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

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SIRIUS: 

ZEITSCHRIFT 
FÜR POPULÄRE 
ASTRONOMIE 




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SIRIUS. 



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Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Centraloriso für alle Freunde und Förderer der Himmelstnncle. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 
herrorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 



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Dr. HERMANN J. KLEIN 

in Köln. 

XV. Band, oder Neue Folge X. Band. 




LEIPZIG, 1882. 

Karl Sch Oltze 



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Alphabetisches Namen- und Sachregister 

zum XV. Bande. 



Abbildung des Kometen III. 1881. S. 2&L 
Algols-Typus, Verändert, vom S. 73. 25*1 
Asteroiden-System, z. Kenntnis des. S. SIL 252. 
Astro-Chronioskop, das. S. 2L 
Astronomie, astronomische Observatorien und 

Beobachter. S. 2iiL 
Astronomie, die, der alt. Egy pter. S . 210. 2:H. 
Astronomische Bestimmung der geograph. 

Länge, die. S. LliL 

B 

BaU'sche Trennungsspalte, die sogenannte, 
auf dem Ringe des Saturn. S. 289. 

Beobachtungen des neuen Sterns im Schwan 
von 1876, auf der Sternwarte zu Dun-Echt. 
S. 2üL 

Bessel, Ringgebirge auf dem Monde. S. 2LL 
Brachy-Teleskop, grosses, zu Pola. S. 84. 



Cassinis Trennungsspalte des Saturnringes. 

S 2ü. 

Clark's Riesen-Refraktor für Pulkowa. S.lfil. 



Dispersionsverhältniss..- opt Glaser. S. 168. 
Doppelstern-Bahneo. S. 191. 
Doppelsternmessungen des Baron Dembowski. 
Yon Dr. Karl Reineis. S. 55. 



Eodoxus, Ringgebirge auf dem Monde. S. 162. 



Fernrohre, die, der Pariser Sternwarte. S. 98. 
Fernrohre, Lichtschwächung durch. S. 42. 
Feuerkugel. S. 96. 

Feuerkugeln, über. Von Torwald Köhl. S. 40. 



Glaslinse, grosse, für das Lick sehe Teleskop. 
S. 218. 

H 

Hyginus N, Mondlandschaft, Beobachtungen 
von Dr. Jul. Schmidt. S. 1. 



Hyginus N, Mondlandschaft, Bemerkungen 

von Dr. IL J. Klein. S. 1U. 
HyginuB, Umgebung des Kraters. S. 1 18. 



Jupiter, Beobachtungen des. S. 72. 94. 96 
Jupitennonde, Stellung der. S. 22, 4fi 5L 

52. 75. 99. L21L 147. HL. 155. 212. 241L 

267. 29_L 

K 

Komet Cruls, Abbildung des. S. 2iüL 
Komet, der grosse. S. 28_L 
Komet, ein neuer grosser nahed. Sonne. S.26iL 
Komet, neuer. S. 98. 242. 
Komet VI, 1881. S. 120. 
Komet Wells 1882. S. 12L 166, 1ÄL 
Komet Wells, Beobachtung am hellen Tage. 
S. 225. 

Komet Wells, das Spectrum des. S. 124. 206. 
Kometen-Beobachtungen, ein Observatorium 

für. S. 140. 162. 
Kometen, das lacht der. S. äL 127. 
Kometen, Systematische Nachforschung nach 

neuen. S. 221. 
Kometen, zur physischen Beschaffenheit der. 

8. LL 

Kometen 1881 III, IV, Schweife der. S. 105. 
Krater Birt c im Marc Nubium. Von Dr. 
Klein. S. 71. 

L 

Linie, helle, bei Agrippa auf dem Monde. 

S. IM. 204. 
Linne, Krater auf dem Monde. S. 1 19. 



Mars während der Oppositionen 1879—82, 
weitere Beobacht. von Schiaparelli. S. IUI, 

Manzinus und Mutus, Mondlandsch. S. 217. 

Merkurdurchgang 1881, Beobachtung des. 
S. LLL 

Messier, Doppelkrater, Beobachtung des, . von 

Dr. Klein. S. 3L 
Meteorit, kohlenhaltiger. S. 102. 
Meteorsteine, die, von Mocs. Von Dr. Ed. 

DSU. S. 2S3. 



IV 



Meteorsteine, künstliche Nach bildung. S. 144. 
Mondbeobachtung. S. 12L 
Mondoberfläche, die Gebilde der. von Meyden- 

bauer. S 59. 
Mondtopographie, Bemerkungen zur, von 

Einau. S. 1& 
Mond, Vulkanische Formation auf dem, von 

Dr. Klein. S. 199. 



Nebel, angeblicher, auf dem Monde. S. 232. 

Nebel, planetarische, nene. S. 97. 

Newton's Gesetz der Anziehung und die Be- 
wegungen der Himmelskörper. S. 64. 85. 

Normalzeit, eine für die ganze Erde gültige. 
S. 22. 

O 

Objektiv und Mikrometer de* 26zölligen 
Refractors zu Washington. S. 53. 

Observatorium, ein neues prächtiges. S. 265, 

Observatorium, neues, astrophysikalisches zu 
Hereny. S. 22, 

Orion-Nebel, Draper's Photographie vom. 
S. L7JL 

Orion-Nebel, Photographie des Spektrums 

vom. S. 144. 
Ortssinn, der, der Naturvölker. S. 240, 

P 

Papierkuppel. S. 2">. 

Planeten, neue kleine. S. 265. 

Planetenstellnng. 8. 28. 5JL 76. 100. [2L 
148. 112. 126. 22k 244, 2ßfL 222. 

Plinius, Ringgebirge auf dem Monde. S. 83. 

Präsepe, Sternhaufen im Krebs. S. 239. 

Präzisionsmechanik, z. Geschichte der. S. 97. 

Protuberanz, ungewöhnlich rasches Ver- 
schwinden einer. S. 4J5. 



Refraktor, ein 6zölliger v. Reinfelder & Hertel, 
von Dr. Klein. S. 122. 

Refraktor, der grosse, zu Princcton (New- 
Jersey). S. 264. 

Registriervorrichtung an Mikrometern. S. 121 . 

Remeis, Dr. Carl, Stifter der grossen Stern- 
warte in Bamberg. S. 149. 

Rillen auf dem Monde. S. 143. 15L 



Saturn. S. 72. 73. 

Saturn, Cassinische Trennungsspalte. Sicht- 
barkeit der. S. 2JL 

Saturn, neue Untersuchungen über den, und 
seine Trabanten. S. iL 



Saturnsring, äusserer, unsymmetrische Tei- 
lung des. S. 2 is. 

Schröter^ Beiträge zur genauen Kenntnis 
des Planeten Mari. S. 254, 212. 

Sonne, astrophysi kaiische Beobachtungen der, 
von Bredichin. S. 249. 

Sonne, Methoden und Apparate zur Beobach- 
tung der. Von Dr. H. Schröder. S. L7L 

Sonne, Parallaxe der. S. 70. 

Sonnen-Energie, die Erhaltung der. S. l&L 

Sonnenfinsternis, die totale, vom L/L Mai 
1882. S. 122. 121. 

Sonnenilecken -Perioden, zur Bestimmung 
älterer. Von Prof. Fritz. S. 22L 

Sonnenglas. S. 143. 

Sonnenkörper, Konstitution des. S. 81. 

Sonnenthätigkeit 1881. S. 95. 

Spektroskop, ein neues, mit gerader Durch- 
sicht. S. YL 

Spiegel, Herstellung parabolischer. S. 74. 

Sternhaufen und Nebelflecke, die wichtigem. 
S. 80. 136. 

Sternschnuppen des August 1881. S. 21. 

Sternspektrum, bemerkenswertes. S. 97. 

Sternwarten, Zahl der, in Europa. S. 48. 

Sternwarte, eine kleine. S. 265, 

Sternwarte, neue, in Konstantinopel. S. 122, 

Sternwarte, Pariser, Thätigkeit der 1881. 
S. 152. 



Teleskope, angebliche wunderbare Leistungen 

der. S. 141. 
Trapez, das, im Orion. S. 77. 94. 142. 



Untersuchungen, neue, Uber das widerstehende 
Mittel. S. 123. 



Venus im Frühjahr 1881. S. 154- 
Venusdurchgang, die Beobachtung des, durch 

die deutscheu u. nordamerik. Expeditionen. 

S. 2Ü1L 

Venusdurchgang, die deutsche Expedition zur 

Beobachtung des. S. 122. 
Vi_ ii us, Sichtbarkeit mit blossem Auge. S.240. 
Venus, Vorübergang der am 6, Dezbr. 1882.. 

S. 2L4. 

Veränderliche, der, fl ursae minoris. S. Iri S . 
Veränderlicher U Ophiuchi. S. 23L 
Versilbern grosser Spiegel. S. 122 



Zodiakallicht, Neigung des. S. 22. 
Zöllner, J. K. F. S. 125. 



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SIRIUS 



Zeitschrift für populäre Astronomie. 



CenlralorgM fer alle Freunde und Förderer der HimnwWiunde. 



Herausgegeben unter Mitwirkung 

herrorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller. 



Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Köln. 



XV. Jahrgang (1882). 

Mona tll oli 1 Heft. 



— Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. — 



— Einzelne Semester können nicht abgegeben werden. — 

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Um Ihnen die Reichhaltigkeit unserer Zeitschrift vorzuführen, lassen wir nachstehend 
den Inhalt des XII.— XIV. Bandes folgen: 

Physische Beobachtungen dm Man in dessen Erdnahe 1877. S. 1. — Die Fernr6hre auf der Ausstell- 
ung wissenschaftlicher Apparate im South Kensingtun Museum in London. S. 6. — Fran» v. Paul» Grult- 
huiseu und seine astronomischen Beobachtungen. S. 12. 35. 63. 82. 111. 132. — Zusammenstellung der 
Planeten- und Kometen- Entdeckungen im Jahre 1877. S. 17. 33. — Anhaltender Zustand der Ruhe auf der 
Sonuonoberflfiche. Von Dr. Remels. S. 26. — Deber dos Spectrura der Corona. S. 27. — Neue geome- 
trische und dynamisch« Constanten des Erdkörpern. S. 28. — Die Neubildungen beim Hyginus auf dem 
Monde. B. 29. — Classification der Doppelsterne. S. 31. — Der Planet Vulkan. 8. 40. — Die Entstehung 
der Protuberansen durch chemische Prozesse. S. 51. — Saturn und sein Ring im gegenwärtigen Jahre. S. 60. 

