzeit  freilich  stehen  wir  in  der  Güte  der  Be- 
obachtungen dieser  Gestirne  und  in  den  rechnerischen  Erfolgen  noch 
am  Anfänge.  — Zu  einer  Ileldenthat  astronomischer  Rechimkunst 
würde  sich  eine  genaue  Durcharbeitung  der  Mondtheorie,  verbunden 
mit  der  Konstruktion  endgiltiger  Mondtafeln  und  deren  Vergleichung 
mit  den  tausenden  der  vorhandenen  Mondbeobachlungen,  gestalten. 
Allein  das  geht  über  die  Kräfte  eines  Menschen.  Hier  wird  wahr- 
scheinlich eine  Vereinigung  von  Astronomen  Zusammenwirken  müssen. 

Im  Hinblick  auf  den  weiteren  Fortschritt,  den  die  astronomische 
Rechenkunst  doch  künftighin  nehmen  soll,  ist  es  nun  an  der  Zeit  daran 
zu  erinnern,  durch  welche  Astronomen  gegenwärtig  die  einzelnen 
Zweige  des  Rechnens  (namentlich  der  Kometenbearbeitung)  gepflauzt 
und  bebaut  werden.  Die  unbestimmte  Vorstellung  des  Laien,  welcher 
aniümmt,  dafs  diese  Arbeiten  gewisserraafsen  von  den  Sternwarten 
ausgingen  und  zur  Thätigkeit  dieser  gehörten,  ist  nicht  richtig;  es  ist 
vielmehr  Sache  des  Einzelnen,  an  solchen  Arbeiten  thcilzunchmen. 
Die  Zwecke  <ler  Stoniwarlen,  zumeist  auf  Beobachtungen  irgend  einer 
Gattung  hinauslaufend,  geben  nur  selten  Anlafs  zu  rechnerischen 
Untersuchungen,  von  welchen  wir  hier  sprechen.  Die  Zahl  derjenigen 
Astronomen,  welche  in  der  glücklichen  Lage  sind,  ihre  amtliche  Thätig- 
keit mit  solchen  Untersuchungen  verbinden  zu  können,  ist  nicht  grofs; 
denn  die  Beobachter  müssen  einen  grofsen  Theil  ihrer  Zeit  emem  be- 
stimmten Arbeitaprograram  widmen,  die  mehr  rechnenden  Astronomen 
sich  mit  unvermeidlichen,  bisweilen  sehr  mechanischen  Rechnungen 
befassen.  Es  ist  aber  glücklicherweise  eine,  so  möchte  ich  es  nennen, 
moralische  Forderung  geworden,  dafs  man  von  jedem  Astronomen 


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fruchtbringende  Leistungen  in  irgend  einem  Zweige  der  Sternkunde 
verlangt.  (Mit  Recht;  von  wem  sonst  soll  die  Wissenschaft  den 
Fortschritt  fordern?)  Da  nun  viele  Astronomen  in  ihrer  amtlichen 
Thätigkeit  keine  Gelegenheit,  sich  auf  einem  Gebiete  besonders  aus- 
zeichnen zu  können,  finden,  jener  moralischen  Forderung  aber  doch 
genüge  leisten  wollen,  so  bieten  die  Zweige  der  Rechenkunst  allen 
diesen  in  reichem  Mafso  Anlafs,  sich  nützlich  zu  erweisen.  Auf  diese 
Weise  entstand  der  freiwillige  geistige  Bund  der  Astronomen,  der  heut- 
zutage ein  internationaler,  die  ganze  zivilisirle  Welt  uinspaunender 
genannt  werden  darf;  diesem  Wetteifer  entspringt  jene  Rechenthätig- 
keit,  deren  Resultate  einen  grofsen  Theil  der  alljährlich  in  Artikeln 
der  Fachzeitschriften,  Monographien  und  akademischen  Abhandlungen 
enthaltenen  Publikationen  ausmachen. 

So  fruchtbringend  das  freiwillige  Zusammenwirken  vieler  Astro- 
nomen ist,  so  scheint  es  doch,  es  könnte  dasselbe  zu  noch  weit  er- 
giebigeren Erfolgen  gebracht  werden,  wenn  man  nicht  alles  dem  Zufall, 
der  Neigung  und  Befähigung  einzelner  überliefse,  sondern  in  manchen 
Theilen  eine  Organisirung  der  Arbeit,  am  besten  durch  Errichtung 
einer  besonderen  Anstalt,  herboiführen  würde.  Ich  denke  dabei  vor- 
nehmlich an  die  Bearbeitung  der  Komelenbahnen.  Die  Anstrengung, 
welche  die  sich  immer  steigernde  Berechnung  der  Kometen  macht, 
wird  vom  einzelnen  bald  nicht  mehr  freiwillig  geleistet  worden,  nament- 
lich nicht  in  Bezug  auf  die  periodischen  Kometen,  welche  seit  einigen 
Jahren  rasch  an  Zahl  zunehmen,  und  für  welche  eine  freiwillige  Für- 
sorge bald  nicht  mehr  ausreichen  wird.  Die  gründlichere  Untersuchung 
mancher  Fragen  über  Kometen  unterbleibt  derzeit,  weil  es  nicht  sicher 
ist,  ob  ein  Erfolg  erlangt  werden  kann  und  der  einzelne  darum  der 
Bearbeitung  solcher  Fragen  ausweicht.  An  einem  Institut  aber,  welches 
auf  wissenschaftliche  Untersuchungen  als  Selbstzweck  hin  angelegt 
wird  und  keine  Rücksicht  auf  Erfolg  oder  Nichterfolg  zu  nehmen  hat, 
würden  diese  Fragen  ihre  Beantwortung  finden;  dort  würden  auch 
manche  Kometen  richtiger  und  eingehender,  als  es  sonst  geschieht,  unter- 
sucht, und  weil  Mufse  vorhanden,  würde  die  Arbeit  in  Bezug  auf  mannig- 
fach interessante  Ziele  entsprechend  vertieft  werden  können.  Ich  bin 
durchaus  nicht  etwa  der  erste,  der  solche  Organisirung  rechnerischer 
Arbeiten  vorschlägt.  Bereits  vor  mehreren  Jahren  wies  der  Direktor  der 
Wiener  Sternwarte,  Professor  E.  Woifs,  auf  die  nothwendige  Einrich- 
tung eines  Kometen-Bureau  hin.  Noch  weiter  gehende  Absichten  hatte 
Oppolzer,  der  auf  Grund  seiner  zur  strengen  Durchführung  der 
Theorie  der  Mondbewegung  gemachten  Vorarbeiten  zu  dem  Schlufs 


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gelangte,  dafs  sich  diese  komplizirte  Aufgabe  mit  Hilfe  einer  Verbindung 
geeigneter  astronomischer  Rechner  würde  bewältigen  lassen.  Seine 
Absichten  auszuführen,  hat  ihn  der  Tod  gehindert.*) 

Es  sollen  hier  keine  Pläne  gemacht,  noch  Gründungen  unter- 
nommen worden;  ich  will  mich  mit  Andeutungen  begnügen.  Aber  es 
scheint  mir,  dafs  es  Zeit  wäre,  neben  der  Vermehrung  der  Sternwarten 
und  der  Fernrohre  auch  an  eine  kräftige  Hebung  der  bisher  gerade- 
zu stiefmütterlich  behandelten  Rechenkunst  zu  denken;  das  Anlage- 
und  Erhaltungskapilal  eines  nur  für  rechnerische  oder  numerisch- 
analytische Zwecke  geschaffenen  astronomischen  Instituts  dürfte  minde- 
stens eben  so  gut  angewendet  sein,  als  bei  dem  gegenwärtig  modernen 
Rivalisiren  in  der  Konstruktion  von  Riesenfemrohren.^)  Mit  den 
Leistungen  eines  solchen  Instituts  könnte  man  freilich  in  Ztntungen  oder 
in  der  Oeffentlichkoit  nicht  sehr  renommiren,  aber  die  Erfolge  würden 
in  Fachkreisen  verstanden  werden  und  der  wissenschaftlichen  Erkonnt- 
nifs  von  hohem  Nutzen  sein.  Ich  glaube,  der  Gedanke,  dafs  die  Rechen- 
arbeit irgendwie,  sei  es  auf  welche  Weise,  schliefslich  organisirt  werden 
müsse,  winl  im  Laufe  der  Zeit  immer  wieder  sich  geltend  machen,  wenn 
man  ihn  auch  gegenwärtig  vielleicht  noch  abweist.  Sorgen  wir  da- 
für, dafs  nicht  andere  Nationen  uns  darin  zuvorkommen! 

>)  Auch  auf  der  Naturforscher -Versammlung  zu  Salzburg  (1881)  hat 
Oppolzer  in  einem  Vortrage  Anlafs  genommen,  die  Vortheile  einer  ähnlichen 
rechnerisohen  Institution  für  die  Erforschung  der  exakten  Bewegungstheorie 
der  Kometen  ün  Sonnensystem  anzudeuten. 

*)  Damit  soll  selbstverständlich  nichts  gegen  die  Vermehrung  der  in- 
strumenteilen Mittel  gesagt  sein.  Im  GegentheUe.  es  zeigt  sich  beim  Erscheinen 
manches  Kometen , dafs  wir  recht  gut  weitere  Fernrohre  und  Beobachter 
brauchen  können. 


Himoiel  und  Erde.  1800.  II.  12. 


37 


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Ueber  populäre  'Wissenschaft  und  Halbbildung  im  be- 
sonderen in  Bezug  auf  die  Bestrebungen  der  Urania. 

Von  Dr.  M.  Willielm  Meyer. 

ist.  kein  Zweifel,  dafs  der  Bildungstrieb  zur  Landplage  werden 
. kann.  Diejenigen,  welche  einen  wesentlichen  Theil  ihrer  Th;i- 

ligkeit  oben  gerade  der  \'erbreitung  dos  Wissens  in  weiteren 
Kreisen  widmen,  wissen  ein  Lied  davon  zu  singen,  aber  auch  die 
Männer  der  strengen  Wissenschaft  werden  oft  auf  das  empfindlichste 
von  den  Uobidständen  betroffen,  welche  in  der  Anmafsung  und  Ueber- 
liebung  der  Halbbildung  wurzeln. 

Halbbildung!  Ehe  wir  uns  weiter  in  Betrachtungen  einhissen, 
wird  es  jedenfalls  zur  Vermeidung  von  Mifsverständnissen  gut  sein, 
zu  definiren,  was  denn  eigentlich  unter  diesem  oft  gebrauchten  Woi  te 
zu  verstehen  ist. 

Jedenfalls  ist  cs  schlecht  gew.ählt.  Das  Wort  stellt  sich  in  Ge- 
gensatz zur  „Oanzbildung".  Diese  aber  giebt  cs  in  der  Wissenschaft 
oder  auch  wohl  sonst  überhaupt  nicht.  Je  gebildeter  man  wird,  je 
mehr  wird  man  sich  selbst  erkennen  lernen  und  darlurch  im  Vergleich 
mit  dem  Wissen,  welches  man  auf  immer  mehr  sich  erhöhendem  eigenen 
Standpunkte  wohl  übersehen,  aber  leider  nicht  fassen  lernt,  mehr  und 
mehr  fühlen,  wie  unendlich  viel  einem  jeden  von  uns  an  der  nie  er- 
reichten „Ganzbildung“  noch  fohlt  In  diesem  Sinne  würde  auch  der 
Gebildetste  noch  ungemein  anmafsend  erscheinen,  wenn  er  sich  zu 
den  Halbgebildeten  zählen  wollte,  denn  das  kleine  Gebiet,  welches  der 
einzelne  vom  heutigen  Oesamtwissen  der  Menschheit  wirklich  voll- 
kommen beherrschen  kann,  ist  oben  nur  ein  unendlich  kleiner  Bruch- 
theil  dieses  letzteren. 

Die  Bedeutung  des  Wortes  „Halbbildung“  ist  vielmehr  so  zu 
nehmen,  dafs  die  betreffende  Person  kaum  halb  so  viel  weifs,  als  sie 


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Belbsl  zu  wissen  vorgiebt  oder  zu  wissen  glaubt.  Und  hier  ist  unter 
„Wissen“  nicht  nur  das  der  Wissenschaften  zu  verstehen,  denn  der 
Gelehrteste  kann  zu  den  Halbgebildeten  gehören,  sondern  namentlich 
jenes  Wissen  und  Können  der  Seele,  welches  uns  erst  zu  recht  em- 
pfindenden, ganzen  Menschen  macht.  Das  blofse  Lernen  und  geistige 
Festhalten  und  schliefslich  das  Wiedorgeben  des  auswendiggelemten 
Gedankenmaterials  macht  eben  das  wahre,  fruchtbare,  ganze  Wissen 
noch  längst  nicht  aus.  Es  gehört  dazu  noch  ein  seelisches  Er- 
fassen, welches  das  Erlernte  zu  einem  wenigstens  einigermafsen  ab- 
gerundeten Ganzen  zu  vereinigen  versteht  und  andererseits  eine  strenge 
Selbstbeherrschung,  welche  diesem  Drange  zur  Vereinigung  der  auf- 
geuommonen  Elemente  zu  einem  verständlichen  Weltgemälde  Schran- 
ken anzulegen  versteht,  damit  nicht  ein  allzu  unkritisch  und  flüchtig 
entworfenes  Bild  uns  von  der  Wahrheit  allzusehr  entfernt. 

Der  Halbgebildete  aber  hat  keine  Vorstellung  von  diesen  unor- 
läfslichon  Anforderungen,  und  namentlich  die  Gabe  der  seelischen 
Vertiefung  fehlt  ihm  meistens  völlig. 

Die  ganz  vorübergehende  Beschäftigung  mit  den  Ergebnissen  der 
wüssonschafl liehen  Forschung  eröffnet  eben  leicht  in  empfänglichen 
und  spekulativen  Köpfen  ein  nicht  durch  die  der  strengeren  Forschung 
allein  auftauchenden  Skrupel  eingeengtes  Feld  von  kühnen  Kombi- 
nationen, durch  welche  die  Bolroffendon  grofse  Entdeckungen  oder 
Erfindungen  glauben  anbahnen  zu  können.  Nun  fehlt  diesen  Leuten 
aber  jegliche  technische  Ausbildung,  welche  zur  Ausführung  resp. 
zum  strengen  Beweise  der  Richtigkeit  ihrer  Ideen  nothwendig  ver- 
wandt werden  mufs.  Defshalb  wenden  sie  sich  an  den  ihnen  nächst- 
liogenden  oder  auch  gleich  an  den  auf  dem  betreffenden  Gebiete  be- 
rühmtesten Mann  der  Wissenschaft,  damit  derselbe  zunächst  sein 
Urthoil  geben  möge  und  bitten  ihn  schliefslich  sogar  um  die  weitere 
Ausarbeitung.  Unsere  junge  Urania,  welche  schnell  in  weiteren 
Kreisen,  auch  im  fernen  Auslande  bekannt  geworden  ist,  und  es  sich 
ja  zur  Aufgabe  gemacht  hat,  zwischen  dem  wissensdurstigon  I^aien- 
publikum  und  der  strengen  Wissenschaft  zu  vermitteln,  ist  in  dieser 
Beziehung  ganz  besonders  exponirt  Die  Entdecker  und  Erfinder, 
welche  bereits  an  hundert  Stellen  abgewiesen  wurden,  erhoffen  hier 
ihr  letztes  Heil,  weil  man  bei  uns  nicht  jenem  „hochmüthigen  Kasten- 
geisto  der  akademischen  Gelehrten“  zu  begegnen  hoffte,  „welcher 
nichts  anerkennt,  als  was  von  ihrer  Gilde  kommt.“  — Es  wären  ganze 
Bände  mit  den  interessanteston  psychologischen  Beobachtungen  und 
Untersuchungen  zu  füllen,  welche  die  Bearbeitung  der  wunderlichen 

.IT- 


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Hypothesen  zum  Gegenstände  hätten,  die  dem  Schreiber  dieser  Zeilen 
zur  Begutachtung  vorgelegt  worden  sind. 

Es  mufs  nun  unumwunden  zugestanden  werden,  dafs  diese  Ver- 
wirrung zum  grofsen  Theil  die  Folge  der  popularisirenden  Bestre- 
bungen unserer  Zeit  ist,  und  wir  müssen  uns  vorläufig  damit  trösten, 
dafs  wir  diese  Plagegeister,  welche  wir  nicht  wieder  los  zu  werden 
vermögen,  selbst  heraufbeschworen  haben.  Wir  haben  dies  aber 
gewifs  nicht  frivol  gethan,  wie  der  Zauberlehrling,  sondern  mit  dem 
vollen  Bewufstsein,  dafs  es  noch  viel  schlimmer  werden  würde,  wenn 
gar  nichts  in  dieser  Richtung  geschähe.  Und  kein  Zweifel  ist  doch 
wohl  dagegen  zu  erheben,  dafs  die  Menschheit  in  Zukunft  alles  Heil 
von  der  allgemeineren  Verbreitung  volleren  Wissens,  in  der  volleren 
Beherrschung  der  unerschöpflichen  Kräfte  der  Natur  durch  den 
Menschen  und  der  damit  eng  verbundenen  volleren  Beherrschung  des 
Menschen  durch  sich  selbst  zu  erwarten  hat.  Hierdurch  allein 
werden  jene  Ueberhebungen  nachhaltig  zu  bekämpfen  sein. 

Was  ist  in  letzterer  Hinsicht  aber  bisher  geschehen?  Dafs  sich 
unsere  hervorragenden  Forscher  nur  wenig  oder  gar  nicht  unmittelbar 
an  diesem  Werke  betheiligen  konnten,  ist  sehr  begreiflich  und  darf 
ihnen  durchaus  nicht  etwa  zum  Vorwurf  gemacht  werden.  Denn  es 
zeigt  sich  überhaupt,  dafs  dem  einzelnen  keine  Mittel  zu  Gebote 
stehen,  diese  Aufgabe  zu  erfüllen.  In  den  meisten  Fällen  handelt  es 
sich  um  Irrungen  oder  unrichtige,  aus  halbem  Verständnifs  ent- 
spnmgene  Anschauungen  primitivster  Art,  auf  welchen  diese  Hypo- 
thesenmacher ihr  luftiges  Gebäude  errichten.  Es  ist  dem  ernsten 
Forscher  gewifs  nicht  zu  verübeln,  wenn  er  die  gewöhnlich  sehr  um- 
fangreiche Abhandlung  nach  flüchtigem  Durchblättem  im  günstigsten 
Falle  mit  einer  liebenswürdigen  Entschuldigungsphrase  in  Bezug  auf 
die  beschränkte  Zeit  zurückschickt.  So  entschuldbar  nun  zwar  diese 
Abfertigung  ist,  so  unpraktisch  ist  sie.  Denn  unser  Hypothesenschmied 
läfst  es  selbstverständlich  hierbei  nicht  bewenden:  Er  schickt  die 
wichtige  Schrift  mit  unermüdlicher  Ausdauer  nacheinander  an  sämt- 
liche Fachgelehrten,  und  im  schlimmsten  Falle,  wenn  er  überall  zurück- 
gewiesen worden  ist,  wendet  er  sich  mit  einer  Klageschrift  nach  oben 
an  den  Herrn  üntorrichtsminister  selbst,  mit  der  dringenden  Bitte,  den 
hartnäckigen  Herren  Professoren  einfach  zu  befehlen,  sich  mit  der 
Sache  eingehend  zu  beschäftigen.  Durch  die  Abweisung  inkommodirt 
man  also  noch  ungezählte  Kollegen,  und  rückwirkend  bekommt  man 
selbst  ungezählte  dieser  rundreisenden  Abhandlungen  auf  ihrer  x-ten 
Station  zu  lesen.  Entschliefst  man  sich  jedoch  mitleidigen  Herzens, 


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einen  solchen  Unglücklichen  — der  oft  in  durchaus  edlem  Drange 
und  in  der  uneigennützigsten  Ueberzeugung,  der  Menschheit  einen 
unübersehbar  grofsen  Dienst  erweisen  zu  können,  in  ein  Labyrinth 
von  Irrungen  gerathen  ist,  — mit  der  rührenden  Sorgfalt  eines  Vaters, 
der  seinem  Sohne  die  Anfangsgründe  des  I^esens  beizubringen  ver- 
sucht, eines  Besseren  zu  belehren,  so  ist  man  völlig  aus  dem  Regen 
in  die  Traufe  gerathon.  Jetzt  giebt  es  nur  zwei  Möglichkeiten;  ent- 
weder, der  so  Behandelte  begreift,  dafs  er  noch  sehr  viel  zu  arbeiten 
hat,  bis  er  über  den  betreffenden  Gegenstand  einen  neuen  Gedanken 
verfolgen  und  als  brauchbar  verfechten  kann,  oder  er  begreift  es 
nicht.  In  dem  ersten  Palle  wird  er  nun  mit  Feuereifer  die  empfohlenen 
Bücher  studiren.  Aber  sehr  bald  sitzt  er  abermals  fest.  Es  ist 
eben  nicht,  oder  nur  sehr  wenigen  Auserwählten  möglich,  im  Selbst- 
studium regulär  weiter  zu  kommen.  Die  Universitäten  sind  diesen 
Leuten  aber  verschlossen,  denn  die  letzteren  rokrutiren  sich  meistens 
aus  Ständen,  denen  die  vorgeschriebene  akademische  Reife  fehlt.  Man 
wird  also  aufs  neue  mit  Briefen  überschüttet,  voll  von  Fragen,  zu 
deren  Beantwortung  jedesmal  ein  ganzes  populäres  Lehrbuch  nöthig 
wäre.  Hat  man  sich  nun  unvorsichtigerweise  mit  mehreren  solcher 
Weltumstürzler  eingelassen,  so  wird  man  bald  seine  ganze  Zeit  mit 
diesen  brieflichen  Privatkursen  ausgefüllt  sehen.  Bei  weitem 

schlimmer  aber  fährt  man  noch  mit  denjenigen,  welche  durch  die 
Ijekture  einiger  populärer  Bücher  den  Inbegriff  der  betreffenden 
Wissenschaft  umfafst  zu  haben  und  sich  deshalb  geistig  mindestens 
mit  dem  betreffenden  Fachgelehrten  gleich,  ja  gewöhnlich  sogar  über 
ihn  stellen,  weil  sie  „unbefangener,  vorurtheilsfreier“  sind.  Leider 
gehört  zu  dieser  Kategorie  die  Mehrzahl  jener  Quälgeister,  die  dennoch 
so  inkonsequent  sind,  trotz  der  hohen  Meinung  von  ihrer  eigenen 
Ueberlegenheit  einen  möglichst  berühmten  Fachgelehrten  um  dessen 
Meinung  zu  befragen.  Sie  sind  eben  der  Ueberzeugung,  dafs  er  die 
Idee  mit  Begeisterung  auffassen  werde,  um  sie,  die  Urheber,  da  ersterom 
die  Organe  der  Oeffentlichkeit  zu  Gebote  stehen,  mit  einem  Schlagte 
selbst  berühmt  zu  machen.  Die  enttäuschende  Antwort  wird  dann  in 
der  Regel  impertinent  erwidert,  und  für  den  wohlmeinendsten  Rath, 
sich  die  unglückliche  Idee,  in  deren  Verfolgung  diese  Leute  sehr  oft 
ihr  Vermögen,  ihr  Familienglück,  ja  ihren  Verstand  opfern,  so  schnell 
als  möglich  aus  dem  Kopfe  zu  schlagen,  erntet  man  den  schnödesten 
Undank  und  setzt  sich  den  gröblichsten  Beleidigungen  aus. 

Wie  ist  diesem  Unglück  abzuhelfen?  Es  ist  ohne  Zweifel  eine 
jener  krankhaften  Erscheinungen,  welche  gewöhnlich  in  jeder  jungen 


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an  sich  gesunden  Entwickelung  zeitweise  auftreten,  eine  Kinderkrank- 
heit des  mächtigen  allgemeinen  Bildungsdranges,  welcher  unserem 
grofsen  Jahrhundert  sein  charakteristisches  Gepräge  giebt.  Die  Ur- 
sache, welche  diese  krankhafte  Wirkung  hervorrief,  eben  die  Verbreitung 
des  Wissens  im  Volke,  ist  nicht  mehr  zu  beseitigen.  Wir  können 
die  Wissenschaft  nicht  wieder  hinter  die  schweigsamen  Mauern  der 
mittelalterlichen  Klöster  verbannen,  aus  denen  die  neue  Zeit  sie  mit 
unwiderstehlicher  Gewalt  befreit  hat.  Es  hilft  nichts,  dafs  man  den 
Besuch  der  Universitäten  erschwert  und  dafs  sich  die  Akademiker 
vornehm  abschliefsen,  man  müfste  auch  die  Buchhandlungen  schliefsen 
können,  in  denen  die  Wissenschaft  als  freie  Marktwaare  aufliegt,  und 
ganz  besonders  müfste  man  einer  grofsen  Zahl  von  Schriftstellern 
anderweitig  ihr  Brot  verschaffen,  als  dafs  sie,  selbst  hungrig,  doch 
leider  in  sehr  materiellem  Sinne,  den  ileifshunger  des  Volks  nach 
Aufklärung  über  die  Erscheinungen  der  wundervollen  Natur  durch 
nicht  immer  die  beste  Nahrung  zu  befriedigen  suchen. 

Ijeider  nur  sehr  wenige  unserer  populären  Schriftsteller  bearbeiten 
eben  dieses  Feld  aus  Liebe  zur  Sache  oder  in  Erwägung  der  Noth- 
wendigkeit  dieses  Schaffenszweiges  für  das  allgemeine  Wohl.  Dem 
Manne  der  Wissenschaft,  welcher  sich  in  dieser  Ueberzeugung  ge- 
legentlich einmal  solcher  Aufgabe  widmet,  fehlt  in  den  allermeisten 
Fällen  die  schriftstellerische  Routine  und  meist  noch  mehr  jene  dichte- 
rische Begabung,  welche  zur  fesselnden  Darstellung  des  Gegen- 
standes nothtvendig  ist,  und  ohne  welche  die  Schrift,  da  sie  eben 
sonst  überhaupt  nicht  von  der  Menge  gelesen  wird,  ihren  Zweck 
völlig  verfehlt  So  kommt  es,  dafs  diese  an  sich  ungemein  gediegenen 
Werke  gewöhnlich  nur  in  den  engen  Kreisen  der  Fachgenossen  oder 
doch  höchstens  eines  schon  allgemein  vorgebildeten  Publikums,  bei- 
spielsweise der  Gymnasiallehrer,  Eingang  finden,  wo  sie  dann  aller- 
dings von  der  besten  Wirkung  sind. 

Besitzt  dagegen  ein  Gelehrter  ausnalimsweiso  in  der  That  jene 
eigenartige  Begabung  der  populären  Darstellung,  so  dokumei\tirt  sich 
dieselbe  natnrgemäfs  bereits  in  jüngeren  Jahren.  Dies  beeinträchtigt 
aber,  so  wie  die  Dinge  nun  einmal  stehen,  nach  verschiedener  Rich- 
tung — von  innen  und  aufsen  her  — seine  Carriere.  Man  kann  eben 
nicht  zweien  Herren  dienen.  Will  man  in  der  strengen  Wissenschaft 
heute  etwas  leisten,  so  mufs  dieselbe  uns  ausschliefslich  beschäftigen. 
Die  strenge  Kritik,  welche  der  eniste  Forscher  unausgesetzt  üben 
mufs,  verträgt  sich  nur  in  den  seltensten  Fällen  mit  der  irrlichte- 
rirenden  Phantasie  des  Dichters.  Die  Keppler  kommen  oben  nicht 


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_5^ 

häufig  vor,  welche  eine  grofso  Idee  in  dichterischer  Intuition  auffussen 
und  dieselbe  dann  mit  der  unerschütterlichen  Konsequenz  des  streng- 
sten Forscherverstandes  in  jahrelanger  Arbeit  zu  ergründen  verstehen. 
Es  ist  defshalb  völlig  begreiflich  und  gerechtfertigt,  wenn  diejenigen 
leitenden  Kreise,  welche  die  Geschicke  der  jungen  Gelehrten  betreffs 
ihrer  künftigen  Carriere  zu  bestimmen  haben,  den  letzteren  gegenüber 
grofse  Reserve  bewahren,  wenn  sie  sich  mit  populärer  Schriflslellerei 
befassen.  Es  giebt  eben  keine  Lehrstühle  für  populäre  Wissenschaft. 
Die  jungen  Leute  kommen  in  ihrer  Carriöre  nicht  vorwärts,  verlieren 
am  Ende  sogar  ihre  frühere  karg  besoldete  Stellung.  Nun  mufs  das 
schriftstellerische  Talent  aushelfen.  In  der  ersten  Zeit  geht  das  ganz 
gut.  Die  Ansprüche  sind  bescheiden.  Aus  der  ehemaligen  strengeren 
Thätigkeit  nehmen  sie  ernste  Kritik  mit  hinüber,  und  die  nothwendigen 
Ilülfsquellen  für  Auskünfte  stehen  noch  zu  Gebote. 

Je  mehr  sich  aber  der  Abtrünnige  von  den  Fachkreisen  entfernt, 
was  die  natürliche  Folge  seiner  veränderten  Thätigkeit  ist,  und  je 
mehr  andererseits  sich  die  Lebensanforderungen  steigern,  je  flüchtiger 
wird  die  Arbeit,  je  weniger  ihrem  hohen  Zwecke  entsprechend.  Dazu 
kommt  noch,  dafs  die  grofse  Menge  eben  gerade  naturwissenschaftlioho 
Lektüre  heute  mit  Vorliebe  liest  und  deshalb  an  den  immer  bekannter 
werdenden  Schriftsteller  immer  häufigere  Aufforderungen  zur  Mit- 
arbeiterschaft unter  Anbietung  günstiger  Honorarbedingungen  gelangen. 
Man  suche  mir  nun  denjenigen  Menschen,  der  so  viel  heroische  Ueber- 
wiudungskraft  besitzt,  lieber  Weib  und  Kind  hungern  zu  lassen,  als 
der  Verlockung  zu  widerstehen,  viel,  so  viel  als  eben  gewünscht 
wird,  zu  schreiben,  ob  nun  auch  wirklich,  was  er  schreibt,  nicht  überall 
völlig  ausgereifi  ist  oder  durch  langwieriges  spezielles  Studium  unzweifel- 
haft dasieht.  Für  einen  Mann  der  Wissenschaft,  welcher  sein  festes 
Gehalt  für  strenge  Leistungen  bezieht,  ist  Flüchtigkeit  eine  unverzeih- 
liche Sünde,  für  einen  Penny  a liner,  der  jede  noch  tintenfrische 
Zeile  sogleich  auch  verzehren  mufs,  ist  Flüchtigkeit  geradezu  Lebeus- 
bedingung.  Das  wolle  man  wohl  bedenken,  ehe  man  den  Stab  über 
diese  unglücklichen  Menschen,  zu  denen  auch  ich  jaJirelang  — ganz 
wider  meinen  Willen  — gehörte,  rücksichtslos  bricht. 