— Die älteste arabische Himmelskugel. Von Dr. Reineis. S. 62. — Gedanken Aber den Ursprung des Tbier- 
kreiaes. Von Torrold Köhl. 8. 73. — Ueber die Farben der Sterne. S. 76. — Zur Geschichte der Fern- 
röhre. Von E. Gnau. 8. 85. 101. 134. 169. 241. — Ungarns rersunkene und vergessene Sternwarte. S. 97. 
121. 168. 184. 193. — Hyginus N. S. 114. — Weitare Ergebnisse dar letzten Sonnenfinsternis- Beobacht- 
ungen. 8. 128. — Einige merkwürdige Bildungen auf der Oberfläche des Jupitar. S. 146. — Bemerkungen 
zur Topographie dar Mondoberflache. 8. 148. — Die Vertheilung der Sterne im Räume. 8. 160. — Uober 
die Natur der Nebelflecke. 8. 155. — Ueber die Farben der Doppelsterne. 8. 177. — John Birminghams 
Katalog der rothen Storno. 8. 179. 206. 229. 251. - Die Frage der Veränderlichkeit das Sonnendurcb- 
massers. Von Dr. Karl Remeia. 8. 196. 217. — Ueber J. II. Schröter. S. 208. - Uaber die wahrscheinliche 
Constitution der Komoten-Schweife. 8. 233. — Weitere Beobachtung des Mondkrate» Hyginus N. 8. 236. 

- Notu «ur Mondtopographie. 8. 248. - Ueber die Saturnsringe. Von L. Trouvelot. 8. 249. - Die 
totale Sonnenfinsternis« am 11. Januar 1880. S. 266. — Ungarns Sternwarten. Von Dr. N. von Konkoly. 
8. 265. — Dia UabereinsÜmmung von Kometen und Meteorachw&rmen. 8. 273. — Beobachtungen absorbiren- 
4er Dampfe auf der Sonne. 8. 282. 

Vermischte Nachrichten: 8. 19. 40. 65. 93. 117. 141. 162. 187. 212. 237. 256. 285.— Plnneteustellung : 
8. 24. 48. 72. 96. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 264. - Stellung der Jupitersmonde 8. 23. 47. 71. 95. 119. 
143. 167. 191. 215. 239. 203. 287. 

12 Lithograph. Beilagen, darunter eine Doppel-Tafel. 



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Neue Folge Band X. 



1. Heft. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zentralorgai für alle Freunde nnfl Förderer der Himelsknnde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachuiilimer und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Wissen und Erkennen sind die Freude und die 
.Janutir 1HN2. Berechtigung der Menschheit." Ko»raos. 

Inhalt: lieber die Mondlandschaft N Hyginus. Von Dr. J. F. Julius Schmidt. Seite 1. — Einige Be- 
merkungen zo dein Sendschreiben des Herrn Direktor Schmidt. Von Dr. Hermann J. Klein Seite 10. — Nene 
Untenrnclmngen Ober den Planeten Satnrn, seine Kinge und seine Trabanten. Seite 11. — Zur physischen Be- 
8<-liaifenheit der Kometen. Seite 14. — l'eber ein neues Spektroskop mit gerader Durchsicht. Seite 17. — 
Vermischte Nachrichten : Zur Mondtopographie,. Seit« IV. — l'eber die Neigung de* Zodiakullichtes. Seite 20. 
— Das Astro-Chromoskop. — Die Sternschnuppen des August 1881, .Seite 21. — Ueber eine für die ganze 
F.rde gültige Normalzeit und einen von allen Nationen anzunehmenden Meridiankreis. Seite 22. — Papier- 
kuppel. — Ueber die Sichtbarkeit der CWinischen Trennung des Saturnringes. Seite 2ä. — Von den Herren 
Verfassern eingesandte Werke. Seite 26. — Stellung der Jupitermonde im März 1882. Seite 27. — Planeten- 
stellang im Milrx 1882. Seite 28. 

lieber die Mondlandschaft N Hyginus. 

Sendschreiben an Dr. Hermann J. Klein, 
von J. F. Julius Schmidt. 

Die umfassende und wertvolle Untersuchung Neisons über die Land- 
schaft im Norden des Hyginus konnte wohl noch auf meine Karte Rücksicht 
nehmen, die im Sommer 1878 erschien, aber nicht auf die zahlreichen Bemerk- 
ungen zu meinen Beobachtungen seit 1840. Ein Auszug aus den Hand- 
schriften zu den Originalzeichnungen ward schon 1877 begonnen, bald nach- 
dem Sie mir gemeldet hatten, was Sie in gedachter Gegend gesehen, und 
die Gründe dargelegt hatten, aus denen mit Wahrscheinlichkeit auf eine Neu- 
bildung geschlossen werden durfte. Ich glaubte jedoch, mit der Veröffent- 
lichung meiner Angaben nicht eilen zu müssen, sondern hielt es für besser, 
das eigene Urteil von den Beobachtungen der folgenden Jahre abhängig zu 
inachen. Inzwischen geht das fünfte Jahr seit Ihrer Entdeckung bald zu Ende, 
und ich glaube, dass es nun an der Zeit ist, durch Mitteilung meiner, 
42 Jahre umfassenden Beobachtungen, sowohl die Ihrigen, als auch Ihre und 
^Neison's Schiussfolgeruugen im Wesentlichen zu bestätigen, dahin lautend, 
„dass es sich in der T Ii a t mit grosser Wahrscheinlichkeit um eine 
Neubildung handle", wobei ich es aber vermeide, mich des Ausdruckes 
„Krater" zu bedienen. Denn in dem bestimmten Sinne, in welchem ich die 
Charakteristik des kleineu scharfgeformten Moudkraters auffasse, ebenso wie 

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Schröter, Lobrmann und Mädler, handelt es sich bei Ihrem N Hyginus (so weit 
ich ihn selbst kenne), nicht um ein derartiges, durch die Schärfe und Voll- 
ständigkeit des erhöhten Randes ausgezeichnetes Gebilde, sondern um eine 
beträchtliche muldenförmige Vertiefung im schwach hügeligen Boden, die 
1877 sich als sehr auffallendes schwarzes Senkungsgebiet, als dunkles Krater- 
loch gezeigt hat, um die Zeit, wenn dort die Sonne soeben aufgegangen war. 
Diese Localität nun, die den früheren Beobachtern unbekanut war, die 1877 
sich Ihnen, mir, und wenigen andern Beobachtern, die, wie Neison, völlig 
vertraut mit der Topographie des Mondes waren, in auffallender Art gezeigt 
hat, ist jetzt (1881) in so weit verändert, dass sie keines Kundigen Blick 
auf sich lenken würde, wenn nicht anderweitig die Aufmerksamkeit darauf 
gerichtet wäre. Man darf sonach schliessen, dass sich N Hyginus, und auch 
wohl das flache gekrümmte Rillentbal T zwischen dem Schneckenberge und 
Hyginus, seit dem Jahre 1877 merklich verändert habe, wenn man die 
Zeichnungen vergleicht, die bald nach dem dortigen Sonnenaufgange aufge- 
nommen wurden. Neison hat sehr klar die Grüude dargelegt, wesshalb an 
dieser Stelle des Mondes am wenigsten von Täuschungen und Irrungen zu 
fürchten sei. ludessen sind diese Darlegungen an Unkundige und Anfänger 
gerichtet, denn es wäre nur mit einem harten Ausdruck zu bezeichnen, 
wollte sich irgend ein Unberufener nebeu Neison unterfangen, wie schon ge- 
schehen, solche einem vielerfahrenen Beobachter in Erinnerung zu bringen. 
Die vermuthlichen noch wirksamen Änderungen können temporäre dampf- 
förmige Bedeckungen sein, oder Erhebung des Bodens von N, oder zeit- 
weilige Auffüllung des Bodens, wie möglichenfalls ehemals in dem Krater 
Linne\ Durch solche Wirkungen kann bei aufgehender Sonne Gestalt und 
Deutlichkeit von N, besonders die Dunkelheit des Schattens, modifiziert werden. 

Neison hat seinen Bericht im Astr. Register Vol. XVII. Nr. 201— 203. 213 
veröffentlicht. In der 2ten Ausgabe der deutsehen Uebersetzung des Mond- 
werkes von Neison findet er sich im Anhange p. 417. Er citirt einige 
meiner Athener Beobachtungen, wahrscheinlich aus meinen Briefen an Sie, 
vom Jahre 1877. Denn weder im Texte zu meiner Karte noch im Kataloge 
der Killen ist anders als mit wenigen Worten von Hyginus die Rede. 

Indem ich zuerst meine ältesten Mondzeichnungen durchsah, ganze 
Phasenbilder nach Art der Hevelischen Darstellungen, die Zeit von 1840 — 
1842 April umfassend, ging ich über zu den Hamburger Beobachtungen, 
1842 — 1845, die an grössern Instrumenten erlangt, in 3 Atlanten enthalten 
sind. Dann folgt die genaue Durchsicht und Vergleichung der Bonner, 
Berliner und Athener Handzeichuungen, von 184G — 1881, zusammen etwa 
3200 Nummern. 

Der Kürze wegen sollen in dem folgenden Berichte diese Bezeichnungen 
gelten. 

N = Klein's Krater nördlich bei Hyginus. 
H = Krater Hyginus. 

T = Rillenthal zwischen Hyginus und dem Schnecken berge (Spiralberge). 
S = Schneckenberg, östlich neben N. 
1840—1842. Die Phasenbilder haben zu kleinen Masstab, und sind nicht 

genau genug, um ein Resultat zu ergeben. 
1842 Sept 13. Hamburg. An 88 mal. Vergrösseruug ward die Hygiuusrille 
gezeichnet, ohne weiteres Detail. (Nr. 92). 



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1842 Sept. 25. 9. b .2. Luft sehr unruhig. Eine grössere Abbildung der 
Gegend Agrippa-Hyginus, in Tusche ausgeführt, die abnehmende Phase 
westlich neben Agrippa. N und T fehlen; doch stand die Sonne wohl 
noch zu hoch. 

1842 Oktbr. 23. 12 h . Am 4füss. Refraktor der Hamburger Sternwarte. 
— Rillen des Ariadäus und Hyginus gezeichnet, nicht N und T. Auch 
diesmal war die Sonne noch zu hoch, um N und T so zu zeigen, wie 
sie im Jahre 1877 erschienen. 

1843 März. 8. Abends. Hamburg. Tusch Zeichnung; Phase am Triesuecker. 
Dargestellt sind die Killen des Ariadäus und Hyginus ohne N und T. 
Beobachtet ward am 4füss. Refraktor von Fraunhofer. Die Luft war 
ziemlich günstig, doch nicht ganz ruhig. 