Es  mag  nun  auch  wohl  hier  und  da  glücklichere  Sterbliche  geben, 
welche  nicht  fürs  liebe  Brod  zu  schreiben  brauchen  und  doch  mit 
Talent  die  Fe<ier  führen.  Aber  diese  machen  aus  früher  erörterten 
Gründen  keine  wissenschaftliche  Oarriöre,  die  zur  Ausübung  der  guten 
populären  Vorstellung  durchaus  vorher  absolvirt  werden  mufs,  weil 
sonst  der  streng  geschulte  Geist  fehlt,  dem  wenigstens  auf  dem  Ge- 


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566 


biete  einer  Wissenschaft  die  sich  häufenden  Schwierigkeiten  bekannt 
geworden  sind,  welche  erst  die  konsequente  Verfolgung  derselben 
sichtbar  macht.  Durch  Analogieschlüsse  vermuthet  er  dann  ähnliche 
Schwierigkeiten  in  den  von  ihm  nicht  ganz  speziell  studirten  Gebieten, 
über  welche  er  dennoch  schreiben  soll  und  hütet  sich  wenigstens 
vor  groben  Denk-  oder  Auffassungsfehlern. 

N’un,  wir  wollen  endlich  den  Sohluls  aus  dieser  Abschweifung 
auf  das  Gebiet  der  populär-wissenschaftlichen  Schriftstellerei  ziehen, 
der  leider  zu  der  Ueberzeugung  führt,  dafs  es  bei  der  gegenwärtigen 
Lage  der  Dinge  sehr  schwer,  wenn  nicht  unmöglich  ist,  eine  gediegene, 
nicht  die  Halbbildung  hauptsächlich  fördernde  und  doch  auf  einen 
grofsen  Kreis  wirkende  wissenschaftlich-populäre  Litteratur  in  Deutsch- 
land zu  Behalfen. 

Wir  kommen  auf  unsere  Frage  zurück,  was  ist  zu  thun,  um  den 
Uebeln  der  Uebergangszustände  auf  diesen  Gebieten  zu  steuern.  Dem 
Laien  ohne  akademische  Reife  steht  eben  nur  diese  zum  grofsen  Theil 
verdorbene  Lektüre  zu  Gebote,  die  er  sich  nach  eigener  und  deshalb 
gewöhnlich  wenig  glücklicher  Auswahl  erwirbt.  Die  Universitäten 
sind  ihm  verschlossen,  und  die  gelegentlich  gehaltenen  sogenannten 
populären  Vorträge  behandeln  natürlich  nur  sehr  selten  eben  gerade 
den  Gegenstand  seines  besonderen  Interesses.  Auch  sind  dieselben 
in  jeder  Hinsicht  derselben  Kritik  zu  unterwerfen  wie  die  Litteratur. 

Falb  ist  hier  ein  ganz  eklatantes  Beispiel.  Derselbe  ist  keines- 
wegs Autodidakt,  wenngleich  ein  Uoberläufer  aus  der  priesterlichen 
Carriere  in  die  astronomische.  Er  hat  seinerzeit  tüchtige  Studien  ge- 
macht und  auch  fachmäfsige  astronomische  Arbeiten,  beispielsweise 
Planetenbahnrechnungen  nach  einem  vorliegenden  Schema,  ausgeführt. 
Er  wäre  also,  wenn  er  sich  über  diese  Schablone,  welche  ihm  der 
Universitätsbesuch  und  die  Uebungen  auf  der  Sternwarte  aufdrückten, 
hinaus  in  die  Gebiete  kritischerer  Forschung  hätte  vertiefen  wollen, 
wohl  im  Stande  gewesen,  die  Schwierigkeiten  zu  erkennen,  mit  denen 
eine  ernste  wissenschaftliche  Untersuchung  verknüpft  ist  und  welcher 
jahrelangen  Ausdauer  es  bedarf,  um  eine  flüchtig  hingeworfene  Idee, 
wie  die  von  dem  Zusammenhänge  der  Erdbeben  mit  dem  Mondstande, 
aus  den  Thatsachon  der  Beobachtung  als  richtig  oder  falsch  nachzu- 
weisen. Erst  in  allerjüngster  Zeit  ist  es  dem  unermüdlichen  Fleifse 
namentlich  eines  französischen  Gelehrten,  Montessus  de  Ballore,  ge- 
lungen, die  Arbeit  auch  nur  für  ein  begrenztes  Gebiet  der  Erde  auszu- 
führen und  kommt  derselbe  dabei  zu  einem  negativen  Ergebnisse.')  Bis 
')  Siehe  „Himmel  und  Erde“  II  9 S.  i\i  u.  f. 


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567 


dahin  hatten  sich  die  ernsten  Oeleiirton  keineswegs  in  erster  Linie  gegen 
die  Möglichkeit  ausgesprochen,  dafs  solch  ein  Zusammenhang  eicistire, 
sondern  nur  gegen  den  verwegenen  Leiohtmuth,  mit  welcher  Falb 
unbewiesene  Dingo  öffentlich  als  feststehende  Thatsachen  verfocht. 
Falb  selbst  war  und  ist  aber  auch  heute  noch  von  der  Wahrheit 
seiner  Idee  so  völlig  überzeugt,  und  auch  davon,  dafs  er  vollauf  ge- 
nügende Beweise  dafür  erbracht  habe,  dafs  man  ihm  selbst  eigentlich 
gar  keinen  Vorwurf  aus  seinen  Handlungen  machen  kann.  Auch  er 
ist  ein  Opfer  Jener  unglückseligen  Halbbildung;  und  da  er  nun  mit 
einer  bewundernswürdigen  Gabe  pathetischer  Zuversicht  in  seinen 
Darstellungen  ausgerüstet  ist,  reifst  er  das  Publikum  ganz  naturgemäfs 
mit  sich  fort.  Denn  das  letztere  ist  immer  geneigt,  einem  nicht  der 
eigentlichen  Gelohrtengilde  Angehörigen  eher  Glauben  zu  schenken, 
als  eben  diesen  kompetenten  Richtern.  Dieses  Mifstrauen  haben  sich 
diese  letzteren  durch  ihre  Abgeschlossenheit  und  die  geringe  Mühe, 
welche  sie  auf  eine  allgemein  verständliche  Wiedergabe  ihrer 
Forschungen  verwenden,  selbst  zuzuschreiben.  So  kommt  es,  dafs 
Falb,  dieses  eine  Opfer  der  geschilderten  unglücklichen  Zustände, 
eine  unübersehbare  Anzahl  von  Opfern  mitroifst  und  die  Quelle  einer 
allgemeinen  Urtheils-Erkrankung  geworden  ist,  an  deren  Ausrottung 
noch  Jahrzehnte  lang  zu  arbeiten  sein  wird. 

Um  alle  diese  üebel  allmählich  zu  vermindern,  giebt  es,  da  Um- 
kehr doch  völlig  unmöglich  ist,  nur  ein  Mittel,  nämlich  die  weitest- 
tragende  Fürsorge  für  die  Verbreitung  des  Wissens,  für  die  Betheili- 
gung aller  an  dem  geistigen  Besitz  der  Menschheit  Auch  in  dieser 
Beziehung  müfsten  alle  Kapitalisten  werden, 

Halbwissen  ist  ja  unser  aller  Schicksal.  Jeder  hat  einmal  in 
dieser  Uebergangsperiode  gelebt.  Aber  je  gröfser  der  Antheil  ist,  den 
jemand  von  dem  geistigen  Besitz  der  Menschheit  sein  eigen  nennt, 
desto  stiller  und  reicher  wird  seine  Seele,  und  desto  mehr  stellt  sich 
bei  ihm  auch  jene  andere,  ergänzende  Seite  der  Bildung,  die  Ver- 
feinerung der  Sitten,  Mitempfindung  und  ruhige  Selbstbeherrschung  ein. 

Um  dieses  Ziel  zu  erreichen,  müssen  in  immer  gröfserem  Um- 
fange Volks-Bildungsanstalten  der  zugänglichsten  Art  geschaffen 
werden,  in  denen  ein  jeder  sich  das  gewünschte  Wissen  ver- 
schaffen kann.  Von  Stufe  zu  Stufe  müssen  hier  die  Geister  vorbe- 
reitet werden,  wissenschaftlich  denken  zu  lernen.  Ganz  besonders  aber 
sind  dabei  die  Methoden  der  wissenschaftlichen  Arbeit  darzu- 
stellen, welche  in  populären  Verträgen  früher  fast  ausnahmslos 
völlig  übergangen  wurden,  weil  solche  Auseinandersetzungen  einer- 


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5fi8 


seits  nicht  eben  besonders  interessant  sind  und  sich  auch  nur  in  län- 
geren Kursen  geben  lassen.  An  solche  Centralstellen  der  höheren 
Volksbildung  sind  dann  jene  Plagegeister  zu  verweisen.  Hier  allein 
wird  sich  die  Spreu  vom  echten  Korne  trennen  lassen. 

Und  es  ist  wohl  zu  erwägen,  dafs  gerade  aus  dem  Volke  heraus 
sich  ohne  alle  akademische  Mitliülfe  viele  (unserer  gediegensten  For- 
scher entwickelt  haben,  denen  wir  die  überraschendsten  Aufkläntngen 
über  die  Ooheimnisse  der  Natur  verdanken.  Mit  welch’  unendlichen 
Schwierigkeiten  haben  diese  Männer  zu  kämpfen  gehabt,  bis  sie  sich 
Geltung  verschafften ! Nur  die  energischsten  errangen  sich  offenbar 
diesen  gewaltigen  Vorzug.  Wie  viele  aber  mufsten  untergehen,  die 
gewifs  immer  noch  mindestens  so  bedeutende  Geister  waren,  wie  eine 
beträchtliche  Anzahl  jener  Regularen,  welche  den  eben  getretenen 
Weg  der  normalen  Carriere  gingen,  und  der  Wissenschaft  ohne 
schweren  Kampf  treffliche  Dienste  zu  leisten  vermochten.  Unser 
Wissen  von  der  Natur  hat  sich  aber  namentlich  in  den  letzten  Jahr- 
zehnten so  gewaltig  ausgobreitet,  dafs  die  Kräfte  der  wenigen  zünftigen 
Gelehrten  längst  nicht  mehr  zur  Bewältigung  der  ungeheuren  Arbeit 
ausreichen,  so  dafs  in  vielen  Gebieten  kaum  die  laufende  Tagesarbeit 
der  regelmäfsig  zu  verfolgenden  Naturbeobachtung  erle<ligt  werden 
kann.  Ohne,  wie  beispielsweise  in  der  Meteorologie,  ein  ganzes  Heer 
von  Hülfsarbeitem  aus  Laienkreisen  mit  zu  beschäftigen.  Wieviel 
werthvollero  Beobachtungen  würden  diese  aber  liefern  und  könnten 
überall  rings  um  den  Krdball  herum  ausgefuhrt  worden,  wenn  die  ge- 
samte Menschheit  an  dem  grofsen  Werke  mitarbeiten  lernte!  Der 
Nutzen,  welchen  die  Wissenschaft  und  dadurch  wieder  rückwirkend 
die  Menschheit  daraus  ziehen  könnte,  ist  ganz  unübersehbar  grofs. 

Unsere  Anstalt  der  Urania  nun  ist  von  ihren  Begründern  gedacht 
worden  als  der  Uranfang  einer  solchen  Bildungs-Anstalt.  Dafs  das 
junge  Institut,  an  welchem  innerlich  unermüdlich  au.sgebaut  wird, 
so  dafs  man  ein  endgültiges  kritisches  Urtheil  darüber  noch  schlechter- 
dings nicht  lullen  darf,  diesen  Zweck  gegenwärtig  noch  sehr  unvoll- 
kommen erfüllt,  mufs  ohne  weiteres  zugegeben  werden.  Wir  haben 
bisher  nur  die  unterste  Stufe,  und  vielleicht  soeben  erst  die  nächst 
höhere  entwickelt  Aber  wir  bauen  eben  Stufe  an  Stufe  weiter  und 
sind  defshalb  sicher,  wenn  wir  nur  auch  auf  die  fernere  Unterstützung 
namentlich  unserer  Gönner  aus  wissenschaftlichen  Kreisen  in  immer 
noch  höherem  Mafse  rechnen  können,  einen  bedeutsamen  Beitrag  zur 
Bewältigung  der  grofsen  Kulturaufgabe  zu  liefern. 

Die  unterste  Stufe,  welche  zunächst  geschaffen  werden  mufstO' 


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569 


war  die,  den  g^rofsen  Massen  des  Publikums  lebendige  Anregung  und 
Freude  zur  Naturbetrachtung  einzugeben.  Dies  konnte  einerseits  nur 
durch  ziemlich  auf  der  Oberfläche  bleibende,  zunächst  die  seelische 
Empfindung  aussprechende  und  durch  glänzendes  Anschauungsmaterial 
noch  anziehender  gemachte  Vorträge  im  sogenannten  „Wissenschaft- 
lichen Theater“  und  ferner  durch  gewisse  effektvolle  physikalische 
Experimente,  vom  Publikum  selbst  ausführbar,  geschehen.  Der  im 
elektrischen  Strom  erglühende  Platindralit,  die  farbenglänzenden 
spektroskopischen  Erscheinungen,  die  Chladnischen  Klangfiguren 
etc.  setzen  den  naiven  Experimentator  zunächst  nur  in  neugieriges 
Erstaunen.  Aber  in  einem  empfänglichen  Gemüthe  wird  doch  der 
Eindruck  ein  bleibender  sein;  er  wird  ihn  dazu  anregen,  zu  Hause 
über  den  Urgrund  der  Erscheinungen  nachzudenken.  Er  wird  nun 
weiter  zu  gehen  streben. 

Aber  nun  gelangt  unser  Jünger  an  die  gefährliche  Klippe  der 
Halbbildung,  über  welche  ihm  die  Einrichtungen  der  Urania,  wie  sie 
gegenwärtig  sind,  noch  nicht  mit  Sicherheit  hinweghelfen  können. 
Denn  er  vermag  nun  nicht  weiter  zu  kommen  als  eben  mit  den  mangel- 
haften Hülfsmitteln,  von  denen  ich  bereits  vorhin  sprach.  Da  nun 
viel  mehr  Personen  als  bisher  durch  die  lebhaft  fesselnden  Einrich- 
tungen der  Urania  zur  Verfolgung  naturkundlicher  Grübeleien  angeregt 
worden  sind,  so  ist  der  Urania  allerdings  der  bereits  geäufserte  Vor- 
wurf nicht  zu  sparen,  dafs  sie  nicht  genug  thue,  um  die  Verbreitung 
der  Halbbildung  zu  verhüten.  Indessen  ist  dieser  V'orwurf  doch  nicht 
völlig  berechtigt.  Mit  dem  Anwachsen  der  Bevölkerung  tritt  auch  zu- 
gleich immer  ein  Anwachsen  der  Krankheiten  auf,  und  doch  kann  man 
jenes  Anwachsen  doch  nicht  schlechtweg  als  ein  Uebol  bezeichnen.  Den 
Naturwissenschaften  sind  bedeutend  mehr  Jünger  und  Freunde  zuge- 
führt, und  es  ist  niemals  zu  vermeiden,  dafs  sich  unter  den  Weizen 
die  Spreu  mischt.  Defswegen  ein  absprechendes  Urthoil  über  uns  zu 
fällen,  wäre  offenbar  leichtfertig  und  hiefse  das  Kind  mit  dem  Bade 
ausschütten. 