1843 Aug. 17. 14 h . Beobachtet am 6füss. Refraktor der Sternwarte, mit 
starkem Okulare bei guter Luft. Abnehmende Phase nahe West an 
fast ganz beschatteten Kratern Godin und Agrippa; getuschte Abbildung. 
Rille des Hyginus stark beschattet, den Krater mit eigenen Wällen 
durchsetzend. Die Zeichnung gibt gar Nichts im Norden von Hyginus. 

1843 März 8, bis 1849 Feb. 4 , in 201 Abbildungen kommt Hyginus nicht 
vor. Aber 1845 Aug. 22. Abds. 10 h ward laut Note, Ariadäus Rille 
zu Bilk gezeichnet. Das Bild fehlt. 

1849 Jan. 31. Bonn. Schriftliche Notiz, dass die Rillen des Triesnecker 
und H beobachtet wurden. 

1851 Feb. 21. 16\ Bonn. 5füss. Refraktor. Die Rille des H zieht durch 
den Krater; Mond niedrig. 

1853 Mai 15. Berlin, beobachtet am grossen 14 füss. Refractor der Stern- 
warte. Gezeichnet ward die H-Rille, und kleine Krater nördlich neben 
derselben, doch weiter kein Detail im Norden. 

1853 Juni 13. Olmütz; 5 füss. Refraktor. Luft ungünstig. Gezeichnet wurden 
die Rillen des Triesnecker und H; letzterer nur flüchtig angelegt als 
Nordgrenze des Bildes. 

1850 Jan. 13. Olmütz. Gezeichnet ward die Ariadäus-Rille. 

1856 Jan. 14. 15. und sonst mehrfach, wurden Höhenmessungen bei Agrippa 
und Manilius ausgeführt 

1858 April 20. Olmütz. Es wurden die Rillen des Triesnecker gezeichnet; 
die H-Rille als Nordgrenze vermerkt 

1859 ward ausser Nov. 3, der Mond gar nicht beobachtet 1853 — 1858 
habe ich vorwiegend mit Höhenmessungen mich beschäftigt Wo H 
erwähnt wird, ist es wegen seiner Rille. 

1860 April 27. 7 h .5 Athen. 6 füss. Refraktor. H in der Phase, zu früh, um 
N und T zu sehen. Wie immer, handelt es sich hier um wirkliche 
Aufnahmen, und es wird besonders bemerkt wenn nur eine schriftliche 
Notiz vorliegt. 

1861 Juni 27. Athen. Triesneckers Rillen gezeichnet 

1861 Oktbr. 11. 6 h .8. Gezeichnet die Rillen des Triesnecker. Von H'- 
Rille ward der östliche Arm dargestellt, nicht T und N. 

1862 Mai 6. Athen. Rillen des Triesnecker gezeichnet 

1862 Juni 4. Abds. Geuaue Zeichnung der Rillen des Triesnecker und H. 

Im Norden und Westen ward Nichts dargestellt 
1862 Juni 17. 12 h .O — 15 h .5. Die Rille des H ward gezeichnet nebst kleineu 

1* 



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- 4 



Kratern nahe nördlich von der Mitte des westlichen Armes der Hille; 
nicht N und T. 

1863 zu Wieu und Athen, 1866 zu Athen, ward der Mond ziemlich oft 

beobachtet und gezeichnet, doch nichts über H angemerkt, 
1865 Athen. Jan. 4. Genaue Zeichnung der Killen des Triesnecker. 

1865 Juni 30. Abds. Luft schlecht. H der Phase nahe. T ist als ge- 
krümmter niedriger Höhenzug dargestellt, gegen den Westwall des H 
gerichtet. So erscheint diese Form auch in meiner Karte, da ich bis 
1874 Juli, als diese beendet ward, nicht mit Sicherheit die Natur von 
T erkannte. N ward uicht bemerkt. Die Phase lag nahe östlich bei 
H, und der östliche. Arm der Kille war schon fast ganz erleuchtet. 

1866 Jan. 23. Abds. Athen. Luft sehr still. Ich erhielt eine detaillirte Zeich- 
nung. Phase östlich über Triesnecker hinaus. N und T fehlen, obgleich 
sonst ringsum die Hügel dargestellt wurden. 

1866 Aug. L 15 h . Gezeichnet die Tr- Kille; die H- Kille erscheint nur als 
Grenze flüchtig augelegt. Da Kitter noch erleuchtet war, so stand 
die Sonne bei H noch zu hoch, um N oder T sehen zu können. 

1867 Juni 8. Abds. Athen. H der Phase noch nahe, doch war ein Stück 
des östlichen Armes der Kille schon erleuchtet. N und T erscheinen 
nicht in der Zeichnung. 

1867 Sept. 19. Handschriftl. Note über den westlichen Theil der H.-Kille 
und den H selbst Ohne Anderes zu erwähnen. 

1868 April 29. Abends. Athen. Luft schlecht. H bildet die Nordgrenze 
der Zeichnung, nebst dem östlichen Arme der Kille. Angedeutet sind 
flüchtig einige Hügel im Norden, doch nicht N und T. 

1868 Mai 28. 8 h .5 Luft so schlecht, dass nur für Situation ein flüchtiger Ent- 
wurf gemacht wird. N lag in der Phase oder die an seinem Orte 
erkannten sehr geringen Hügel bildeten seine Westseite. 

1868 Juni 11. 15 h . Abnehmende Phase, wenig westlicher als Agrippa und 
Manilius. Gezeichnet ist H, nahe Krater nördlich und westlich, die 
weitere Nordgegend mit S, doch nicht N und T. Luft schlecht 

1868 Sept 23. Schriftliche Notiz über den westlichen Ann der H-Kille. 

1869 Febr. 18. Athen. Höchst klare stille Luft Keine Zeitangabe; doch 
war es wohl vor 8 h . Ich nahm eine genaue Zeichnung der Killen des 
Triesnecker und des H. Im Norden von H. ist S dargestellt, und T als 
graue Furche von S bis H ziehend, ohne ganz den H zu erreichen. 
N fehlt. 

1809 Oktbr. 12. 7 h . Wien. Ofüss. Refraktor der Sternwarte. Phase am 
Triesnecker; ähnlich dem 10. Doch ward N und T nicht bemerkt. 

1870 Mai 7. Juni 5. Athen; bei günstigen Gelegenheiten N und T nicht 
gesehen. 

1870 Juli 5. 8 b . Luft unruhig; Phase bei Pallas; N und T nicht gezeichnet 
Gezeichnet die Rillen des Tr. und des H, sowie die Gegend im Norden 
des H bis Manilius mit vielem Detail. 

1870 Sept 4. Dieselbe Bemerkung. 

1870 Sept. 30. 12 h als die abnehmende Phase bei Bessel lag, N und T 
nicht sichtbar. 

1871 März 28. 7 h 5. Athen. Luft ganz schlecht Grob angelegte Zeichnung 
mit der Rille des H und der nördlichen Hügellandschaft; darin S als 



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Kraterform , T angedeutet als Hügelzug gegen H gerichtet, diesen 
spurweis erreichend. Nichts am Orte von X. 

1871 Mai 20. 7 h .7. Luft ziemlich still. H und der westliche Arm der 
Kille bilden die Nordgrenze der Zeichnung. 

1872 Dez. 7. 5 h .2. Atheu. Luft ziemlich still. Ich erhielt die am meisten de- 
taillirte Zeichnung dieser Gegend, die mir je zuvor gelaug, besonders 
über das Hügelland um S, im Norden des H. Dargestellt ist S, der 
Ost- und Westarm der Hyginus-Hille. Dann westlich neben S viele 
feine längliche Hügel, und solche am Orte von N, sowie andere im 
SO von N. T fehlt. Da ich Triesnecker und Ukert noch mit zeichnete, 
so war dort der Tag schon ziemlich weit vorgerückt; aber N und T 
hätten sich gewiss zeigen müssen, wenn sie die Gestalt wie seit 1877 
gehabt hätten. 

1873 Juni 2. 7 h — 8 b . Athen. Luft still. H der Phase nahe, doch war der 
östliche Arm der Rille schon erleuchtet. Gezeichnet ist T als Rillenthal, 
und als solches gewohnheitsgemäss mit Tinte im Bilde nachgezogen. 
Am Orte von N zeigen sich nur einige schwache Hügel. 

1874 Unter den Beobachtungen zu Athen wird H nicht erwähnt. (1874 
Juli Ende bis 1875 März 14. ward nicht beobachtet.) 

1875 März 14. 5 b — 7< h .6 Herlin; am 14füss. Refraktor der Sternwarte bei 
guter Luft Mit vielem Detail wurden die Rillen des H und des 
Triesnecker gezeichnet ohne Auffälliges im Norden von H zu bemerken, 
wert der Aufmerksamkeit. Die Sonne schon etwas hoch. 

1875 April 13. Berlin, dieselbe Bemerkung. 

1876 rindet sich H nicht in der Athener Beobachtung. 1877 ward von 
März 10 bis Mai 21 der Mond nicht beobachtet, Juni 18 nur eine 
Note über Linne und Ptolemaeus. 

1877 Juli 7. 9 h .5. Athen. Luft sehr schlecht. Erste Beobachtung in Folge 
des Briefes von Dr. Klein, den ich Mai 30 erhielt. Zeichnung Nr. 
2274. Phase wenig über H hinaus zu Ost. N gut sichtbar, dunkel- 
grau, kaum schwarz im Norden. Die Figur ist von NO— SW ver- 
längert, nördlich am stärksten; die Ränder verwaschen; eine ansehn- 
liche muldenförmige Einsenkung, ohne Ähnlichkeit mit einem normalen, 
und auch nicht mit anormalem Krater, weil keine Bergränder vor- 
handen. T dunkel, gekrümint, gegen H ziehend. 

1877 Nov. 13. 5 h .5. Athen. Luft schlecht, Phase schon am Ostwalle des 
Ptolemaeus; N und T nicht gezeichnet, nur im SW von N einen 
schon bekannten sehr feinen Doppelkrater, beide sich berührend. 

1878 Febr. 9. 5 b 7. Athen. Luft sehr gut Phase am Triesnecker. N sicht- 
bar in Gestalt von 2 getrennten runden dunkelsch warzgrauen, am 
Rande nebligen Flecke, West und SW, neben der Formation S. Die 
südliche Abtheilung von N ist die kleinere weniger dunkle. T von S 
her gegen H gerichtet, ein flaches Thal südlich von der Mitte zu SO 
umbiegend. 

1878 Mai 9. N erscheint (7 h .5) als kleine runde dnnkelgraue Stelle. An 

einem schwächeru Fernrohre gesehen. 
1878 Mai 21. 14 b .— 10 b .5. Luft unruhig; abnehmende Phase fern von H. 