Nun  habe  ich  aber  bereits  bemerkt,  dafs  die  gegenwärtige  Urania 
nur  der  Keim  ihrer  künftigen  Entwickelung  ist  und  auch  in  Anbe- 
tracht ihres  kurzen  Bestehens  und  der  Eigenartigkeit  der  sehr  ver- 
schiedenen Aufgaben,  welche  sich  ihren  Begründern  entgegenstellten, 
in  der  That  nichts  anderes  sein  konnte.  Wir  Beamten  arbeiten  alle 
heute  noch  unermüdlich  an  der  sehr  nothwendigen  Vervollkommnung 
der  bereits  recht  umfangreichen  Anlage,  und  wir  zweifeln  keinen 
Augenblick  daran,  dafs  wir  einstmals  die  Anerkennung  und  den  Dank 


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670 


aller,  ganz  besonders  aber  der  strengsten  akademischen  Kreise  ernten 
werden,  die  erst  später  einsehen  werden,  welche  grofse  Last  wir  ihnen 
durch  unsere  Existenz  allein  von  der  Schulter  genommen  haben,  in- 
dem wir  eben  die  wissenschaftlich  noch  Unmündigen  freundlich  bei 
uns  aufnehmen,  welche  bisher  sie  mit  theils  sehr  berechtigten  An- 
sprüchen nach  Aufklärung  von  ihrer  ernsten  Arbeit  abhielten. 

In  vollkommenerem  Mafse  wird  das  allerdings  erst  geschehen 
können,  wenn  die  Urania  eine  Volksbildungsanstalt  im  wahren  Sinne 
geworden  sein  wird,  wozu  wir  im  nächsten  Herbste  den  Anfang 
machen  wollen.  Systematische  Kurse,  das  ganze  Semester  füllend, 
wie  es  auf  der  Universität  üblich  ist,  sollen  in  den  von  uns  bisher 
kultivirten  Gebieten  der  Naturwissenschaften  abgehalten  werden.  Die- 
selben werden,  von  den  Thatsachen  des  unzweifelhaftesten  Augen- 
scheins ausgehend,  das  Gebäude  der  logischen  Schlüsse,  aus  denen 
sich  die  betreffende  Wissenschaft  entwickelt  hat,  verführen,  so  dafs 
einerseits  der  Hörer  die  Schwierigkeiten  erkennt,  mit  denen  die  kon- 
sequente methodische  Forschung  auf  allen  Gebieten  zu  kämpfen  hat 
und  auch  andererseits  einsieht,  wie  der  Wissenschaft  mit  den  un- 
stäten  Seitensprüngen  spckulirendcr  Phantasie  nur  dann  geholfen 
werden  kann,  wenn  man  das  Gebiet,  auf  welches  man  durch  solche 
Sprünge  gerathen  ist,  mit  dem  festen  Grundbesitze  der  Wissenschaft 
durch  eine  sichere  logische  Brücke  zu  verbinden  vermag.  Und  eben 
dieser  feste  Grundbesitz  mufs  in  diesen  Kursen  dargelegt,  d.  h.  nicht 
nur  beschrieben,  sondern  auch  ganz  besonders  seine  Unerschütter- 
lichkeit  bewiesen  werden,  woran  die  meisten  Laien  von  ihrem  Stand- 
punkte aus  mit  vielem  Rechte  zweifeln,  weil  die  sogenannten  popu- 
lären Bücher  den  Gnmdfehler  fast  durchgehends  begehen,  nur  nicht 
darzustellen  und  verständlich  zu  beweisen.  Nur  defshalb  tauchen 
jene  Plagegeister  von  Hypothesenschmieden  so  zahlreich  auf.  Denn 
es  ist  ja  das  primärste  und  segenreichste  Prinzip  des  Menschen- 
geistes, sich  die  Erecheinungen  seiner  Umgebung  zu  erklären  aus 
Thatsachen,  welche  in  der  eigenen  Weltanschauung  bereits  feststehen. 
Da  nun  der  Laie  sehr  wenige  solcher  Thatsachen,  die  noch  dazu  sehr 
häufig  vor  einer  strengeren  Logik,  als  er  gewohnt  ist  anzuwenden, 
nicht  haltbar  sind,  besitzt,  so  ist  es  wohl  begreiflich,  dafs  er  sich,  vor 
einer  frappanten  Erscheinung  stehend,  in  seinem  unwiderstehlichen 
Drange  nach  Erklärung  ein  gar  wunderliches  Gebäude  auf  dieser 
schwanken  Weltanschauung  errichtet.  An  diesem  aber  hängt  er  mit 
um  so  gröfserer  Liebe,  als  es  einerseits  sein  eigenes  Bauwerk  ist 
und  er  andererseits  die  Argumente  der  ernsten  Wissenschaft,  welche 


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571 


zu  weit  über  seiner  Gedankensphäre  stehen,  einfach  nicht  ^-ersteht 
Defshalb  ist  es  eben  die  erste  Grundbeding^nng  der  populären  Dar- 
stellung, nicht  blos  zu  beschreiben,  sondern  zu  erklären.  Diesen 
Grundsatz  mufs  die  Urania  noch  in  weit  ausgiebigerem  Mafse  ver- 
folgen, was  durch  die  Einrichtung  der  Winterkurse,  auf  deren  Aus- 
arbeitung die  gröfseste  Sorgfalt  zu  verwenden  ist,  erhofft  werden  darf. 

Wird  die  Urania  diese  Aufgabe  erfüllen,  und  werden  sich  auch 
in  anderen  grofsen  Städten,  wozu  nicht  allzu  ferne  Aussicht  wirk- 
lich schon  vorhanden  ist,  ähnliche  Institute  gebildet  haben,  so  werden 
die  akademischen  Forscher  endlich  die  erwünschte  Ruhe  zu  frucht- 
bringender Thätigkeit  wieder  erhalten  und  sich  nun  ohne  alle  Gewissens- 
skrupel  von  aller  Welt  abschliefsen  können,  bis  sie  abermals  eine 
grofse  Wahrheit  zum  Wohle  oder  doch  jedenfalls  zum  Wohlgefallen 
der  Menschheit  erforscht  haben. 

In  der  That,  verfolgt  man  diesen  Gedanken  der  Arbeitstheilung 
zwischen  strenger,  forschender  Wissenschaft  und  der  mittheilenden, 
lehrenden  noch  weiter,  so  begreift  man  garnicht,  wie  man  ihre  Noth- 
wendigkeit  nicht  schon  längst  eingesehen  hat. 

Die  Thätigkeit  der  Urania  bahnte  dieselben  in  einer  Richtung 
wenigstens,  die  am  dringendsten  des  Einschreitens  bedarf,  an. 

.\uch  das  litterarische  Organ  der  Gesellschaft  Urania,  die  vor- 
liegende Monatsschrift,  will  in  ihrer  Weise  an  dieser  Reform  rait- 
arbeiten.  Im  ersten  Jahrgange  hatte  sie  begonnen,  eine  „Beweisführende 
Darstellung  des  Weltgebäudes“  zu  geben,  welche,  zwar  in  sehr  abge- 
kürzter Form,  der  Art  der  geplanten  Winterkurse  in  der  Urania  ent- 
spricht. Es  liegt  in  der  Absicht  der  Redaktion,  ähnliche  Abrisse 
auch  von  den  übrigen  Naturwissenschaften  zu  geben.  Das  wird  sich 
sehr  bald  von  selbst  gestalten,  sobald  eben  jene  Kurse  begonnen 
haben  werden.  Denn  diese,  sowie  die  einzelnen  Abends  in  unserem 
wissenschaftlichen  Theater  gehaltenen  Projektionsvorträge  sollen  vom 
neu  beginnenden  Jahrgange  an,  abweichend  von  unseren  bisherigen 
Gepflogenheiten,  den  Hauptinhalt  unserer  Zeitschrift  bilden.  Dadurch 
wird  dieselbe  erst  in  Wirklichkeit  das  Organ  der  Urania  werden. 

Es  ist  unserer  Redaktion  von  verschiedenen  Seiten  bis  jetzt  mit 
vielem  Rechte  der  Vorwurf  gemacht  worden,  dafs  die  Lektüre  von 
„Himmel  und  Erde“  doch  stellenweise  zu  viele  Voraussetzungen  von 
vorhandenen  Vorkenntnissen  mache,  um  als  populär  gelten  zu  können. 
Es  waren  eben  die  Vorarbeiten  noch  nicht  geleistet,  durch  welche  die 
Erfüllung  unserer  anfänglich  bereits  gemachten  Versprechungen  er- 
möglicht werden  kann.  Aus  dem  Vorangegangenon  geht  wohl  zur 


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Oenüpe  hervor,  dafs  wir  von  den  hervorragenden  Gelehrten,  welche 
uns  mit  werlhvollen  Beiträgen  beschickt  \md  dadurch  ihr  Wohlwollen 
in  so  dankenswerther  Weise  bekundet  haben,  eigentlich  populäre 
Darstellungen  nicht  erwarten  durften.  Wenn  nun  diese  gediegenen 
Mittheilungen  auch  den  dauernden  Werth  unserer  Zeitschrift  in  hohem 
Mafse  gesteigert  haben,  so  war  hiermit  doch  nur  die  eine  Seite  un- 
serer Aufgabe  erfüllt,  welche  sich  den  Vorgebildeteren  zuwendet.  Die 
Entwickelung  aber  des  Wissens  aus  seinen  ersten  Anfängen  heraus 
setzt  eine  gewisse  Begabung  und  eine  Technik  der  Darstellung  vor- 
aus, deren  Förderung  namentlich  der  Urania  zufiel.  Augenblicklich 
liegt  nun  bereits  ein  grofses  Material  an  populären  Vorträgen  vor, 
welche  in  der  Urania  gehalten  wurden  und  deren  Veröffentlichung  in 
unserer  Zeitschrift  den  Zielen  derselben  durchaus  entsprechen.  Wir 
wollen  diese  von  nun  ab  als  den  hauptsächlichsten  Inhalt  an  die  Spitze 
unserer  Hefte  setzen.  Da  endlich  das  Gebiet  der  Naturwissenschaften, 
welches  die  Schaustätte  der  Urania  kultivirte,  weit  ausgedehnter  ist 
als  das  sich  bisher  auf  kosmische  Physik  und  Geologie  allein  be- 
schränkende Programm  unserer  Zeitschrift,  so  wird  sich  auch  dieses 
sofort  bedeutend  vielseitiger  gestalten.  So  werden  beispielsweise  auch 
gelegentlich  biologische  Fragen,  so  weit  sie  ein  allgemeines,  zur  Ent- 
wickelung eines  einheitlichen  Weltbildes  in  Beziehung  stehendes  Inter- 
esse haben,  in  den  Kreis  unserer  Betrachtungen  gezogen  werden. 
Durch  alle  diese  Mafsnahmen  hoffen  wir  der  Zeitschrift  den  Wünschen 
vieler  unserer  Abonnenten  entsprechend,  ein  wesentlich  anderes  Ge- 
präge geben  und  das  uns  ohnehin  lebhaft  entgegen  gebrachte  Interesse 
für  dieselbe,  welches  ihr  Freunde  in  allen  entlegensten  Gebieten  der 
Erde  verschafft  hat  noch  erheblich  steigern  zu  könnem. 

So  wird  denn  unsere  Zeitschrift  weit  über  die  Grenzen  unseres 
Vaterlandes  hinaus  zur  Verfolgung  der  hier  entwickelten  Ziele  der 
Verbreitung  wahrer  Bildung  nach  besten  Kräften  mitarbeiten  können. 


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Das  „Equatorial  coud£“  der  Pariser  Sternwarte. 

Das  Equatorial  coude  oder  das  gebrochene  Aetjuatorial-Instrument 
(wörtlich  Ellbogen-  oder  Arm-Aequatorial),  wie  es  nach  den  Angaben 
des  zweiten  Direktors  der  Pariser  Sternwarte,  M.  Loowy  von  dem 
ausgezeichneten  dortigen  Mechaniker  Gauthier  hergostelll  worden  ist, 
<larf  in  mehrfacher  Hinsicht  das  Interesse  der  weitesten  Kreise,  be- 
sonders aueh  der  Liebhaber  der  Astronomie,  beanspruchen. 

Das  Instrument  ist  nämlich  gerade  für  die  behaglichste  Art  der 
Betrachtung  der  Himtnelserschcinungen  geschaffen.  Es  ermöglicht 
von  einem  kleinen,  geschlossenen,  ja  sogar  ein  wenig  geheizten  Pavillon 
aus,  ohne  der  Lage  des  Kopfes  und  des  Körpers  irgend  eine  An- 
strengung zu  bereiten,  die  Iliuimelskürpor  mit  starker  Vergröfserung 
gerade  so  zu  betrachten,  wie  man  in  ein  Mikroskop  hineinsieht,  und 
erspart  den  Bau  einer  Drehkuppol  und  dergleichen.  In  vielen  Bezie- 
hungen würde  ein  solches  Instrument  auch  für  die  Zwecke  der  Urania 
geeignet  gewesen  sein,  wenn  nicht  die  Beschaffenheit  unseres  Bauplatzes 
und  die  übrigen  Anforderungen  an  das  Gebäude  und  die  Raumver- 
theilung  dies  untersagt  hätten,  doch  ist  es  nicht  ausgeschlossen,  dafs 
weiterhin  gerade  zu  Beschauungszwecken  für  ein  gröfseres  Publikum 
ein  derartiges  Instrument  auch  unsererseits  aufgestellt  wird. 

Das  gebrochene  Aequatorial  verlangt  eine  ziemlich  isolirto  Lage 
auf  einem  möglichst  freien  Platz. 

Das  Prinzip  des  Instrumentes,  im  kleinen  schon  längst  zur  Er- 
reichung ähnlicher  theilweiser  Erleichterungen  für  den  Beobachter  in 
der  Gestalt  der  sogenannten  gebrochenen  Fernrohre  zur  Anwendung 
gebracht,  ist  zum  ersten  Male  im  gröfseren  Style  vor  etwa  16  Jahren 
bei  der  Potsdamer  Himmolswarte  in  der  Einrichtung  des  grofsen  He- 
liographen-Fernrohros  zur  Durchführung  gelangt. 

Dieses  Fernrohr  ist  parallel  zur  Erdaxe,  also  in  der  Mittagsobene 
und  in  einer  Neigung  gegen  dun  Horizont,  welche  bei  uns  etwas 
mehr  als  52  Grad  beträgt,  derartig  fest  gelagert,  dafs  sein  Okular  am 


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oberen  Ende  innerhalb  des  Gebäudes  liegt,  während  das  untere  Ende 
des  Fernrohres  aus  dem  Gebäude  etwas  heraustritt  und  das  Objektiv- 
Glas  trägt.  Vor  dom  Objektiv-Glas  befindet  sich  ein  Spiegel,  welcher 
so  gestellt  und  so  in  Bewegung  gehalten  werden  kann,  dafs  er  die 
Strahlen  der  Sonne  stets  in  der  Richtung  der  Erdaxe  in  das  Objektiv- 
Glas  wirft,  wodurch  am  oberen  Ende  dos  Rohres,  da,  wo  in  aller  Ge- 
mächlichkeit der  Beobachter  mifst  und  photographirt,  das  Bild  der 
Sonne  hervorgobracht  wird.  Aehnliche  noch  weitergehende  Konstruk- 
tionen wurden  .sodann  von  Pickering  in  Cambridge  bei  Boston  im 
Interesse  der  Verminderung  der  Anstrengung  der  Beobachter  vorge- 
schlagen und  zum  Theil  durchgerührt. 

Zu  einer  vollen  und  den  ganzen  Himmel  umfassenden  Leistung 
einer  solchen  Kombination  des  Linsen-Fernrohres  mit  Spiegelungen 
gehörten  aber  mindestens  zwei  Spiegel.  Der  eine  Spiegel  in  Potsdam 
reichte  nur  für  die  Sonne  aus,  für  welche  die  Einrichtung  dort  aus- 
schliefslich  bestimmt  war. 

Der  zweite  Spiegel,  welcher  in  Verbindung  mit  dem  ersten,  un- 
mittelbar vor  dem  Objektiv  befindlichen,  es  ermöglichen  sollte,  die 
Lichtstrahlen  von  jedem  Punkte  der  Himmelsfläche  in  der  Richtung 
der  Erdaxe  oder  scheinbaren  Drehungsaxe  des  Himmelsgewölbes  auf 
das  Objektiv  fallen  und  somit  am  oberen  Ende  des  Fernrohrs  [ein 
Bild  entwerfen  zu  lassen,  mufste  sich  am  Ende  eines  zur  Femrohr- 
axe  rechtwinkelig  gestellten  und  um  dieselbe  drehbaren  cylindrisohen 
Armes  befinden  und  selber  um  die  Axe  oder  Mittellinie  dieses  Armes, 
mit  welcher  er  dabei  einen  halben  rechten  Winkel  macht,  drehbar 
sein,  während  der  unmittelbar  vor  dem  Objektiv  befindliche  und  um 
die  Fernrohraxe  mit  dem  ganzen  Arm  drehbare  innere  Spiegel  um 
einen  halben  rechten  Winkel  sowohl  gegen  die  Fernrohraxe  als  gegen 
die  Axe  des  Armes  geneigt  ist.  Unsere  Abbildung*)  läfst  diese  eigen- 
artige Bauart  des  Instrumentes  aufs  deutlichste  erkennen.  Eine  solche 
Konstruktion  wurde  in  aller  technischen  Vollendung  von  M.  Loewy 
erdacht  und  von  dem  Mechaniker  Gauthier  durchgeführt 

Den  grofson  Vorzügen  einer  solchen  Einrichtung  standen  bei 
früheren  Erwägungen  gerade  die  Lichtverluste  und  die  grofsen  Un- 
vollkommenheiten der  Lichtführung  gegenüber,  mit  welchen  bis  dahin 
die  Reflexionen  an  grofsen  ebenen  Spiegeln  behaftet  gewesen  waren. 
Die  Gestalt  solcher  Spiegel  war  in  ihren  verschiedenen  Lagen  gegen 
die  Richtung  der  Schwere  und  auch  infolge  von  Temperatureinflüssen 

')  Eine  Illustrationsprobe  aus  Chambers  „Manual  of  Astronomy.- 


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Himmel  und  Krde.  II.  IJ. 


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Das  Equatorial  coude  der  Pariser  Sternwarte. 


576 


sehr  erheblichea  Veränderungen  unterworfen,  welche  die  Genauigkeit 
der  Lichtfiihrung  und  Abbildung  sehr  beträchtlich  störten,  ganz  ab- 
gesehen von  dom  ansehnlichen  läohtverluste,  welchen  zwei  solche 
Spiegelungen  hervorbringen  mufsten. 

Es  ist  das  besondere  Verdienst  der  genannten  Pariser  Herren, 
dafs  sie  auf  Grund  von  theoretischen  Erwägungen  und  von  Expe- 
rimenten die  Leistungen  ebener  Spiegel  ganz  wesentlich  verbessert 
haben,  und  zwar  hauptsächlich  durch  eine  Vorgröfsorung  der  Dicke 
derselben.  Herr  Loewy  hat  gezeigt,  dafs,  wenn  man  der  Glasmasse 
eines  solchen  an  der  Oberfläche  versilberten  Spiegels  (von  nahezu 
kreisförmiger  oder  elliptischer  Gestatt)  eine  Dicke  giebt,  welche 
'/4  bis  1/3  seines  Durchmessers  beträgt,  die  spiegelnde  Fläche  fast  gar 
keine  Gestaltänderungen  durch  die  Schwere  oder  durch  Temperatur- 
einflüsse mehr  erfährt 

Durch  Anwendung  solcher  Spiegel  hat  man  dem  Pariser  Instru- 
mente bei  aller  Bequemlichkeit  der  Handhabung  auch  eine  grofse 
Vollendung  der  optischen  Leistung  gegeben. 

Ein  sehr  wesentlicher  Punkt  bei  der  Güte  dieser  Leistungen 
und  besonders  bei  der  Lichtstärke,  welche  dieses  Equatorial  coude, 
trotz  der  vor  dem  Eintritt  der  Strahlen  in  das  Objektiv  stattfindenden 
zweimaligen  stets  mit  Intonsitätsverlusten  verbundenen  Spiegelung 
dargeboten  hat,  ist  die  ganz  beständige  Ruhelage,  in  welcher  sich  die 
das  Objektiv  selber  bildenden  Linsen  befinden. 

Wenn  man  bedenkt,  welche  aufserordentlich  kleinen  Gestalt- 
änderungen  der  brechenden  Flächen  solcher  grofsen  Linsen  schon 
beträchtliche  Veränderungen  der  Lichtstralrlen-Vereinigung,  welche 
zur  zartesten  und  hellsten  Abbildung  der  Himmelserscheinungen  er- 
fordert wird,  hervorbringon,  so  mufs  man  sich  wundem,  dafs  die  in 
den  gewöhnlichen  Fernrohren  angebrachten  Objektiv -Linsen,  welche 
bei  jeder  Richtungsänderung  des  Fernrohrs  veränderte  Wirkimgen 
der  Schwere  und  damit  unablässige  kleine  Deformationen  und  Span- 
nungsändcrungcn  erleiden,  überhaupt  noch  so  reine  und  relativ  voll- 
kommene Abbildungen  der  Himmelsobjekte  darbieteu,  wie  es  that- 
sächlich  der  Fall  ist.  Zweifellos  kann  aber  an  Lichtstärke  und  Rem- 
heit  der  Bilder,  mit  einem  Worte  an  gröfstmöglicher  Verwerthung  der 
auf  die  Objektivflächen  fallenden  Lichtwirkuugen,  noch  ansehnlich 
mehr  erreicht  werden,  wenn  den  Linsen  von  dem  Optiker  die  gröfste 
Vollendung  der  Gestalt  und  der  Leistung  genau  in  derselben  Lago 
gegeben  wird,  in  ■welcher  sie  sich  dauernd  bei  der  Anwendung  im 
Instrument  befinden  sollen.  Dies  wird  aber  nur  durch  Einrichtungen 


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577 


obig-er  Art  ermöglicht,  bei  denen  man  dem  Objektiv  schlierslioh  auch 
die  Drehung  um  die  optische  Axe  ersparen  und  demselben  eine  ganz 
unveränderliche  Ruhelage  geben  kann. 

Offenbar  hat  das  Pariser  Instrument  die  Vortrefflichkeit,  welche 
seine  Leistungen  trotz  der  doppelten  Spiegelungen  aufweisen,  neben  der 
Güte  der  Spiegel  auch  der  Beständigkeit  der  Lage  des  Objektivs  zu 
verdanken.  Bei  der  zu  Paris  im  Gange  beflndhchen  Herstellung  eines 
zweiten  noch  gröfseren  Instrumentes  derselben  Art  will  man  aus 
andern  praktischen  Rücksichten  diese  Ruhelage  des  Objektivs  auf- 
geben  und  dasselbe  an  das  äufsere  Ende  dos  Armes  zwischen  dem 
äufseren  und  dem  unverändert  in  der  Verbindungsstelle  des  Armes 
und  der  Hauptaxe  des  Rohres  gelagerten  inneren  Spiegel  bringen. 
Es  wird  von  Interesse  sein,  zu  erfahren,  ob  sich  nicht  hierbei  eine 
beträchtliche  Verminderung  der  Leistung  der  Einrichtung  herausstellt. 
Uebrigens  ist  noch  zu  bemerken,  dafs  ein  bedeutender  Vortheil  der 
ganzen  Anordnung  auch  noch  darin  besteht,  dafs  man  den  Objektiven 
sehr  lange  Brennweiten  geben  kann,  weil  man  das  festgelagerte 
Hauptrohr  unbedenklich  viel  länger  machen  kann,  als  ein  nur  in 
seiner  Mitte  an  der  Axe  befestigtes  gewöhnliches  Fernrohr.  Die 
längere  Brennweite  ermöglicht  aber  besonders  auch  erfolgreichere 
Leistungen  hinsichtlich  der  Vereinigung  der  verechiodenfarbigen  Ele- 
mente der  Lichtwirkung. 


Die  scheinbare  Gestalt  des  Himmelsgewölbes. 

So  natürlich  es  auf  den  ersten  Blick  scheint,  dafs  man  von  einer 
Himmelskugel  spricht,  so  schwierig  wird  bei  näherer  Untersuchung 
die  Lösung  der  Frage,  welche  Gestalt  das  Himmelsgewölbe  habe,  und 
mit  derselben  hängt  eng  die  Thatsache  zusammen,  dafs  Sonne  und 
Mond  bei  ihrem  Aufgang  gröfsor  erscheinen  als  in  ihrer  gröfsten 
Höhe  beim  Meridiandurchgang. 

Die  Griechen,  voran  Strabon,  erklärten  letzteres  übereinstimmend 
als  eine  Folge  der  Dünste  am  Horizont,  d.  h.  nach  unserm  Sprach- 
gebrauch der  Strahlenbrechung,  eine  Meinung,  die  sich  auch  im  Mittel- 
alter  trotz  besserer  Deutungen  erhielt,  bis  sie  durch  Malebranche 
in  seinem  1674  erschienenen  Buch  „De  la  recherche  de  la  vöritö“ 
gründlich  widerlegt  wurde.  Er  sagt:  „Die  Strahlenbrechung  vermehrt 
nur  die  Höhe  der  Gestirne  über  dem  Horizont,  aber  sie  vermindert 
im  Gegentheil  ein  wenig  ihren  Gesichtswinkel.“  In  anderer  Weise 

38* 


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578 


wurden  die  Dünste  resp.  der  längere  Weg  des  Lichtes  durch  die  Atmo- 
sphäre von  Alhazen  und  nach  ihm  von  vielen  Gelehrten,  u.  a.  von 
Euler  und  Bode  im  vorigen  Jahrhundert,  benutzt.  Letztere  meinten: 
Sonne  und  Mond  seien  aus  der  genannten  Ursache  matter  leuchtend 
im  Horizont  als  sonst;  da  wir  nun  erfahrungsg^ernäfs  einen  leuchtenden 
Körper  dann  für  weiter  entfernt  hielten,  wenn  er  matteres  Licht  aus- 
sendot,  so  übertrügen  wir  dieses  Urtheil  auch  auf  die  beiden  Gestirne.*) 

Die  Eul ersehe  Lehre  enthält  Richtiges,  aber  sie  ist  nicht  die 
allein  richtige,  es  kommen  noch  andere  Umstände  hinzu.  Zunächst 
müssen  wir  des  bekannten  Philosophen  Descartes  oder  Cartesius 
gedenken,  der  als  Grund  für  die  besprochene  Erscheinung  anführt, 
dafs  wir  durch  die  Gegenstände  zwischen  uns  und  dem  Horizont  ein 
Schätzungsraafs  für  die  Entfernung  hätten,  welches  Mittel  bei  dem 
Blick  nach  oben  aber  fehle,  daher  hielten  wir  erstere  Strecke  für 
die  gröfsere.  Es  müsse  uns  also  der  Mond  am  Horizont  gröfser  er- 
scheinen als  im  Meridian,  da  in  beiden  Fällen  Leuchtkraft  und  Gesichts- 
winkel nicht  merklich  variiren.  Andrerseits  behauptet  Gassendi:  da 
die  Gestirne  am  Horizont  matter  erschienen,  roüfste  sich  unsere 
Pupille  und  damit  der  optische  Winkel  vergröfsem,  folglich  sähen  wir 
jene  Himmelskörper  gröfser. 

Die  Ansicht  von  Descartes  steht  augenscheinlich  in  engem 
Zusammenhang  mit  der  Lehre  vom  flachen  Himmelsgewölbe;  wir 
wenden  uns  nun  diesem  unserem  eigentlichen  Thema  zu.  Während  bei 
den  Griechen  und  Römern  die  Lehre  von  der  Kugelgestalt  der  Erde 
und  damit  des  Himmels  Bürgerrecht  erworben  hatte,  machten  die 

■)  Malebranche  hat  aber  bereit»  darauf  hingewieaen,  dafs  in  Wirklich- 
keit die  Uurchmesser  von  Sonne  und  Mond  uns  im 
Meridian  (A)  grofsor  erscheinen  niüfslen  als  ün  Hori- 
zont (D).  Denn  cs  ist  wenn  AD  die  Bahn  eines  der 
Weltkörper  und  BEB  die  Enle  ist  während  in  B der 
Beobachter  steht: 

DC  = AC  = AB  -r,  oder,  da  wegen  der  Klein- 
heit des  Erdradius  gegenüber  der  Entfernung  des 
Gestirns  naheningsweise  DC  = DB: 

BD  = AB  4-  r. 

„Beim  Aufgang  (D)  ist  also  der  Mond  (nahezu)  von  uns  um  den  Radius 
der  Erde  (r)  weiter  entfernt  als  wenn  er  über  uns  steht  (in  A),  und  deshalb 
vergröfsert  »ich  sein  Durchmesser,  wenn  er  sich  erhebt,  weil  er  sich  uns  dann 
nähert“  Malebranche  übersieht  hier  zwar,  dafs  obiger  Schlufs  streng  ge- 
nommen nur  für  Orte  am  Aequator  zutriflt  wo  allein  Zenith  und  Culminations- 
punkt  zusammenfallen  können,  aber  selbst  für  so  nördlich  gelegene  Ijinder 
wie  Deutschland  kann  man  für  die  Sonne  wenigstens  im  Hochsommer  ohne 
grofson  Fehler  jene  Conaequenz  ziehen. 


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579 


Kirchenväter  einen  g-ewaltipen  Rückschritt,  indem  sie  theils  sich  auf 
Bibelstellen  (Jes.  40,  22  etc.)  beriefen,  theils  aber  wie  folgt  argumen- 
tirten:  wäre  die  Erde  rund,  so  müfsten  auf  der  andern  Seite  der  Kugel 
auch  Menschen  (Antipoden)  w’ohnen,  zu  ilmen  könne  man  aber  nicht 
gelangen,  also  sie  nicht  bekehren,  und  das  widerspräche  dem  Heils- 
phm  Gottes  — folglich  sei  die  Erde  nicht  rund,  sondern  flach.*)  Wie 
einzelne  nun  sich  den  wirklichen  Mimmel  dachten,  zeigen  die  beiden 
Figuren  hier: 


Fi(f.  2.  Fig.  3. 

nach  Theodorus  von  Mopsuesta  (350—438);  nach  Kosmas  Indlkopleustes. 