Am Orte von N eine matte gegen die Umgebung etwas hellere Stelle. 
1878 Mai 22. 14 b .5— 15 h .5. Luft ziemlich gut; die Gegend mehr beschattet 



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Am Orte von N eiu sehr kleiner wenig heller Punkt. T erschien als 
kaum merklicher grauer Streif zwischen 8 und H. Phase bei Caesar. 

1878 Juni 8. 8 h .5. Luft sehr unruhig. N sichtbar als biruförmiger grauer, 
im breiten Nordteile dunklerer Fleck. Die Phase hatte schon den 
Plato uberschritten. N konnte fast als Doppelfleck angesehen werden. 
Juni 7 war Gewitter. 

1878 Juli 7. 7 h .3. Luft ziemlich gut. Phase am Triesnecker. N gross, 
leicht sichtbar, matt grau, im breiten nördlichen Teile, in der NO- 
Ecke, dunkler, schwarzlich; doch das Ganze nicht sehr auffallend, 
(iegen SVV vom Orte des N ein feiner Doppelkrater. Von T zeigte 
sich nur eine schwache Spur. Juli 6. 8 h 5 waren N und T noch 
in Nacht. 

1878 Juli 11. Bei hoher Beleuchtung war Nichts von N und T sichtbar, 
leicht H und dessen Kille. 

1878 Aug. 5. 7 h .5 bis 9 h .3. Luft schlecht. Phase über H hinaus. N zeigt 
sich doppelt, d. h. 2 dunkle an den Rändern undeutliche Flecken; 
der Nordteil grösser und dunkler als der Südteil; beide sind wirk- 
lich getrennt T sehr dunkel, fast schwarz, H nicht erreichend, eine 
breite wenig gekrümmte Furche. Der zentrale Teil von S erscheint 
kraterförmig. 

1878 Okt. 3. 5 h .6. Luft unruhig. N im Norden sehr dunkel, ringsum ver- 
waschen, getrennt von der südlichen schwächeren Verlängerung. T 
wenig auffallend, gekrümmt, H nicht erreichend. Phase am Triesnecker. 

1878 Novbr. 2. 5 h — 7 h . Luft ungünstig. Phase östlich am Ptolemäus. N 
eine matte graue Wolke. T reicht nicht bis au H. 

1879 Febr. 28. 6 h .7. Athen. Luft dunstig und still, nur 3 Min. genügend 
klar. Phase nicht vermerkt, doch war sie schon stark östlich über H 
hinaus. T erschien als graue Furche aus der Mitte von S südlich 
vortretend, dann umbiegend, ohne H zu berühren. N eine dunkle 
Doppelwolke, der nördliche Teil von der Grösse des H, stark grau- 
dunkel, nicht merklich schwarz, rings verwaschen, wohl getrennt von 
der geringen südlichen Abteilung; doch unsicher erkennbar. 

1879 Mai 29. 8 h ~9 h . Luft ziemlich still. Phase bei Parry. Am Orte 
von N eine kaum merkliche graue Trübung. 

1879 Sept. 6. 10 h — 12 b . z. Th. stille Luft, abnehmende Phase bei Taquet. 
Details der H-Rille wurden gezeichnet, auch Einiges von S, doch nicht 
N und T. Die Sonne stand noch zu hoch. 

1880 Febr. 17. Abds. Athen. Mond 75° hoch, daher keine anhaltende Be- 
obachtung. N noch nicht in der Phase. Nach Sept. 2 beginnen die 
von nun an sehr häufigen Beobachtungen in meinem Hause, und zwar 
an dem 5V*füss. Refraktor von Reinfelder, den mir die Berliner Aka- 
demie zum steten Gebrauche nach Athen gesandt hatte. Für gewöhn- 
lich bediente ich mich einer nahe 200maligen Vergrösserung. 

1880 Sept. 11. 6 h — 8 h . z. Th. gute Luft; Mond tief. Phase um Archimedes. 
N erscheint wie früher, als matte dunkelgraue Doppel wölke; T als 
gerade Furche, unbedeutend, H nicht erreichend. 

1880 Oktbr. 10. 5 h .9— 10 h . Zuerst vorzüglich gute Luft, später weniger 
ruhig. Es wird vollständig der Aufgang der Sonne über der Land- 
schaft des H beobachtet und gezeichnet. Als N noch iu Nacht lag, 



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war H ebenfalls noch unsichtbar, anscheinend verdeckt vom Schatten 
sehr flacher Land wellen .oder Falten, welche in SO-NW- Richtung die 
Kille durchsetzen. Nach 8 h kam H in Sicht üas flache Rillen- 
thal T ist merkwürdiger und auffallender als N. Auf */s des Weges 
von S zu H biegt es knieförmig um und läuft gegen H, (der anfäng- 
lich nicht sichtbar), als ob H durch den grauen Arm des T verfinstert, 
überdeckt würde, wobei der östliche Arm der grossen Hille des H. 
schon volles Sonnenlicht hatte. N war ein sehr dunkler, nicht ganz 
schwarzer Fleck, gegen Süden mit schmaler Verlängerung, östlich neb- 
lig, westlich von 2 sehr geringen länglichen Höhenrücken begrenzt 
N war weniger dunkel und weniger auffallend, als ich ihn 1877 ge- 
sehen hatte, und ward nur besonders ins Auge gefasst, weil die Auf- 
merksamkeit vorher speciell auf ihn gerichtet war. 
1880 Oktbr. 11. Abds. Luft unruhig; T nicht, N als kleine matte graue 
Wolke sichtbar. 

1880 Novbr. 9. 5 h . kurze Zeit klar, dann unruhige dunstige Luft. Phase 
bei Albategnius und Montblanc. T erschien als grauer Streif, den H 
nicht erreichend; N unbedeutend, matt grau, südlich schmal auslaufend. 

1880 Novbr. 23. 13 b . Luft sehr schlecht. Phase östlich bei Manilius, von 
dessen Ostwall nur ein sichelförmiges Stück aus der Nacht aufragt 
Ich zeichnete für H nur einen flüchtigen Entwurf. Der westliche Arm 
der Rille war zur Hälfte schon unsichtbar; von S zeigte sich ein Theil 
im Südost T stellte sich dar als gekrümmter Höhenzug von 
S bis H. Von N zeigte sich Nichts, weil er von Osten her beschattet 
war. Vom Südcap des östlich neben S liegenden grauen Gebirges zog 
ein dunkelgrauer nebliger Streif, nahe östlich neben T, bis zu H, dann 
über H hinaus gegen Südosten in die dortige gewellte Ebene. Es 
handelt sich sonach bei T um zwei Erscheinungen, die noch oft- 
maliger Untersuchung bedürfen. 

1880 Dezbr. 8. 5 h .3 — 9 h .7. Luft äusserst schlecht; Phase am Kaukasus. H ist 
noch unsichtbar und ebenso das Meiste vom westlichen Arme der 
Rille, obgleich schon innerhalb der Region des Sonnenaufgangs liegend. 
N ein beschattetes Stück der Hügellandschaft, westlich neben dem noch 
nicht sichtbaren S, ein Object ohne alles Interesse, wie es jetzt er- 
schien. Es waren 2 von N — S gestellte sehr geringe Hfigelzüge, deren 
Schatten mit der Mondnacht zusammen flössen. T erschien noch nicht 

1880 Dezbr. 9. 5 n — 10 h bei guter Luft beobachtet; doch Nichts über H 
notirt 

1881 Febr. 6 6 h .l. Athen. Der Mond ward einige Minuten zwischen Wolken 
gesehen; Phase am Stoefler. N. zeigte sich als schwache graue Stelle. 

1881 März 7. Bis 6M sah ich bei guter Luft die völlige Entwicklung der 
Landschaft im Norden von H, aus der Nacht zum Tageslicht, also 
während dort die Sonne aufging. Doch war der Mond dem Zenith 
nahe und die Beobachtung daher ungewöhnlich schwierig. Als von H 
Stücke des W r alles sichtbar wurden, war der Ost- Arm der grossen 
Kraterrille schon zur Hälfte erleuchtet. T, von S ausgehend, südlich 
knieförmig gebogen, und in den NW.- Wall des H. übergehend. N, sobald 
hier die Sonne eben aufgegangen war, eine Gruppe vou 4 — 5 kleineu 
niedrigen Hügeln, jeder mit Schatten und scheinbarem Halbschatten 



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gegen Osten, davon die mehr nördlichen den stärkeren Schatten zeigten. 
Nicht einmal der Eindruck einer flachen Mulde war hier geboten, noch 
viel weniger der eines tief schwarzen randlosen Loches, oder gar eines 
Kraters. Ein Lokal ohne irgend welchen ausgezeichneten Charakter, 
so dass die starke Veränderung seit 1877 klar vor Augen 
liegt. So um <3 b .4 und später, da auch S stückweis erleuchtet erschien. 

1881 März 8. 10 h . Luft unruhig und dunstig. Hügel nördl. von H ge- 
zeichnet, doch Nichts von N u. T. 

1881 April (5. 7 h ,6 — 8 h . Luft dunstig vom Sirocco und unruhig. N erschien 
als matte graue Wolke, Phase wenig über H und S hinaus gegen Osten. 

1881 Mai 5. 6 h .9 — 7 h .7. Klare stille Luft. Eine genaue Zeichnung ward 
entworfen, als die Sonne in dieser Gegend aufging. Von S zieht die 
im Süden scharf nach SO umgebogene graue Furche T, durchsetzt 
(scheinbar) die stück weis sichtbaren Wälle des H, und zieht südwärts 
von Letzterem als grauer Streif zu SO. Dort in der Ebene sind noch 
2 derartige graue Streifen sichtbar, als Halbschatten in der gefalteten, 
gewellten Ebene. Der östliche Arm der Rille des H ist zur Hälfte 
erleuchtet, von S nur der Hauptgipfel. N, als Teil der Hügelgegend 
westlich bei S und westlich neben dem nördlichen Arme von T bildet 
eine ovale, sehwachgraue, im Norden dunkelgraue Fläche, in der Mitte 
mit einem kleineu Hügel. 2 isolirte Hügel liegen südlich, andere im 
Westen. Von dem Anblick einer deutlichen Mulde oder gar eines 
Kraters würde Niemand gesprochen haben, der mit kundigem Auge 
diese Scene hätte betrachten können. 

1881 Juni 4. 10 h — 10 b .5. Luft unruhig, Mond tief stehend. Phase im 
Ptolemäus. N ein mattgrauer Doppelfleck, der südliche, isolirte Teil 
ist der Geringere. T nicht kenntlich. 

1881 Juli 3. 7 h .3— 8 h .l. Sehr klare stille Luft. Phase nahe Linne\ und 
östlich am Triesnecker. Eine besonders günstige Beobachtung bei 
Sonnenaufgang über der Landschaft H. Ich sah N als muldenförmige 
flache Vertiefung im Gebiete kleiner Hügel, mit wenig dunklem und 
vielem Halbschatten. Selbst der Ausdruck „Vertiefung" ist nicht streng, 
denn das Gebilde konnte auch aufgefasst werden als 2 unbedeutende 
von Nord bis Süd gerichtete längliche Hügel, deren nördlicher einen 
ziemlich starken, nebligen Schatten hatte, während sich an dem süd- 
lichen ein viel geringerer Schatten zeigte. So um 7 h .5 bis 8 h .O, als 
auch das Meiste von S erleuchtet war, nebst der südlichen Hälfte vom 
östlichen Arme der Kille des H. Denn das Uebrige im Norden lag 
im Schatten von S, und im Schatten des langen grauen Gebirges, 
östlich neben S. T, dunkelgrau, sei es nun eine Furche oder nur ein 
gegen Osten sich neigender Abfall der Ebene, zeigt wieder die scharfe 
Einbiegung, nach welcher sie sich mit demjenigen kleinen Krater zu 
verbinden scheint, der in den Nord wall des H eingreift. Aufmerk- 
samkeit erregend war nur T, durchaus nicht N. So wie N sich jetzt 
darstellt, zeigen sich ähnliche Bildungen auf dem Monde in grosser Zahl. 

1881 Juli 4. 7 b .2— 7 h .7. Am Orte von N ein schwaches Grau. 

1881 Juli 17. 14 h .7. Klare unruhige Luft, abn. Phase nicht notirt, doch 
ward ausser Hyginus-Uille noch Short, Curtins und Apianus gezeichnet, 
die an der Phase lagen. T ziemlich gut kenntlich. Westlich neben S 



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zeigt sich nur ein matt weisslicher Punkt, einem der Hügel von N 
zugehörend. 

1881 Aug. 1. 4. 5. 6. ward bei sehr klarer, doch ganz schlechter Luft 
Einiges gezeichnet Aug. 2. u. 3. schriftliche Notirungen, über Messier 
und Lintig doch nicht über N und T, wohl wegeu der zu ungünstigen 
Luft. 

1881 Aug. 14. 15 h .4— 16 h .4. Luft klar und still; abn. Phase am Theophilus; 

Mond viel zu hoch für genaue Beobachtung. Details der Hygiuusrille 

wurden gezeichnet, kleine Krater nördlich, auch F, doch nicht N und T. 
1881 Aug. 15. 12 h .5. Sehr klare, sehr schlechte Luft; abn. Phase am 

Eudoxus und Clairaut Am Orte von N eine unbedeutende, etwas 

helle Stelle. 

1881 Aug. 31. 6 h .5— 7 h .3. Sehr klare, sehr schlechte Luft. Phase nicht 
notirt, doch war sie nicht viel östlich über H hinaus. T deutlich als 
krummes Thal von S bis H. N ein dunkelgrauer birnförmiger Fleck, 
gegen Süden schmal auslaufend. 

1881 Sept. 1. 6 h .7. Luft unruhig. Phase am Walter. N erschien als kleine 
graue Wolke von länglicher Figur. 

1881 Sept. 30. 6 h — 7 h . Luft ganz schlecht. N und S beide matt, durch 
schwaches Grau verbunden. Phase schon am Pallas. 

Anm. 1. Neison 1. c. p. 425 gibt den 2. Juni 1877 als meine erste 
Beobachtung au. Hier ist eiu Irrtum, denn zwischen Mai 21 und Juni 18 
habe icli den Mond gar nicht beobachtet. Zuerst sah ich N am 17. Juli 
1877. . . Juni 18 beobachtete ich den Mond auf der Sternwarte, zeichnete 
aber nicht wegen der schlechten Luft. Unter den schriftlichen Notirungen 
Nichts über H. 

1877 Juli 19. Neison hat Hecht, wenn er sagt, es müsse Juli 17 sein. 
Meine Abbildung, sowie der Text dazu, habeu beide Juli 19, aber das Tage- 
buch der andern Beobachtungen zeigt, dass ich um jene Zeit nur Juli 17 
auf der Sternwarte war. Es hat also eine Irrung bei den Abschriften statt- 
gefunden. 

Vergleicht man meine Beobachtungen mit denen, welche Neison von 
1877 bis Ende 1879 aufzählt, so wird man sich von der guten Uebereiu- 
stimmuug überzeugen. 

Anm. 2. Herr Birmingham, ein sorgfältiger und kundiger Beobachter 
des Mondes, schrieb mir d. d. Millbrook, Tuam, 1880 Jan. 20; „I saw a 
small shallow crater last night at K in the sketsch (Lect. I). Is this Klein's?" 
Dazu bemerke ich, dass dieser sehr kleine Krater dem N zwar gegen NO. 
sehr nahe liegt, aber doch noch zu der westlichen Uniwallung von S gehört. 
Mir ist er nicht bekannt. Dagegen giebt Birmiugham's Zeichnung einen 
andern, grössern Krater, sehr nahe T, dort wo die Krümmung am weitesten 
gegen Westen vortritt, und ihr westlich nahe, der in solcher Nähe au T 
bei mir nicht vorkommt. Mein dortiger Krater liegt eine geogr. Meile oder 
mehr, westlich von der stärksten Krümmung der Figur T. 

Athen 1881. Oktober 1. 

J. F. Julius Schmidt. 



Siriu« 1882. Heft 1. 2 



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Einige Bemerkungen zu dem Sendschreiben des Herrn Direktor 

Schmidt. 

Von Dr. Hermann J. Klein. 

Die vorstehenden, überaus wertvollen und ausführlichen Mitteilungen 
des Herrn Dr. Schmidt liefern die von mir von vornherein erwartete Be- 
stätigung meiner schon vor fünf Jahren ausgesprochenen Behauptung, dass 
es sich im Falle von Hyginus N um eine Neubildung handle. Zu dem 
gleichen Schlüsse ist bekanntlich auch Herr Neison gelangt und mau darf 
nun wohl hoffen, dass die auf blosse Unkenntniss der Tatsachen gegründeten 
Widersprüche gegen die Annahme der Neubildung endlich verstummen 
werden. 

Bereits bei der ersten Ankündigung der Entstehung des neuen Kraters 
erwähnte ich, dass möglicher Weise die Reihe der Veränderungen an dem 
bezeichneten Objekte noch nicht geschlossen sei. Es ist das Verdienst des 
Herrn Direktor Schmidt, diese spätere Umbildung wirklich erkannt zu haben. 
Meine eignen Beobachtungen stehen hiermit im vollsten Einklänge. Ich 
mochte ihnen allein jedoch ein entscheidendes Gewicht nicht beilegen, weil 
ich mich dabei bis Ende November 1878 eines Refraktors mit dialytischem 
Objektiv bedient hatte, seitdem aber grössere und kleinere Refraktore von 
Reinfelder & Heitel benutzte. Diese Änderung des Fernrohrs schien mir 
belangreich genug um eine Diskontinuität meiner Beobachtungsreihe anzu- 
nehmen, ausreichend, die Entscheidung der Frage nach neuerer Umbildung 
von Hyginus N, wenigstens meinen Untersuchungen allein zu entziehen. 
Bei den gewöhnlichen astronomischen Beobachtungen wäre eine solche Vor- 
sicht nicht notwendig, handelt es sich aber um Untersuchungen von solcher 
Feinheit wie die in Rede stehenden, so ist die grösste Subtilität erforderlich. 

Meine frühesten Beobachtungen zeigten das Gebilde Hyginus N als 
sehr nahe kreisförmig, dunkelgrau, im Zentrum mit einem kreisrunden, 
schattenschwarzeu Krater. Das Ganze erschien als flacher Trichter mit 
zentralem Schlünde. Dieser letztere ist völlig sicher und darf nicht in 
Frage gestellt werden! Ein WaU nach aussen fehlte vollständig. Am 19. 
Mai 1877 wurde der runde Fleck Hyginus N nur allein gesehen, am 18. Juni 
zeigte sich der südliche runde Fleck, aber im Ganzen schwach. Am 9. April 
1878 ward zuerst erkannt, dass beide Flecke durch eine graue, breite Boden- 
mulde mit einander in Verbindung standen. Der südliche kleine, ruude Fleck 
hatte im Zentrum einen kleinen, schattenschwarzen Kraterschlund. Die 
Luft war damals ausgezeichnet, denn südlich von N in der Ebene erschienen 
zahlreiche kleinste Kraterchen, die ich weder früher noch später jemals 
wiedersah und westlich neben N zeigten sich zwei überaus feine Rillen, von 
denen eine bis zum Schneckenberge fortlief. Wäre die südliche Verbindungs- 
mulde (die zungenförmige Verlängerung) Mai 19 vorhanden gewesen, so hätte 
sie mir nicht entgehen können. Später sah ich sie stets. 

Am 28. April 1879 zeigte der neue özollige Refraktor vou Reinfelder & 
Hertel die von N gegen S sich zungenförmig erstreckende Bodenmulde un- 
gemein lang, so dass mich diese ganz ungewohnte Länge frappirte. Der 
kleine Krater am südlichen Ende war nicht zu sehen. Seitdem hat sich 
diese Verlängerung stets sehr lang gezeigt und zwar mit den verschieden- 
sten Fernrohren. Hyginus N ist seit 1880 dagegen durchschnittlich nicht 



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mehr so dunkel und kraterartig erschienen, wie in den Jahren 1877 und 
1878, aueh ist seine äussere Begrenzung unbestimmter. Am 7. Marz 1881, 
als Triesnecker noch in Nacht lag, also bei einem Sonnenstaude unter welchem 
M mir früher mit schwarzem Zentralkrater erschien, stellte er sich mulden- 
förmig dar und im Beobachtungsjournal findet sich die Bemerkung: „Eine 
Vertiefung, kein Krater." Juli 3 bei mittelmässiger Luft und als die Licht- 
grenze schon über Triesnecker hinaus war, erschien in N wieder der zentrale 
Krater. Die südliche Verlängerung war wieder ungemein lang. 

In sehr hoher Beleuchtung erblickt man von N nichts; ich war daher 
nicht wenig überrascht, Oct 5 am Orte von Hyginus N eine matthelle Stelle 
zu sehen, die sich von ihrer Umgebung sehr deutlich abhob. Es ist schwer 
um diese Zeit den Ort von N völlig genau zu rekognoszieren; ich glaube 
aber, dass die helle Stelle mit N zusammenfiel. Dass ich dieselbe mit den 
bekannten hellen (Krater-) Flecken in der Nähe sollte verwechselt haben, 
wird mir hoffentlich Niemand zutrauen. 



Neue Untersuchungen über den Planeten Saturn, seine Ringe 

und seine Trabanten. 