Doch  waren  andere  Kirchenväter  durchaus  von  echt  wissenschaft- 
lichem Geist  beseelt  und  schlossen  sich  den  Griechen  an,  u.  a.  Basilius 
Magnus,  Isidorus  von  Sevilla  und  Beda  Venerabilis. 

Im  späteren  Mittelalter  spricht  zuerst  der  marokkanische  Astronom 
Alhazen  oder  Ali  Abul  Hassan  (1250)  ausdrücklich  von  der  im 
Zenith  scheinbar  plattgedrüokten  Form  des  Himmelsgewölbes,  indem 
er  die  von  Malebranche  wiederholte  Thatsache  (vgl.  Anm.  1)  erwähnt. 
Von  da  ab  hat  eigentlich  keiner  der  Gelehrten  mehr  gezweifolt,  dafs 
uns  der  Himmel  in  der  That  nicht  als  Halbkugel,  sondern  flach  er- 
scheine, nur  Iheilten  sich  die  Ansichten  über  die  Art  der  Krümmung. 
Die  einen  (z.  B.  Kepler)  nahmen  dafür  ein  Stück  einer  Halbkugel 
an,  andere  (z.  B.  Malebranche,  Smith,  Bode,  Kämtz)  hielten 
eine  ellipsoidische  Form  für  gleich  wahrscheinlich,  während  Smith 


Fig.  4. 


(1728)  und  sein  Freund  Folkes,  denen  sich  auch  Verfasser  dieses 
ansohliefsen  möchte,  sagen:  manchmal  hätte  die  Querschnittskurve  einer 
Konchoide  (s.  Figur)  ähnlich  gesehen.  Wie  verschieden  man  aber 
auch  die  Gestalt  des  Himmelsgewölbes  annahm,  so  legte  man  doch  der 
Einfachheit  wegen  der  Berechnung  stets  ein  Stück  Halbkugel  zu  Grunde. 

Wälirend  man  nun  mit  der  Thatsache  eines  scheinbar  flachen  Him- 

’)  Kretschmer  (die  phys.  Erdkunde  im  chrisU.  Mittelalter)  sagt:  „Im 
Jahre  1876  erschien  in  England  eine  Zeitschrift  „Monthly,  Ihe  truth  seekers 
Oracle  and  scriptural  Science  roview“,  deren  Redakteur  John  Hanipdon  die 
Ansicht  vertrat,  dafs  die  Erde  eine  Scheibe  mit  dem  Nordpol  als  Centrum  sei, 
und  dafs  die  Sonne  in  einer  Höhe  von  1000  engl.  Min.  dieselbe  umkroieL“ 


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560 


mels  bereits  seit  ca.  1250  bekannt  war,  rührt  doch  die  erste  Beobachtung 
und  die  erste  Berechnung  erst  von  Smith  (1728)  her.  Er  findet  für 
das  Verhältnifs  BZ:BH  den  Werth  1:373.  wenn  B den  Beobachter, 
Z das  Zenith,  II  den  Horizont  bezeichnet,  und  diese  Zahlen  haben 
bisher  nur  geringe  Aendorung^n  erfahren,  da  Smith  (1728),  Kämtz 
(1832)  und  Reimann  (1888 — 89)  die  bisher  allein  bekannt  gewordenen 
Beobachter  sind  und  alle  Berechner  sich  speziell  auf  des  ersteren 
Methode  und  Resultate  stützen. 

Mehr  als  bei  manchem  anderen  Gegenstand  kann  man  nun  nach 
dem  Nutzen  solcher  Beobachtungen  und  Berechnungen  fragen.  Dafs 
sich  gerade  hier  aufser  rein  wissenschaftlichem  Interesse  auch  ins 
Praktische  übertragbare  Lehren  ergeben  können,  zeigt  eine  Abhandlung 
eines  russischen  Meteorologen  Laurenty  über  den  Einflufs  der 
scheinbaren  Abplattung  des  Himmels  auf  Bewölkungsschätzungen, 
aus  der  hier  nur  das  Resultat  stehen  möge:  je  weniger  der  Horizont 
berücksichtigt  wird,  desto  besser  werden  die  Schätzungen  an  der 
abgeplatteten  Form  und  der  idealen  Himmelshalbkugel  übereinstimmen. 
Diese  I.ehre  ist  in  Petersburg  bereits  mit  sehr  gutem  Erfolg  verwirk- 
licht worden,  doch  kann  ich  darauf  nicht  näher  eingehen. 

Sonst  aber  mufs  gesagt  werden:  so  sehr  das  Interesse  die  Ge- 
duld und  Ausdauer  der  bisherigen  Beobachter  zu  schätzen  ist,  sind 
die  Beobachtungen  doch  noch  zu  einseitig  angestellt.  Man  nehme  nur 
ganz  klaren  oder  ganz  bedeckten  Himmel  und  variire  nicht  blos  die 
Art  der  Beobachtung,  sondern  auch  Zeit  und  Ort  (andere  Himmels- 
gegenden und  anderen  Standpunkt).  Aus  den  so  gewonnenen  Resul- 
taten mufs  dann  empirisch  die  Gestalt  des  Himmelsgewölbes  abgeleitet 
werden,  nicht  aber  darf  man  in  diesem  Fall  die  Beobachtungszahlen 
in  fertige  Formeln  zwingen  wollen,  die  auf  Grund  einer  vielleicht 
gänzlich  falschen  Annahme  aufgestellt  sind.  C.  Kafsner. 

Newtons  Geburtshaus  zu  Woolsthorpe  in  Lincolnshire ')  stellt 
eine  einfache  Farm  in  durchaus  ländlicher  Umgebung  dar  und  zeigt 
uns,  wie  die  bedeutendsten  Geister,  welche  auf  den  Entwicklungsgang 
der  Menschheit  von  bestimmendem  Einfiufs  zu  werden  berufen  sind, 
oft  aus  den  schlichtesten,  bürgerlichen  Verhältnissen  hervorgehen. 
Am  26.  Dezember  1642,  gerade  ein  Jahr  nach  dom  Tode  Galileis, 
wurde  Isaac  Newton  in  diesem  Landhaus  als  posthumer  Sohn  von 

’)  Illustrationsprobe  aus  Chambers  Astronomie,  vergl.  Heft  II. 


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_ ^1 

Harriet  Ayscough  geboren,  die  bereits  wenige  Monate  nach  der 
Hochzeit  ihren  Galten  durch  den  Tod  verloren  hatte.  Das  Knüblein 
soll  in  den  ersten  Wochen  so  klein  und  schwächlich  gewesen  sein, 
dafs  niemand  glaubte,  es  am  Leben  erhalten  zu  können,  und  dennoch 
entwickelte  sich  in  diesem  schwächlichen  Körper  einer  der  ersten 
Geistesheroen  aller  Zeiten.  In  der  Schule,  welche  Xewton  nach  der 
Wiederverheirathung  seiner  Mutter  zu  Gantham  besuchte,  ging  es  frei- 
lich anfangs  nur  schlecht  vorwärts,  aber  gar  bald  begann  das  Genie 
sich  auf  eigenem  Wege  zu  entfalten.  Vor  allem  betrieb  der  Knabe 
mit  grofsem  Eifer  und  Geschick  die  Konstruktion  von  allerhand  kleinen 
Maschinen  und  Instrumenten.  Unsere  Abbildung  zeigt  an  der  Wand 
des  Hauses  zwei  Sonnenuhren,  die  auf  solche  Weise  entstanden  sind 


Du  Gebortsbans  Newtona. 


und  eine  gewisse  UerUhmtheit  erlangt  haben,  weil  ihre  Verfertigung 
den  jungen  Newton  zuerst  zu  der  denkenden  Betrachtung  des  Sternen- 
himmels hingelcitet  hat.  Die  eine  dieser  beiden  Uhren  wdrd  übrigens 
seit  1844  in  der  Royal  Society  zu  London  aufbewahrt. 

Bahn  des  Meteors  vom  15.  Oktober  I889.  Ueber  die  ungewöhnlich 
glänzende  Erscheinung  dieser  fast  in  ganz  Deutschland  und  Oesterreich 
beobachteten  Feuerkugel  hatten  wir  bereits  S.  148  vorliegenden  Jahr- 
gangs berichtet.  Wie  die  nunmehr  beendete,  sich  auf  die  vielen,  zum 
gröfsten  Theil  von  Nicht- .Astronomen  gemachten  Wahrnehmungen 
stutzende  Bahnberechnung  ergeben  hat,  kam  dieser  kleine  Himmels- 


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582 


körper  aus  dem  Sternbilde  der  Fische  von  einem  Punkte')  her,  von 
dem  aus  bereits  des  öfteren  Feuerkugeln  und  Sternsclmuppen  ihren 
scheinbaren  Ausgang  genommen  haben.  In  nur  schwach  geneigtem 
Laufe  durchschnitt  der  Meteorkörper  in  3,6  Sekunden  unsere  Luft  auf 
einer  Wegstrecke  von  185  Kilometern,  was  die  enorme  mittlere  Ge- 
schwindigkeit von  50  km  pro  Sekunde  bedingt.  In  einer  Höhe  von 
48  km  über  dem  Eidboden,  etwas  östlich  von  Nordhausen,  wurde  dann 
der  Lauf  dieses  fremden  Eindringlings  durch  den  Widerstand  der 
Luft  völlig  gehemmt,  und  die  Keste  der  Masse  stürzten  zerplatzend  zur 
Erde  herab,  ohne  dafs  es  indessen  gelungen  wäre,  Spuren  davon  auf- 
zufinden. Wie  die  meisten  der  früher  berechneten  Meteorbahnen 
zeigte  auch  die  des  vorliegenden  Körpers  eine  stark  hyperbolische 
Form,  wie  sie  sonst  bei  keiner  anderen  Klasse  von  Weltkörpem  vor- 
kommt. Der  Punkt  am  Himmel,  an  welchem  das  vorliegende  Meteor 
in  den  Bereich  des  Sonnensystems  eindrang,  oder  der  sog.  kosmische 
Ausgangspunkt  liegt  bei  351®  I-änge  und  7®,5  Breite. 

Dr.  F.  Koerber. 

Kr^chelnuiMC^R  am  Stcrneuhininiel  im  Mouat  September-Oktober. 

(Sämtliche  Zeitaugabcii  gelten  für  Berliner  Zeit) 

1.  Der  Mond. 

Aufgang  Untergang 

21.  Septb.  Erstes  Viertel  .H“  Nm.  21®  Ab. 

2G.  . Krdnüho  5 2 17  Mg. 

28.  . Vollmond  6 Ij  Ab.  ö 16  ^ 

5.  Oklb.  Letztes  Viertel  9 80  „ 2 11  Nm. 

8.  ..  Erdferne  — 4 2« 

14.  „ Neumond  5 22  Mg.  5 25 

Maxiiua  der  Libration:  19  Sept,  2.  Okt. 
a.  Die  Planeten. 


Merkur 

Venus 

Hectas. 

Declin. 

Aufg. 

Cnlerg, 

Hectas. 

Declin.  Aufg. 

Uülerg. 

13.  Sept 

liU49>i. 

— 9“ 12, 

8h  4»>Vb. 

öh 

34">.U. 

Uh  Um 

— 15'’59',,10l«  9>»\«. 

7t2i»  11. 

17. 

12  51 

- 9 4l' 

7 53  . 

G 

17 

14 

30 

— 17  3S'  l0  19  , 

7 

11  . 

21. 

12  4G 

— 9 13 

7 30  . 

R 

0 

14 

46 

— 19  12  10  29  . 

7 

1 , 

25. 

12  36 

— 7 3» 

0 30  « 

5 

42 

\dl 

i:> 

—20  39  , 10  38  . 

6 

52  . 

29. 

n 1 

12  22 

-5  31 

6 23  ■ 

5 

31 

15 

17 

-22  0 ;10  46  . 

6 

42  . 

3. 

Okt.  ' 

12  8 

— 2 12 

5 39  . 

5 

15 

15 

32 

—23  14  'lO  55  , 

6 

33  . 

7. 

1 

n 

12  2 

— 05 

5 2 . 

5 

4 

* 

15 

47 

—24  19  in  2 . 

6 

24  , 

11. 

12  5 

-f  0 40 

1 41  . 

4 

.33 

16 

1 

—25  17  11  8 . 

6 

14  . 

I.J. 

- 

12  17  l-f  0 3,j4  37  « 
11.  Okt.  Sonuemiähc. 

4 

47 

- 

16  15  I -26  6 11  13  . 
IS.  Sept.  Sonnenferne. 

6 

5 . 

1)  a Ä 24,0  2;  5 = 18,®  3. 


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1 

M 

a r 8 

Jupiter 

jRectas. 

Declin.] 

Aufg. 

Unterg^. 

Recta8.| 

Declia 

Aufg. 

Unterg. 

11.  Sept 

17b  27«  1 

-26»  4'' 

1 2b38»!l«. 

9b32»  iV. 

20b21» 

— 20’20'i 

1 4><50nSB. 

Ib  13»  1«. 

17.  „ 

17  43 

—26  8j 

2 31  . 

9 23  „ 

20  20 

—20  24 

0 48  . 

23.  , 

17  59 

i-26  6 

I 2 24  , 

9 16  , 

20  19 

-20  26 1 

1 4 2 , 

0 22  , 

29.  . 

18  16 

1-25  57- 

2 16  , 1 

9 12  . 

20  19 

-20  26' 

I 3 39  , 

11  55  IV. 

5,  Okt 

18  34 

-25  41' 

2 8 . ! 

9 8 . 

20  19 

—20  25 

i 3 15  . 

11  31  , 

11.  . 

|l8  52 

-25  17 

1 I .79  . 1 

9 5. 

20  20 

-20  22 

i 2 51  . 

n 9 , 

17.  , 

|l9  10 

-24  45 

1 1 49  . 1 

9 3, 

20  22 

—20  17 

1.  2 29  , 

10  47  . 

j Saturn 

Uranus 

1 

Rectas. 

, DecLiu. 

j Aufg. 

Unterg. 

Rectas. 

Declin.j 

Aufg. 

Unterg. 

17.  Sept.  1 

llOb  47» 

+ 9«  29' 

4b  9"»f. 

1 5b59“!i«. 

13b34» 

;-9M3‘ 

8b33»lf. 

: 7b  3»AV. 

25.  , ' 

'10  .50 

+ 98 

3 44  . 

5 .30  . 

13  35 

- 9 23 

8 5. 

6 33  , 

3.  Okt. 

10  54  ; 

+ 8 47 

j 8 18  . 

5 0 . 

13  37 

— 9 33 

1 7 36  . 

6 2 . 

11.  , 1 

10  57  1 

+ 8 27 

1 2 52  , 

4 30  . 

13  39 

— 9 44 

; 7 9 . 

' 5 32  K«. 

19.  , 1 

11  1 

+ 89 

1 2 25  . 

3 59  , 

13  41 

j-9  55 

1 6 42  . 

5 4 Vb. 

! 

N e 

p t u n 

1 Rectas. 

[ Declin. 

Aufg.  , 

Unterg. 

8.  Sept  1 4b  21» 

| + 19°51'| 

9b  14»  IV. 

lbll»5liu 

23.  . 1 4 21 

1 + 19  .50  i 

8 15  . 

0 13  . 

8.  Okt.  , 4 20  : 

: + i9  47 

7 16  . 

11  12  , 

3*  Verfinsterungen  der  Jupitertrabanten. 


16.  Sept 

II. 

Trab.  Vorfinst 

Austritt 

6b  3.5» 

Ab. 

19. 

13 

I. 

11  »1 

11 

0 

9 

Mg. 

20. 

I. 

1)  11 

6 

37 

Ab. 