Herr Dr. Wilhelm Meyer, Observator der Sternwarte zu Geuf, hat wäh- 
rend der Opposition des Saturn im Herbst 1880, diesen Planeten und seiue 
Begleitung eiuer neuen, aufmerksamen Untersuchung unterzogen. 

Ein Planet wie Saturn, der sich bereits in einer grossen Entfernung 
von Sonne und Erde befindet, erfordert zu genauer Untersuchung ein kraft- 
volles Fernrohr. Der von Herrn E. Plantamour dem Kanton Genf geschenkte 
lOzollige Refraktor von Merz bot Herrn Dr. Meyer die Mittel, seine Unter- 
suchung mit der Hoßuung auf wertvolle Resultate zu unternehmen. 

In deu nächsten Jahren werden die rein astronomischen Bedingungen 
zur Beobachtung des Saturn sich übrigens noch etwas günstiger gestalten, 
als bei der Opposition von 1880 (und 1881). Die folgende Tafel zeigt dies 
näher. In derselben bezeichnet S die Deklination, a den grössten Wert für 
den grossen und ß für den kleinen Durchmesser des Ringes. 

Opposition J aß 

(1880 Oktober 15. + 7° 21' 4506" 11-54") 

(1881 „ 28. -f. 12° 3' 45-57" 1510") 

1882 November 11. +16° 11' 46 01" 18'04" 

1883 „ 26. +19* 29' 46-35" 2002" 

1884 Dezember 10. -f 21° 40' 46 54" 20.90" 

Bei den Messungen bediente sich Herr Dr. Meyer des Fadenmikro- 
ineters. Das Fernrohr folgt dem Lauf der Gestirne mittels eiues Wasser- 
motors, doch lässt die Bewegung vieles zu wünschen übrig, und der Beob- 
achter war häufig genötigt, bei den Messungen günstige Momente der 
Bewegung des Instrumentes abzuwarten. Die Beobachtungen geschahen bei 
hellen Mikrometerfäden und die angewandten Vergrösserungen waren 350fach 
und 450 fach. Die optischen Teile des Fernrohres sind — wie alles was 
aus den Werkstätten von Merz hervorgeht — vorzüglich. 



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Was die Ringe des Saturn anbelangt, so wurden deren vier wiederholt 
wahrgenommen, diejenigen, welche durch die Cassinische Teilung gebildet 
werden, dann ferner die Encke'sche Trennung uud endlich der dunkle Hing, 
den Bond entdeckte. An drei Herbstabenden wurde bei ungewöhnlich gün- 
stigen Luftverbältnissen der letztere Ring so deutlich gesehen, dass mikro- 
metrische Messungen desselben ausgeführt werden konnten. Die Beobach- 
tungen begannen am 9. August, doch wurden die ersten Messungen am 12. 
augestellt und am 6. Dezember geschlossen. Während der Opposition von 
1880 waren die Verhältnisse zur Messung der kleinen Achse des Ringes nicht 
die günstigsten, denn sein nördlichster Punkte projizierte sich auf der Scheibe 
des Planeten derart, dass es nicht immer leicht war, den Punkt zu be- 
stimmen, wo die kleine Achse den Ring schnitt, uud der entgegengesetzte 
Endpunkt war vollständig durch den Saturn verdeckt Herr Dr. Meyer gibt 
alles nothwendige Detail seiner Messungen; hier beschranken wir uns auf die 
allgemeinen Resultate derselben. Der Äquatorialdurchmesser des Saturn 
ergibt sich im Mittel sämmtlicber Messungen zu 17*451", der Polardurch- 
messer zu 16-021". Hierdurch erhält man die Abplattung der Saturnkugel 

Z u jlj. Diese Abplattung ist beträchtlich geringer nls sie früheren an- 

dem Beobachtern gefunden wurde, nach Bessel würde sie sein tt^* nach 

1 1 , iü ' z 

Arago zr-= nach Lassell Diese Resultate sind auch nicht sehr überein- 

v.Z 10.7 

stimmend untereinander, ja Struve rindet den Äquatorialdurchmesser des 
Saturn fast 1" grösser als Bessel. Für das Ringsystem ergaben die Beob- 
achtungen des Herrn Dr. Meyer eine Breite bis zur innern Grenze des 
dunkeln Ringes von 9.42" auf der Westseite und 9.88" auf der Ostseite. 
Zieht man hiervon ab die Breite des hellen Ringsystems, so bleibt für die 
Breite des dunkeln Ringes an der Westseite 2.24", an der Ostseite 2.91". 
Obgleich, sagt der Beobachter, die Anzahl der Messungen, die zu diesen 
Ziffern führen, nicht gross ist, so scheint mir doch der Unterschied von 07" 
wenigstens meiner Meinung nach nicht lediglich in der Unsicherheit der 
Messungen zu liegen. Ich glaube daher, dass die Breite des dunkeln Ringes 
wirklich geringer ist an der Westseite als au der andern, im Gegensatze zu 
dem sicherer konstatirten Resultate für die Breite des hellen Ringes, die im 
Osten geringer ist. Als Ergebnisse seiner Messungen gibt der Verfasser 
folgende Zusammenstellung der Winkelwerte für den Saturn, welche sich 
auf eine mittlere Distauz desselben von 9-5389 beziehen. 



Äusserer Durchmesser des Ringsystems 40 47" 

Abstand der westlichsten Grenze des Ringes von der Mitte der Cas- 

sinischen Trennung 3*00" 

Innerer Durchmesser des hellen Ringes 26 32" 

Breite des hellen Ringes an der Westseite 718" 

Breite des hellen Ringes an der Ostseite 6*97" 

Innerer Durehmesser des dunkeln Kiuges 21*17* 

Breite des dunkeln Ringes an der Nordseite 2 24" 

Breite des dunkeln Ringes an der Ostseite 2*91" 



Raum zwischen dem hellen Ringe und dem Planeten an der Nordseite 4 42" 

„ „ „ Ostseite 4*45" 



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Distanz zwischen dem Mittelpunkt, dem Planeten und dem nörd 

liebsten Punkte des Kinges 

Äquatorialdurchmesser des Planeten 

Polardurchmesser des Planeten 

Abplattuug 

Von den acht Monden des Saturn hat Dr. Meyer vorzugsweise Eneela- 
dus, Tethys, Dione, Rhea und Titan beobachtet. 

Der innerste Satellit Mimas ist auch für grössere Instrumente ein sehr 
schwieriges Objekt, und der Verfasser ist nicht sicher, ihn gesehen zu haben. 
Meist ist er hinter der Scheibe oder den Ringen verborgen, da der Halb- 
messer seiner Bahn drei Halbmesser des Saturn nicht übersteigt. Um diesen 
Satelliten zu sehen, muss er in einer seiner Elongationen stehen und gleich- 
zeitig müssen die atmosphärischen Verhältnisse günstig sein. Dr. Meyer 
hält es jedoch für möglich, einige Male diesen Mond blickweise wahrge- 
nommen zu haben. Sir John Herschel hat Mimas niemals mit dem 20- 
füssigen Teleskop sehen können. In demselben Instrument bot auch Ence- 
ladus grosse Schwierigkeiten. Dr. Meyer hat jedoch nicht die geringste 
Mühe gehabt, diesen Mond in dem lOzolligen Refraktor von Genf zu sehen 
und seine Position an mehreren Abenden mikrometrisch zu messen. Nach 
den photometrischen Beobachtungen, die 1877 und 1878 zu Cambridge (Ver. 
St) mit dem dortigen 14zolligen Refraktor angestellt wurden, würde der 
Durchmesser des Enceladus 594 Km betragen, derjenige des Mimas 470. 
Aus diesen Ziffern folgt, dass damals das Verhältniss der Lichtstärke beider 
Moude ungefähr wie 2:3 gewesen sein muss. Ich hätte aber, sagt Dr. 
Meyer, sicherlich Mimas viel besser sehen müssen, wenn dasselbe Verhält- 
nis der Helligkeit zur Zeit meiner Beobachtung noch bestanden hätte und 
ich halte mich überzeugt, dass die Helligkeit des Mimas beträchtlichen Ver- 
änderungen unterliegt. Ich muss hier eine Bemerkung Capitäu Jakob's, des 
ehemaligen Direktors der Sternwarte zu Madras, einschalten, da sie meine 
Meinung uuterstützt. Dieser Astronom hat im Jahre 1857, allerdings unter 
dem reinen Himmel Indiens, mit einem Äquatoreal von nur 6*3" Oeffnung 
12 Messungen des Positiouswinkels von Mimas ausgeführt. Er sagt hierüber: 
Ich habe diesen Mond zufällig gefunden, denn ich würde nicht geglaubt 
haben, ihn sehen zu können, nach den vergeblichen Anstrengungen Hörschels 
am Kap der guten Hoffnung und nach der Mühe, die ich hatte, Enceladus 
zu finden. Anfangs habe ich ihn mit diesem verwechselt, aber später hatte 
ich keine Schwierigkeit mehr, ihn zu bemerken, ja, ausnahmsweise schien er 
in mehreren Nächten der hellere von beiden Monden zu sein. Im Gegen- 
satz hierzu bezeichnete ihn Lassell in einer Mitteilung an die astronomische 
Gesellschaft in London als einen sehr schwierigen Satelliten, selbst für sein 
grosses Teleskop. Bezüglich der andern Monde des Satunis wird eine Licht- 
veränderuug schon seit längerer Zeit von verschiedenen Astronomen behauptet. 
Ich finde, bemerkt Dr. Meyer, über Tethys in meinem Beobachtungsregister 
folgende zwei bezügliche Notizen. Die erste ist vom 23. Sept. und lautet: „Ich 
kann heute Tethys nicht auffinden, während Dione, die sonst viel weniger hell 
glänzt, sehr leicht zu sehen ist." Am folgenden Tage schrieb ich: Es ist 
eigentümlich, dass Tethys in seiner nördlichen Conjunktion ganz nahe am 



20-32" 
17.42" 
16-20" 
1_ 

14-5 



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— 14 — 



Pol des Planeten so gut sichtbar ist, während ich den Planeten gestern, als 
er jenseits seiner südlichen Konjunktion war, kaum wahrnehmen konnte. Der 
siebente Satellit Hyperion, den Lassell und Bond im Jahre 1848 gleichzeitig 
auffanden, ist der schwächste von allen. Da ich sehr wenig Aussicht hatte, 
ihn am Genfer Aequatorial überhaupt zu sehen, und da ich genaue Örter 
desselben nicht kannte, so wollte ich meine Zeit überhaupt nicht mit Auf- 
suchen des Mondes verlieren. Japetus entfernt sich zu sehr vom Saturn, 
um ihn bei der angewandten Messuugsmethode überhaupt stetig verfolgen zu 
können." Was die übrigen Monde anbelangt, so hat sie Herr Meyer so 
häufig beobachtet, als die Witterungszustände gestatteten. Er hat ferner die 
Bewegung dieser Monde studiert und genäherte Bahnelemente derselben nach 
einer ihm eigentümlichen Methode abgeleitet. Endlich hat er aus seinen 
Satellitenbeobachtungen einen neuen Wert für die Masse des Saturn abge- 
leitet und findet dieselbe 3518 70 Mal kleiner als die Sonnenmasse. 



Zur physischen Beschaffenheit der Kometen. 

Das Erscheinen des grossen Kometen 1881 und die mehrmonatliche 
Sichtbarkeit desselben haben die Frage nach der Natur dieser Himmels- 
körper wieder in Anregung gebracht, und speciell über die Ursache des son- 
derbaren Aussehens der Kometen sind im Schosse der Pariser Akademie 
längere Diskussionen geführt worden. Nachdem nämlich Herr Flammarion 
kurz nach dem Erscheinen des Kometen Bedenken gegen die Materialität der 
Schweife erhoben, hat Herr Faye dieselben auf Grundlage seiner bekannten 
Theorie widerlegt und gezeigt, wie auch die an dem neuesten Kometen 
beobachteten Erscheinungen durch die Wirkung der von ihm angenommenen 
Repulsivkraft der Sonne erklärt werden. Gleichzeitig forderte er die Phy- 
siker auf, sich gleichfalls mit dieser Frage zu beschäftigen und von ihrem 
Standpunkte aus das Wesen dieser Repulsion zu diskutieren. 

Dieser Aufforderung kam Herr J. Jamin nach in einer Mitteilung, 
die keine neue Hypothese aufstellen, sondern die von Herrn Faye vorge- 
schlagene als unnötig und die einfachen Gravitationsgesetze eompliziereud 
bekämpfen sollte. Er ging dabei von der Ansicht aus, dass die Kometen 
zunächst unter dem gleichen Einflüsse der Sonne stehen wie die Erde, und 
besprach die Verhältnisse, wie sie auf der Erde durch die erwärmende Wir- 
kung der Sonnenstrahlen hergestellt werden. Ein in der Nähe des Aequa- 
tors gelegener, und zur Rotationsachse senkrechter Kreis der Erdoberfläche 
empfängt täglich das Wärmemaximum und wirkt infolge dessen als Aspi- 
rationsriug. Die Luft wird hier verdünnt, steigt in die Höhe, fliesst nach 
Norden oder nach Süden ab und erzeugt die als Passatwinde bekannten Luft- 
strömungen; diese kommen permanent aus den gemässigten Gegenden, bringen, 
sich allmählich erwärmend, eine sehr lebhafte Verdunstung mit, werden in- 
folge der Erdrotation leicht nach Westen abgelenkt und treffen sich auf dem 
Hinge, wo sie bis an die obere Grenze der Luft steigen; hier breiten sie 
sich aus, nehmen eine entgegengesetzt Richtung au und kehreil nach Norden 
rcsp. nach Süden als Gegeupassate zurück. 

Würde die Erde nicht rotieren und der Sonne stets dieselbe Seite zu- 
kehren, so wäre dieser Kreislauf der Luft noch immer vorhanden, aber unter 



— 15 — 



veränderten Bedingungen. Der Aspirationsring wäre auf einen Punkt redu- 
ziert, die Passate würden aus allen Gegenden hierher convergieren und diu 
Gegenpassate nach allen Richtungen auseinander gehen. Alle Punkte der 
Erde würden nach diesem Zentralpunkte kalte Luft schicken, die sich er- 
wärmen, in einem konischen Bündel sich gegen die Sonne erheben, sich aus- 
weiten und gegen die Ränder zurückbiegen müsste, wie der Kelch von 
becherartigen Blüten; in der Höhe würde dann dieser Kegel die Sonne 
fliehen und nach eiuer mehr oder weniger langen Bahn zu dem Ausgangs- 
punkte zurückkehren, die Oberfläche der Erde streifeud. Es ist klar, dass 
diese doppelte Bewegung um so energischer sein wird, je mehr die Erde sich 
der Sonne nähert, je höher die Atmosphäre und je grösser die Masse ver- 
dunsteten Wassers ist. 

Ähnliche Verhältnisse existieren nun auf den Kometen. Auf dem Wege 
ausserhalb des Sonnensystems verlieren sie alle Wärme, die sie besessen, der 
Schweif verschwindet, die Masse sammelt sich infolge der Attraktion zu 
einem sphärischen Nebel; in der Mitte, als Kern, liegen die festen Stotte, 
dann die flüssigen und hierauf die Gase, so dass eine ungeheure Atmo- 
sphäre den kleinen Kern umgibt. Beim Donatischen Kometen z. B. war 
dieser Kern 16*00 km und die Atmosphäre 20,000; der Komet von 1881 
hatte einen Hof von 2,000,000 km, und der Kern maass nur 680 km, wäh- 
rend bei der Erde umgekehrt die Atmosphäre nur gleichsam eine dünne 
Haut bildet. Es ist daher natürlich, dass auf dem Kometen unter dem 
Eiuflusse der Sonne die grandiosesten Bewegungen in der Atmosphäre ent- 
stehen, ganz unvergleichlich glossartigere, als sie die Erde darbietet. Da 
man noch keine Rotationsbewegung au deu Kometen beobachtet hat, darf 
man voraussetzen, dass sie sehr laugsam sei, wenn sie überhaupt vorhanden 
ist, und man kann annehmen, dass der Komet der Sonne stets dieselbe 
Fläche darbiete. In jeder Ebene, welche durch das Zentrum der Sonne und 
des Kerns geht, werden im Innern die Strömungen nach der Sonne hin- 
gehen, als wäre die Gravitation verstärkt, während sie aussen sich von der- 
selben entfernen werden, als wäre die Gravitation verringert, oder als herrsche 
eine von der Sonne ausgehende Abstossung; und diese (scheinbare) Abstossung 
kann, wie Herr Faye nachgewiesen, die Bildung der Schweife erklären. 

Gleichwohl hält Herr Jamin die hier entwickelte Theorie nicht für 
ausreichend zur Erklärung aller Erscheinungen, welche die Kometen dar- 
bieten; es muss noch zum grossen Teile die Elektrizität eingreifen. Gauz 
so wie auf der Erde in den obersten Luftschichten grosse Mengen von Elek- 
trizität vorkommen, entstanden durch die Luftbewegungen und durch die 
starke Verdunstung im Aspirationsringe, welche dann die verdünnte Luft 
zum Leuchten bringen teils als Zodiakallicht, teils als Polarlicht; so ent- 
stehen auch auf den Kometen aus derselben Veranlassung elektrische Wir- 
kungen, welche den Kopf zum Leuchten bringen und hier die Erscheinungen 
der Ausströmungen erzeugen, die sich folgen, wie die Schichten in der 
Geissler'scben Röhre, und welche mit den Gegenpassaten an das entgegen- 
gesetzte Ende fliehen, um hier den Schweif leuchtend zu machen, uud sich 
weit hin fortzusetzen wie die Lichtstrahlen in den Crookes'seben Apparaten. 

Der Umstand, dass in dem Nebel und in dem Schweife spektroskopisch 
kohlenstoffhaltige Substanzen nachgewiesen worden, diese Gase aber unmög- 
lich in Folge eines Verbrennungsprozesses leuchten können, da sowohl die 



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Entstehung wie die Unaufhörlichkeit der Verbrennung schwer zu begreifen 
ist, spricht gleichfalls für ein elektrisches Leuchten der Kometen neben der 
Reflexion des Sonnenlichtes. In Kürze fasst Herr Ja min seine Ansicht 
dahin zusammen, „dass die Sonne in den Atmosphären der Kometen Gas- 
strömungen veranlasse, ähnlich den Passaten und Antipassaten der Erde; 
dass diese Zirkulation nach der Sonne hin Ausströmungen erzeugt, welche 
vom Kopfe des Kometen ausgehen, und nach dem entgegengesetzten Ende 
die Stoffe führen, welche aussen liegen, was auf diese eine gleiche Wirkung 
ausübt, wie eine von der Sonne ausgehende Repulsivkraft, die keinen Exi- 
stenzgruud hat. Ich glaube ferner, dass diese Zirkulation begleitet ist von 
einer elektrischen Bewegung, welche die Gase leuchtend macht, sowohl nach 
dem Kopfe hin, wie nach dem Schweif, und welche sie für uns sichtbar 
macht, trotz ihrer geringen Dichte, und gerade wegen dieser Dünnheit. 1 ' 
(Compt. rend. T, XCIU, p. 325.) 

Diesen Betrachtungen hält Herr Faye folgenden Einwand entgegen: 
Wenn von einem Kometen C ein Molekül a in der Richtung gegen die 
Sonne S ausgesendet wird, so muss in dem Moment, wo die Bewegung 
gegen die Sonne aufhört und das Moldküi zurückzugehen beginnt, wenn 
keine Repulsivkraft der Sonne existirt, das Molekül nur Anziehungen von 
C und S ausgesetzt sein. Vernachlässigt man die letztere, so wird der Fall 
von a gegen C infolge der Anziehung des Kometen ihm eine solche Ge- 
schwindigkeit geben, dass das Molekül über C hinaus eine Exkursion von 
Ca' — Ca macht und dann nach C zurückpendelt. Berücksichtigt man aber 
noch die Anziehung der Sonne, dann wird Ca' viel kleiner sein als <Ja. 
Im günstigsten Falle werden daher die Ausstrahlungen der Kometen an der 
der Sonne abgewendeten Seite keine grössere Entfernung erreichen, als die 
zur Sonne hingerichtete Ausstrahlung; d. h. wenn keine besondere Repulsiv- 
kraft da ist, werden keine Schweife entstehen. 