23. 

II 

11  11 

9 

12 

* 

27. 

I. 

« 11 

8 

33 

30. 

II. 

11  11 

11 

49 

. •) 

4. 

Okt 

I. 

11  11 

11 

10 

28 

. 

6. 

« 

I. 

11  11 

,, 

4 

57 

Nm. 

13. 

« 

I. 

11  11 

6 

52 

Ab. 

'2m  vor  Jupiter-Untergang. 

4.  Stembedeckungen  durch  den  Mond. 

(Für  Berlin  sichtbar.) 


Oröfse 

Eintritt 

Austritt 

27. 

Sept 

• 30  Piscium 

4.8» 

11b  46"  Ab. 

Ob  54-  Mg. 

28. 

• .33 

5.0 

1 45  Mg. 

2 27  . 

1. 

Okt 

• 38  Arieti« 

5.0 

2 3, 

2 57  . 

2. 

• 

Neptun  bedecku  ng 

10  40  Ab. 

11  42  Ab. 

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584 


5-  Veränderliche  Sterne, 
a)  Maxima  variabler  Sterne: 

Maximum  Helligkeit  im  1£^0 


am 

Max. 

Min. 

Rectas. 

Declin. 

K Arietis 

16. 

Sept 

gm 

12® 

2k 

9“ 

>52* 

-f 

24‘ 

.32<6 

V Cancri 

n. 

7 

12 

8 

15 

27 

•r 

17 

38.2 

S I.ibrae 

12. 

Okt 

8 

12 

15 

15 

4 

— 

19 

59.4 

R Herculia 

13. 

•» 

8-9 

13 

16 

1 

17 

+ 

18 

40.0 

S Ophiuohi 

n. 

8-9 

12 

16 

27 

56 

— 

16 

55.6 

T Herculis 

4. 

7-8 

11—12 

18 

4 

56 

31 

3.4 

R Pegasi 

15. 

7.4 

12 

23 

l 

7 

+ 

9 

.56.9 

b)  Minima  der  Sterne  vom  Algol-Typus: 

Algol  ...  16.  Sept  Mg..  21.  Ab.,  27.  Nm.,  3.  Okt.  Mg.,  9.  Mg.,  14.  Ab. 

U Cepbei  . . 19.  Sept.  Mg.,  24.,  29.  Mg.,  4.  Okt  Mg.,  9..  14.  Mg. 

U Coronae  . . 17.  Sept  Ab.,  24.  Ab.,  1.  Okt  Nm.,  8,  Nm.,  15.  Mg. 

X Tauri  . . 17.  Sept,  2.5.,  3.  Okt  Ab..  11.  Nm. 

Y Oygni  . . unregelmäfBig. 

o)  Minima  einiger  Veränderlicher  kurzer  Periode: 

T Monoc.  . . 10.  Okt 
R Sagittae  (Stern  B,  Minim.  10°>)  13.  Okt 

6.  Meteoriten. 

Die  Sternschnuppen  des  Orionidenschwarmes  (Radiationspunkt  (AR=92*, 
D = 1^*)  8tnd  vom  9.  Oktober  ab  zu  sehen,  erreichen  ihr  Maximum  indeüs 

erst  in  der  zweiten  Hälfte  Oktober. 

7,  Nachrichten  Aber  Kometen. 

Am  18.  Juli  bat  Coggia  in  Marseille  einen  recht  bellen,  gut  beobacht- 
baren,  durch  einen  deutlichen  Kern  ausgezeichneten  Kometen  entdeckt  der 
seine  Sonnennähe  übrigens  schon  um  den  8.  Juli  paasirte.  Das  Gestirn  lief 
aus  dem  Sternbildo  des  Luchs  in  das  des  kleinen  Löwen  und  steht  Anfang 
September  bereits  ungünstig,  da  es  dann  bald  nach  der  Sonne  untergeht. 

W.  F.  Denning  in  Bristol  fand  am  24.  Juli  in  einem  sehr  nördlichen 
Theile  des  Himmels,  dem  kleinen  Bären,  einen  schwachen  Kometen,  der  sich 
mit  beträchtlicher  Schnelligkeit  südwärts  bewegt  und  um  den  24.  September 
seine  Sonnennähe  erreichen  wird.  Mit  Anfang  September  wird  der  Komet 
schon  in  das  Sternbild  der  Schlange  getreten  sein  und  jim  Vergleich  zur  Licht- 
stärke vom  24.  Juli  die  doppelte  Helligkeit  besitzen.  Er  wird  dann  bis  nach 
Mitternacht  verfolgt  werden  können. 


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Jahrbuch  der  Naturwissenschaften  1899—90.  Unter  Mitwirkung  Ton  Fach- 
männern  herausgegeben  Ton  Dr.  Wildermann.  Preiburg  i.  Br.,  Herders 
Verlag.  Preis  6 elegant  geb.  7 M. 

Das  Lob,  welches  wir  dom  vorliegenden  Unternehmen  bei  Gelegenheit 
der  Anzeige  des  vorigen  Jahrganges  (H.  u.  £.  1.  714)  zuerkannten,  können  wir 
in  gleichem  Mafse  auch  auf  den  neuen  Baud  ausdehuen.  Noch  etwas  mehr 
als  früher,  treten  diesmal  die  technischen  Anwendungen  der  naturwissenschaft- 
lichen Disziplinen  in  den^^Vordergnind,  was  bei  dem  gegenwärtigen,  gewaltigen 
Aufschwung  der  Technik  und  dem  hohen  Interesse,  welclies  dieser  wichtige 
Zweig  menschlichen  Könnens  jedem  Gebildeten  einilöfsen  mufs,  nur  anzuer« 
kennen  ist;  gehört  doch  nach  einem  jüngst  vom  h'ürsten  Bismarck  gethanen 
Ausspruch  der  Technik  die  Zukunft. 

Slcgmund  Gflnther.  Die  Meteorologie  ihrem  neuesten  Standpunkte  ge- 
mäfs  und  mit  besonderer  Berflcksichtiguug  geographischer  Fragen. 

München,  Th.  Ackermann.  1889.  VTII,  u.  ;t04  pag.  8®. 

An  populären  Lehrbüchern  der  Meteorologie  dürfte  unter  Hinzunahme 
des  oben  angezeigten  in  Deutschland  auf  längere  Zeit  genug  geleistet  sein; 
dieses  Compendium  aus  der  Feder  des  überaus  produktiven  Geophysikers  zeigt 
die  bekannten  Vorzüge  seiner  früher  erschienenen  Lehrbücher,  aufserordent- 
Uche  Reichhaltigkeit,  eine  grofso  Menge  bistorischon  Materials  und  umfassende 
Litteraturkenntnifs.  Daneben  treten  allerdings  auch  einige  Schattenseiten  hervor; 
eine  nicht  immer  leicht  verständliche  Ausdrucksweise  erschwert  es  dem  An* 
Tanger  nicht  selten,  das  wesentliche  der  Sache  sogleich  richtig  zu  erfassen,  wo* 
zu  öftere  lapsus  calami,  die  dem  Fachnianne  als  solclie  sofort  kenntlich  sind, 
beitragen. 

Der  Verfasser  stellt  mit  gutem  Hecht  dos  hi8toriscb*litterarische,  sowie 
geographische  Element  in  den  Vordergrund  und  dürfte  gerade  durch  eingehen* 
dere  Behandlung  desselben  sein  Buch  sich  nützlich  erweisen,  da  es  hieran 
namentlich  in  den  für  weitere  Kreise  bestimmten  Lehrbüchern  am  meisten  zu 
fehlen  pflegt.  In  4 Hauptstücken  werden  abgehandelt:  allgemeine  Eigenschaften 
der  Atmosphäre  und  deren  Beobachtung  (Instrumenteukunde),  Lehre  von  den 
Bewegungen  der  Atmosphäre,  Allgemeine  und  spezielle  Klimatologie.  In  zwei 
Anhängen  folgt  praktische  Witterungskunde  und  moteorologische  Optik.  Der 
Verfasser  selbst  hebt  als  besonders  eingehend  bearbeitet  hervor  die  Kapitel 
über  Tropenbygieme,  die  klimatische  Bedeutung  einer  Schneeoberfläche,  von 
Wald  und  Gebirge,  und  bemerkt  mit  Hecht,  dafs  wer  wissenschaftliche  Geogra- 
phie treiben  will,  einer  genaueren  Konntnifs  der  Meteorologie  nicht  entrathen 
kann.  Dr.  Ernst  Wagner. 

t 


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586 


Verzeichnifs  der  vom  1.  Februar  1890  bis  1.  August  1890 
der  Redaktion  zur  Besprechaag  eingesandten  Bflrher. 

Acadomio  der  Wissenschaften  zu  Berlin,  Sitzungsbericht  IStK). 

Annual  Report  of  the  board  of  regenU  of  the  Smithsonian  Institution,  showing 
the  oporations,  expenditures  and  condition  of  the  Institution.  For  the 
year  1886.  Part  11.  For  the  year  1887.  Part  I and  Part  11.  Washinglon 
Government  PrinL  Office,  188i). 

Astronomische  Gesellschaft,  Catalog.  I.  AbtbeUung.  IV.  Stück.  Zone  + 5.V  bis 
-f-  65®,  beobachtet  auf  den  Sternwarten  zu  Ilelsingfora  und  Gotha,  1890. 
Astronomische  Gesellschaft,  Catalog.  I.  Abtbeilung.  XIV.  Stück.  Zone  4*  1* 
l)ia  5®,  beobachtet  auf  der  Sternwarte  zu  Albauy,  1890. 

E.  Barnard,  Observations  of  Jupiter  wilh  a five-inch  Refraktor  during  the 
years  1879—1886. 

E.  Berg,  Die  Gewitter  Hufslands  im  Jahre  1886  (Repertorium  für  Meteorologie) 

Kaiserliche  Academie  der  Wissenschaften  Vol.  XIII  No.  5.  Petersburg, 

Voss,  1890. 

F.  H.  Bigelow,  The  Solar  Corona  discussed  by  Sperical  Ilarmonics.  Washington. 

Smithsonian  Institution  1889. 

F.  Buchholtz,  Die  einfache  Erdzeit  mit  Stundenzonen  und  festem  Weltmeridian 

al.s  Zifferblatt  ohne  Störung  der  Tageszeiten  für  alle  Länder  und  Völker 
der  Erde.  Berlin.  C.  F.  Conrad,  1890. 

Catalog  of  Stars  observod  at  the  United  Staates  Naval  Observatory  during  the 
years  1845  to  1877  and  prepared  for  Pubiieation  by  Prof.  M.  Yamall. 
U.  St.  N.  Third  edition,  revised  and  corrcctcd  with  renumbering  of  the 
Stars  by  Prof.  E.  Frisby.  Government  Priuting  Office,  1889. 

G.  F.  Chambers,  A Handbook  of  descriptive  and  praetical  Astronomy.  1.  The 

8UU,  planets  and  comets,  1889.  II.  Instruments  and  praetical  Astronomy. 
III.  The  starry  heavens.  Oxford,  Clarendon  Press,  1890. 

V.  Engelhardt,  Observations  astrunomiques,  deuxiöme  partie.  Dans  son  ob* 
sorvatuire  ä Dresde.  Dresden,  W.  Bäosch,  1890. 

0.  G.  Finemann,  N^phoscope  marin.  Paris,  Ph,  PelUn,  1890. 

E.  Fraas,  Geologie.  In  kurzem  Auszug  für  Schulen  und  zur  Selbstbelehrung. 

Mit  16  Textfiguren.  Stuttgart,  G.  J.  Göschen,  1890. 

J.  Frick,  Physikalische  Technik,  apociell  Anleitung  zur  Ausführung  physi- 
kalischer Demonstrationen  und  zur  Herstellung  von  physikalischen  De- 
monstrationsapparaten  mit  möglichst  einfachen  Mitteln.  6.  Auflage  von 
Dr.  Otto  Lehmann.  In  2 Bänden.  1.  Band.  Mit  708  in  den  Text  ge- 
druckten Holzstichon.  Braunschweig,  Vieweg  & Sohn,  1890. 

H.  Gore,  A Bibliography  of  Ocodesy.  Appendix  No.  16.  Report  for  1887. 

Washington,  Government  Printing  Office,  1889. 

S.  Günther,  Die  Meteorologie  ihrem  neuesten  Standpunkte  gemäfs  und  mit 
besonderer  Berücksichtigung  geographischer  lYagen.  Mit  7 Abbildungen. 
München,  Th.  Ackermann,  1889. 

8.  Günther,  Handbuch  der  mathematischen  Geographie.  Mit  1.55  Abbildungen. 
Stuttgart,  J.  Engelhorn,  1890. 

E.  Hallior,  Acsthetik  der  Natur.  Stuttgart,  F.  Enke,  1890. 

H.  Hildebrandson  Hildebrand,  Bulletin  mensuel  de  1‘observatoire  m^töoro- 
logiquo  de  PUniversitö  d’Upsal.  Vol.  XXI  Annöe  1889.  Upsal,  Edw.  Ber- 
liug,  Imprimeur  de  l’universit^,  1889—1890. 

G.  A.  Hirn,  Constitution  de  Pespace  cöleste.  Paris,  Oauthier-Villars  et  Fils, 
Paris,  1889. 


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587 


History  and  Work  of  tho  Warner  ObserTatory.  Rochcster  N.  Y.  1883— 188G, 
Vol.  I, 

Jahrbuch  der  Naturwiaaenachaften  1889—1890,  berauagegeben  von  M.  Wilder- 
mann.  Mit  37  in  den  Text  gedruckten  Holzschnitten.  Freiburg  i.  Br., 
Herder,  181K). 

O.  Jease,  Anweisungen  für  die  photographischen  Aufnahmen  der  leuchtenden 
Nachtwolken.  Berlin  N.W.,  Schade,  1890. 

J.  Juhlin,  Sur  la  temp6rature  noctume  de  Tair  k differentes  hauteurs.  Upsala, 

Beding,  IS'.K). 

H.  Kayaer,  Lehrbuch  der  Physik  für  Studirende.  Mit  334  in  den  Text  ge- 
druckten Holzschnitten.  Stuttgart,  F.  Knko,  1890. 

F.  Kerz,  Weitere  Ausbildung  der  Laplaceschen  Nebularhypothese.  I.  Nach- 
trag. Leipzig,  O.  Spamor,  18S8.  II.  Nachtrag.  Leipzig,  0.  Spanier,  1890. 
H.  J.  Kiaer,  Ktudes  sur  les  cauaes  des  ph^nomenes  com^taires  avec  un  r^sumd 
sommaire  en  fran^aU.  Avec  4 plancliea.  Christiana,  H.  Aschehoug  & Cie., 
1890. 

R.  V.  KöTesligcthy,  QruudzQge  einer  theoretischen  Spectralanalyse.  Mit 
23  Holzschnitten  und  7 Tafeln.  Halle  a.  S.,  H.  W.  Schmidt,  1890. 

M.  Krieg,  Die  elektrischen  Motoren  und  ihre  Anwendungen  in  der  Industrie 
und  im  Gewerbe,  sowie  im  Kison-  und  Strafsenbahnwesen.  Mit  ca. 
200  Illustrationen,  Plänen,  Skizzen  u.  s.  w.  Leipzig,  Leiner,  1890  (I.  Lie- 
ferung). 

E.  Mach,  Ueber  die  Schallgeschwindigkeit  beim  scharfen  Schufs  nach  von 
dem  Kruppschen  Etablissement  angestellten  Versuchen.  Wien,  K,  K. 
Hof-  und  Staatsbuchdruckerei,  1889. 

E.  u.  L.  Mach,  Ueber  longitudinale  fortschreitende  Wellen  im  Glase.  Wien, 
1890. 

E.  u.  L.  Mach,  Ueber  die  Interfei'enz  der  Schallwellen  von  grofser  Excursion. 
Wien,  1890. 

E.  u.  L.  Mach,  Weitere  ballistisch-photographische  Versuche.  Wien,  1890, 

K.  Mach  und  P.  Salcher,  Optische  Untersuchung  der  Lichtstrahlen.  Aus 

den  Sitzungsberichten  der  Kgl.  Akademie  der  Wissenschaften  in  Wien, 
Kgl.  Hof-  und  Staatsdruckorei. 

A.  Marth,  Ephoraeris  for  physical  Obsorvalions  of  Ihe  Moon,  1890  January  I 
to  July  I.  London,  Spottiswoode  & Co. 

A.  M arth,  Ephemeris  for  physical  Observations  of  Jupiter,  1890.  London, 
Spottiswoode  & Co.,  1890. 

V.  Miller-Hauenfels,  Der  mühelose  SegoIAug  der  Vogel  und  die  segelnde 
Luftschiffahrt  als  Endziel  hundertjährigen  Strebens  (Vortrag).  Wien, 
Spielhagen  & Schuricb,  1890. 

Möller,  Prof.,  Verhandlungen  des  Vereins  zur  Beflirderung  des  GewerbeÜeisses. 
Berlin. 

J.  S.  Ostertag,  Per  Petrefaktensammler.  Zugleich  eine  Einführung  in  die 
Paläontologie  für  Seminaristen,  Gymnasiasten  und  Realschüler.  Mit 
460  Abbildungen.  Stuttgart,  Robert  Lutz. 

E.  Pasquier,  Encore  le  Syslt^me  des  Fuseaux  horairos.  I.ouvain,  Poeters- 
Ruelens,  1890. 

J.  M.  Pernier,  Die  Theorie  des  ersten  Purpurlichtes  (Meteorologische  Zeit- 
schrift). 

J.  Plassmann,  Die  neuesten  Arbeiten  über  den  Planeten  Merkur  und  ihre 
Bedeutung  für  die  Wellkunde.  Preiburg  i.  Br.,  Herder,  1890. 


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538 


J.  Plassmftnn,  Meteore  und  Feuerkugeln.  Mit  einer  Anleitung  zum  Notiren 
der  Meteorbahnen.  Freiburg  i.  Br.,  Herder,  1890. 

Publications  of  the  Leander  M*Cormick  Obseryatory  of  the  University  of  Virginia. 

Vol  L Part  IV.  Double  Stars  1885—1886.  University  of  Virginia,  1889. 
H.  E.  Roscoe,  Die  Spectralanalyse  in  einer  Reihe  von  6 Vorlesungen  mit 
wissenschaftlichen  Nachträgen.  .8.  Auflage,  neu  bearbeitet  vom  Verfasser 
und  A.  Schuster.  Braunschweig,  F.  Vieweg  & Sohn,  1890. 

S arasin  et  de  la  Rive,  Sur  la  Rdsonance.  Multiple  des  Ondulations  ^lec- 
triqucs  de  M.  Hertz.  Lo  Propageant  lo  long  de  fils  conducteors. 

J.  Scheiner,  Untersuchungen  über  die  Sternspectra  vom  I.  Typus  auf  Grund 
von  photographischen  Aufnahmen. 

G.  B.  Schiaparelli,  Sulla  rotazione  e sulla  constituzione  fUica  del  pianeta 
Mercurio  (Reale  Academia  del  Sincei  1889).  Rendiconti  Vol.  5. 

J.  V.  Schiaparelli,  Considerazioni  sul  moto  rotatorio  del  pianeta  Vonere, 

Nota  1~.5,  Kstratto  dai  Rendiconti  del  R Inatituto  Lombardo. 

K.  Singer,  Die  Bodentemperatur  an  der  Kgl.  Sternwarte  bei  München  und 

der  Zusammenhang  ihrer  Schwankungen  mit  den  WitterungBycrbältnissen. 
München,  Th.  Ackormann,  1890. 

Sprockhoff,  Grundzügo  der  Physik.  2.  Aufl.  mit  442  Abbildungen,  Spektral* 
tafol  in  Farbendruck,  und  mit  geschichtlichem  Anhang.  Hannover,  C. 
Meyer,  1890. 

F.  M.  Stapff,  Ueber  Niveauschwankungen  zur  Eiszeit  nebst  Versuch  einer 
Gliederung  dos  Eulengebirgischen  Gebirgsdiluviums  (Separat*  Abdruck 
aus  dem  Jahrbuch  der  Kgl.  preufs.  geol.  Landosanstalt  für  1888).  Ber* 
lin.  Schade,  1889. 

F.  M,  Stapff,  Geologische  Beobachtungen  im  Tessinthal  während  Tracirung 
und  Baues  der  Gotthardbahn.  Mit  6 lithographischen  Tafeln.  Berlin, 
J.F.  Starke,  1883. 

Stiboriue,  Die  Kategorien  der  sinnlichen  Perception.  Eine  philosophische 
Skizze.  Iveipzig,  G.  Fock,  1890. 

O.  Struve,  Zum  50jährigen  Bestehen  der  Nicolai-Hauptstemwarte.  Beschrei- 
bung des  30-zölligon  Refraktors  und  des  aatrophysikalischen  Laboratoriums. 
St.  Petersburg,  Druckerei  der  Kaiserlichen  Akademie  der  Wissenschaften, 

1889. 

D.  P.  Todd,  Photograph  of  Iho  Corona  taken  during  Ihe  total  eclipse  of  the 
sun,  January  1889.  Washington,  Smithsonian  Institution,  1889. 

F.  Umlauft,  Das  Luftmeer.  Die  Grundzügo  der  Meteorologie  und  Klimatologie. 

Wien,  A.  Hartlebons  Verlag.  I.  Lieferung. 

A.  V.  Urbanitzky  und  S.  Zeisel,  Physik  und  Chemie.  Eine  gemeinverständ- 
liche Darstellung  der  physikalischen  und  chemischen  Erscheinungen  in 
ihren  Beziehungen  zum  praktischen  Leben.  Wien,  A.  Hartlebens  Ver- 
lag. L u.  n.  Lieferung. 

C.  H.  Wilson,  Catologue  of  644  Comparison  Stars.  Norlhfleld,  Minn.  Carleton 
College  Observatory.  1890. 

M.  Wolf,  Sur  les  termes  ^l^mcntaires  dans  Texpression  du  rayon  voctaur  1890, 
Stockliolm,  Norstedl  & Söhne. 

R.  Wolf,  Handbuch  der  Astronomie,  ihrer  Geschichte  und  Literatur.  Zürich, 
Schulthess,  1890. 

Berichtigung. 

Auf  Seite  509  vorliegenden  Jahrgangs  ist  in  der  üeberschrifl  „Unter- 
seeische“ statt  „Uebersceische“  zu  lesen. 


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Herr  Xaver  Pfeifer,  Lycealprofeesor  in  DilHngen  stellt  fol^nde  Fragte: 
„Ist  bei  dem  liegen wärtigen  Stande  der  Lichtlcbre  irgend  ein  wissen« 
schaftlicher  Qrund  vorhanden,  der  den  Kenner  der  Optik  berechtigen  könnte, 
an  der  Wellennatur  der  Lichtbewegiing,  ferner  an  der  Bestimmbarkeit  der 
Oröfse  der  Lichtwellen,  sowie  an  der  wesentlichen  Richtigkeit  der  von  der 
Physik  angegebenen  Schwingungszahlen  zu  zweifeln?** 

Wie  wir  uns  auch  immer  die  Lichterseboinungen  erklären  mögen,  so 
steht  zunächst  fest,  dafs  dieselben  sich  derartig  durch  den  Raum  fortpflanzen, 
dafs  sie  in  einer  Sekunde  von  einem  Punkte  bis  zu  einem  anderen  fortschreiten, 
der  ca.  300000  km  von  jenem  entfernt  ist  Diese  Tbatsache  ist  durch  so  ver« 
schiedenartigo  Beobachtungen  und  Versuche  erwiesen,  dafs  ein  Zweifel  an  ihr 
nicht  möglich  ist  Zweitens  ist  erwiesen,  dafs  in  zwei  Punkten,  welche  auf 
dem  Wege  des  Lichtstrahls  liegen,  in  einem  bestimmten  Augonklicke  derselbe 
Voigang  statt  hat  oder  nicht,  je  nachdem  dieselben  um  ganze  Vielfache  oder 
um  Bruchtheile  einer  gewissen,  mefsbaren  Gröfse  X (für  die  verschiedenen 
Farben  verschieden)  von  einander  entfernt  sind,  und  dafs  sich  die  bei  diesem 
Vorgänge  in  den  verschiedenen  Punkten  entwickelte  Energie  der  Oröfse  nach 
durch  eine  Wellenlinie  graphisch  darstellen  lässt,  wo  X die  Länge  einer  Welle 
ist;  der  Beweis  hierfür  wird  in  vollständig  zwingender  Weise  durch  die 
Interferenzerschein ungon  erbracht  und  bleibt  bestehen,  auch  wenn  man  die 
Berechtigung  der  Bezeichnung  „Interferenz“  anzweifolt  Drittens  sind  wir  ge« 
nöthigt  anzunehmen,  dafs  jene  verschiedenen  Zustände,  welche  in  einem  Zeit- 
momente an  verschiedenen  Punkten  der  Bahn  des  Lichtstrahls  herrschen,  nach 
einander  in  jedem  Punkte  auftreten;  denn  wir  nehmen  an  einem  Lichtstrahl 
nichts  wahr,  was  einen  Punkt  vor  dem  andern  qualitativ  unterschiede.  Eine 
nothwendige  Folgerung  aus  diesen  Thatsachen  ist  dann  endlich,  dafs  die 
Zeit,  in  welcher  ein  Punkt  alle  Phasen  durchläuft,  gleich  der  Wellenlänge 
dividirt  durch  die  Lichtgeschwindigkeit  ist.  An  diesen  Thatsachen  läfst  sich 
nicht  rütteln;  sie  lassen  sich  durch  analoge  Vorgänge  bei  Wasser-  und  Schall- 
wellen veranschaulichen,  ohne  dafs  jedoch  der  Beweis  irgendwie  davon  ab- 
hängig wäre.  Hypothetisch  hingegen  ist  die  Annahme,  dafs  es  sich  bei  jenen 
wellenartig  wechselnden  Zuständen  um  elastische  Schwingungen  im  Aether 
handle.  Das  beweist  ja  das  blofse  Vorhandensein  einer  anderen,  der  elektro- 
magnetischen Lichtthoorie.  Die  hohen  Schwingungszahlen  stellen,  wie  Sie 
ganz  richtig  bemerken,  nicht  den  mindesten  Einwand  dar,  zumal  die  Amplitude 
der  Schwingungen  nur  aufsorordentlich  klein  zu  sein  braucht  Müssen  doch 
elbst  die  Zinken  einer  Stimmgabel,  welche  einen  sehr  hohen  Ton  giebt,  in 
einer  Sekunde  viele  tausend  mal  als  Ganzes  hin-  und  berschwiugen.  Der 
Aether  selbst  beruhe,  so  sagt  Ihr  Gegner,  auf  „einer  blofsen  Hypothese.“  Das 
Hypothetische  an  ihm  sind  doch  lediglich  die  Eigenschaften,  die  eine  spezielle 
Theorie  ihm  beilegt,  also  z.  B.  die  Elastizität  Dafs  jene  Zustände,  welche  in 


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590 


den  yerechiedenen  Punkten  des  Lichtstrahls  herrschen,  irgend  ein  Substrat 
haben  müssen,  ist  doch  wohl  eine  notbwendige  Annahme;  ein  Nichts  kann 
keine  Eigenschaft,  keine  Zustande  haben.  Ueberhaupt  ist  der  Ausdruck  „blofse 
Hypothese*  sonderbar;  allem  Anscheine  nach  hätte  sein  Urheber  ebenso  gut 
sagen  können  „blofse  Vermuthung.**  Wenn  jemand  nur  eine  Ahnung  davon 
hat,  wie  hnichtbar  die  Undulatioustheorie  ist,  sie  gestattet,  die  verwickelt* 
Bten  Erscheinungen  nicht  nur  qualitativ  zu  erklären,  sondern  auch  der  Quantität 
nach  zu  bestimmen,  ja  merkwürdige  Phänomene,  die  noch  keines  Menschen 
Auge  gesehen,  voraus  zu  berechnen,  so  sieht  er  ein,  dafs  eine  derartige  wisaen- 
schaftliclie  Hypothese  sich  über  eine  Verrauthung  so  weit  erhebt,  wie  es  das, 
was  man  im  gewöhnlichen  Leben  völlige  Sicherheit  zu  nennen  pflegt,  kaum 
thut.  Man  hat  sich  endlich  klar  zu  machen,  dafs  eine  solche  Theorie  nicht 
uur  augenblicklich  den  besten  Ausdruck  für  die  verwickelten  Naturerschei- 
nungen abgiebt,  sondern  dafs  sie  unvergänglich  ist,  insofern  als  jede  künftige 
Theorie  zwar  jenen  Grundbegriff  der  elastischen  Schwingung  durch  einen 
anderen  ersetzen  kann,  im  übrigen  aber  nur  "Wort  für  Wort  in  ihre  Sprache 
zu  übersetzen  braucht.  Sp. 


Verlag  tod  Hermaim  Pa«t«l  in  Berlin.  — Druck  toq  Wilhelm  Qronan'a  Buebdruokerei  ln  Berlio. 
Für  die  Redaction  veraDtwortllcb:  Dr.  M.  Wllbelm  Mo^er  ln  Berlin. 

Unberechtigter  Nachdruck  au«  dem  Inhalt  dieser  Zeitschrifl  untersagt. 
Uebersetzungsreebt  Vorbehalten. 


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Einbanddecken 

zum 

II.  Jalirgang'  von  „Hiniiiiel  und  Erde“. 


Atonnenteu  toT  ^enUigfa  )J»chiichl,  dafa  di« 


Einbanddecken  zu  „Himmel  und  Erde** 


• lUustrirte  naturwissenschaftliclie  Monatsschrift. 


Hcnnag^gebao  von  d«r 

Gesellschaft  Urania. 

Redacieur:  Dr.  M.  Wilhelm  Meyer. 

f.rti(|«.um  •■d  in  *wel  Ani>K*l>rn  durch  jfd»  Buchb.ndlnng  in  bciirlinn  lind: 

I.  In  dunkelbrauner  Leinwand  mit  Iris-,  Schwarz-  und  Golddruck  wie 
Skizze  I zum  Preise  von  Stark  l,SO. 

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Peslellongcn  nimmt  jede  Bnchhnndlung  dn  In-  nnd  Anstindc«  nn.  Denjenigen  Abnn- 
TOB  «iliBiinp]  and  Erde*,  »elcb*  unsere  Zeitsebrift  dnreh  die  Toit  betteben,  liofeni  «ir 
die  EiBboBddtcben  direct  f^neo  gegen  Einsendung  des  netmges. 

IlocbocbtangsToIl 

Berlin  w.  35,  Dir  ExprdjUon  von  „Himmrl  niid  Erde“. 

HtoftlltierBlrosBe  90. 


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WUfiAlm  OroflAu's  Buchdruck«iiri  ln  Berlio  W 


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