Die spektroskopische Untersuchung hat au dem jetzigen Kometen, wie 
an den früheren, ein überall sichtbares, kontinuirliches Spektrum ergeben und 
eiu nur am Kopfe sichtbares, diskontinuirliches Spektrum. Das erstere rührt 
von dem von der Kometenmasse reflektirten Sonnenlichte her; das zweit«» 
beweist, dass in den dem Kerne benachbarten Gegenden ein Eigenlicht vor- 
handen ist, ein schwaches Glühen, das Herr Faye schon früher durch die 
entgegengesetzten, hier auftretenden Bewegungen erklärt hat Es ist bekannt, 
dass die Sternschnuppen lebhaft glühend werden, wenn sie, die alten Reste 
von Kometen, in unsere Atmosphäre dringen. In jedem Kometen passirt 
nun dasselbe mit dem Teile seiner eigenen Substanz, der gegen die Sonne 
hin ausgestrahlt, plötzlich umkehrt, um hinten den Schweif zu bilden. Diese 
Stoffe stossen gegen die zentralen Schichten des Kometennebels und erzeugen 
hier, abgesehen von der Intensität, dieselben Wirkungen wie unsere Stern- 
schnuppen; „es existieren hier zahllose kleine Sternschnuppen mit schwachem 
Glühen, weil die Geschwindigkeit, die sie besitzen, hier noch klein ist." Dass 
man im Spektrum dieses Eigeulichtes bisher nur den Kohlenstoff wahrge- 
nommen, könne daher rühren, dass die Kohlenstoftlinien bei sehr schwachem 
Lichte zuerst im Spektrum erscheinen, was sich experimentell würde ent- 
scheiden lassen. Ausserdem sei erwähnt, dass Herr H. Draper in seinen 
photographirten Kometenspektren auch andere Substanzen vermutet, ausser 
dem sicher nachgewiesenen Kohlenstoff. (Compt. rend. T. XCIII, p. 360.) 



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Eine andere Theorie hat Herr Th. Schwedoff in einem der Pariser 
Akademie überreichtem Werke entwickelt. Aus dem Umstände, dass die 
durch Reibung in unserer Atmosphäre erglühenden Sternschnuppen oft eine 
Höhe von mehreren hundert Kilometern erreichen, schliesst er, dass auch 
unsere Atmosphäre eine bedeutend grössere Höhe besitze, als man annahm. 
Wie nun hier, so muss auch in jedem Abstände einer Sternschnuppe ihr 
Glühend werden beweisen, dass dieser Körper ein materielles Medium durch- 
ziehe. Da weiter, wie erwiesen, die Kometen nur Sternschnuppen sind, und 
da sie bei ihrem Laufe durch das Sonnensystem stets glühend bleiben, 
schliesst Herr Schwedoff, dass der Himmelsraum nicht leer ist, sondern 
in allen möglichen Richtungen durchzogen wird von einer unendlichen Zahl 
toü Körperchen oder ponderabler Massen. Ein ponderables Teilchen, das 
um die Sonne kreist, kann, nach der Berechnung, keinen anderen Körper 
treffen, dessen Bahn gleichfalls kreisförmig ist; hingegen müssen die Teil- 
chen mit parabolischer Bahn mehr der Möglichkeit eines Zusammenstosses 
ausgesetzt sein. Wenn ein solcher Zusammenstoss erfolgt, dann entsteht ein 
Glühen, ein Verdampfen und eine sich als Welle fortpflanzende Störung, 
welche als Kometennebel erscheint Die Geschwindigkeit, mit welcher diese 
Welle sich fortpflanzt, folgt bestimmten, mathematisch entwickelten Gesetzen, 
und die aus denselben abgeleiteten Gleichungen rinden auf die Erscheinungen, 
welche der Donatische Komet dargeboten, hinreichend übereinstimmende 
Anwendung. (Compt. rend. T, XCIII, p. 373.) 



lieber ein neues Spektroskop mit gerader Durchsicht 

Herr Professor Dr. Zenger in Prag berichtet über eine von ihm er- 
dachte Konstruktion eines solchen Spektroskopes folgendes:*) 

Die Spektroskope namentlich für astronomische Untersuchungen erfordern 
nicht nur eine starke Dispersion, sondern auch eine bedeutende Lichtstärke. 
Dazu ist aber eine grössere Anzahl von Prismen erforderlich, welche wieder 
einen bedeutenden Lichtverlust durch Reflexion und Absorption des Lichtes 
bedingt 

Die grosse Bequemlichkeit der Spektroskope ä vision directe nach 
Ainici's und Jaussen's Koustruction bei ihrer Anwendung auf astrono- 
mische Aufgaben veranlassten mich den Versuch zu machen, durch weniger 
Prismen denselben Zweck vollkommener zu erreichen. 

Die besten Spektroskope von Browning in London, Hoff mann in 
Paris und Steinheil in München zur Beobachtung von Sternspektren uud 
Sonnenprotuberanzeu zeigen als wesentlichste Mängel Lichtschwäche in dem 
roten und violetten Teile des Spektrums in Folge der Absorption durch 
die angewandten Glassorten, so dass es schwer hält, die Linie A und H t gut 
zu sehen; ausserdem bringt die Vermehrung der Prismen auf fünf, wie in 
Janssen's Konstruktion, uud die asymmetrische Kombination von Prismen un- 
gleicher brechender Winkel eine namhafte Prismenaberration hervor, wodurch 
die Linien etwas Nebelhaftes und Unscharfes erhalten, das dem deutlichen 
Sehen ebenso hinderlich ist, als die sphärische Aberration von Linsen. 

*) Zcitschr. f. Inatrumontenkunde, Angmt 1881, p. 263. 

Sirio. 1882. Heft I. 3 



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Man hat diese Aberration durch Zurückwerfung des Lichtes nach dem 
Durchgang durch eine gewisse Zahl von Prismen, wie z. B. bei Browning's 
automatischem Spektroskop zu verbessern gesucht, dabei wird aber der Licht- 
verlust enorm vergrössert. 

Nur die vollkommenste Symmetrie im Gange der Lichtstrahlen vermag 
die prismatische Aberration zu heben; diese sowie das Streben nach mög- 
lichster Lichtstärke führten mich zu der folgenden ebenso einfachen als vor- 
teilhaften Konstruktion eines Spektroskopes ä vision directe, aus bloss zwei 
Prismen bestehend und wegen seiner Form von mir Dispersions-Paral- 
lelepiped genannt. 

Denken wir uns zwei ganz gleichgestaltete rechtwinklige Prismen, von 
grossem brechendem Winkel, so vereinigt, dass die brechenden Winkel eine 
entgegengesetzte Lage haben und in optischem Kontakte sich befinden. Man 
kittet sie also au ihrer Hypotenusenfläche mit Kanadabalsam zusammen. 
Ferner seien die brechenden Mittel beider Prismen so gewählt, dass die 
Brechungsexponenten für die D-Linie gleich gross, für die äussersten roten 
und violetten Strahlen aber möglichst verschieden seien, dann wird der durch 
das erste Prisma auf die Fläche senkrecht einfallende und ungebrochen hin- 
durchgehende Strahl auf die Hypotenusenfläche unter einem Inzidenzwinkel, 
welcher dem brechenden Winkel des Prismas gleich ist, auffallen und in 
Farbeu zerstreut werden, so dass für D keine Brechung, für A und H aber 
nach Massgabe der Brechuugsexponenten für rotes und violettes Licht eine 
Ablenkung von der Richtung des mittleren Strahles erfolgen wird. Nehmen 
wir nun an, dass das zweite Mittel die roten Strahlen schwächer, hingegen 
die violetten stärker bricht als das erste Mittel, so wird der Gang der 
Strahlen für rote und violette entgegengesetzt. 

Durch diese Einrichtung, fahrt Prof. Zenger fort, wird daher ermöglicht: 

1. die prismatische Aberration in den symmetrisch gestellten Prismen 
auf ein Minimum zu reduzieren; 

2. die möglichste Lichtstärke zu erzielen, da das Parallelepiped in der 
Länge kleiner ausfallt als fünf Janssenprismen und dennoch mehr 
zerstreut; der Verlust durch Absorption ist nahezu 30% geringer; 

•3. der Verlust durch Reflexion ist ebenfalls ein Minimum, da die mitt- 
leren Strahlen in senkrechter Richtung ein- und austreten, an der 
Hypothenusenfläche aber kein Lichtverlust durch Reflexion eintreten 
kann; 

4. können Einfallswinkel bis nahe zu 90° angewendet und es kann eine 
enorme Zerstreuung erlangt werden, die für ein einzelnes Parallelepiped 
namentlich bei Anwendung von Flüssigkeitsprimen auf 28° steigen kann. 
Ein nur (50° Winkel besitzendes derartiges Spektroskop, aus Quarz uud 
einer Flüssigkeit zusammengesetzt, die wasserhell und sehr stark lichtzer- 
streuend ist, und zugleich die äussersten roten und violetten Strahlen nicht 
absorbirt, zeigt 7,5° Ablenkung, während eiu Janssen -Spektroskop zu fünf 
Prismen bloss 6,5° und ein Schwefelkohlenstoffprisma von 60° eine Ab- 
lenkung von 8,5° giebt, dabei aber rot und violett sehr stark affiziert 

Nachdem noch Herr Professor Zenger den Gaug der Strahlen der Rech- 
nung unterworfen hat, bemerkt er schliesslich: Die Versuche mit einem 
Oownglasprisina von (50° kombinirt mit obigen Flüssigkeiten ergab glänzende 
Resultate. Die Linien im Spektrum der Sonne erschienen von einer Schärfe 



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und so frei von Verzerrung, dass man ohne Linse und Teleskop bloss mit 
freiem Auge die D- Linien deutlich getrennt erblickte und über A und H % 
hinaus sehen konnte bei voller Schärfe. Bei Sonnenuntergang ist D bis 
fünffach gesehen worden, ebenso die Linien hinter A im roten Teile und 
breite Absorptionsbanden im äussersten violetten Teile. Die Spektra der 
Lithiumflamme zeigen mit höchster Deutlichkeit alle vier Lithiumlinien, die 
Natriumlinien scharf getrennt und die roten Kalium- und Rubidiumlinien 
gleichfalls sehr deutlich. 

Es dürfte einleuchten, welchen grossen Einfluss auf das Sehen die 
Korrektheit und enorme Lichtstärke des Dispersionsparallelepipeds üben muss, 
und dass dieses neue Spektroskop der Astrophysik und photographischen Auf- 
nahme der Spektra wesentliche Dienste zu leisten geeignet ist. Es wäre zu 
wünschen, daas Fabriken optischen Glases diesem Gegenstande ihre Auf- 
merksamkeit schenken möchten, um Glassorten zu erzeugen, die den ent- 
wickelten Bedingungen möglichst entsprechen. 

„Aus Obigem gebt hervor, dass bei grossen Winkeln von 75° bis 84° 
die roten oder violetten Strahlen durch Totalreflexion entfernt werden können, 
und dass dann ein Parallelepiped wie ein rotes oder violettes Glas sich 
verhält, so dass die Sonnenprotuberanzen in ihrem eigentümlichen Lichte 
durch totale Reflexion sehr scharf und deutlich gesehen werden können. 
Ebenso kann ein Quarzprisma so hergerichtet werden, dass es zwei über- 
einander liegende Spektra giebt von grosser Ausdehnung und Schärfe, und 
durch Mikrometervorrichtung können die Distanzen derselben Linien, z. B. 
der Z)-Linien gemessen und ihre Verschiebung sehr genau beobachtet werden. 

Ein solches Dispersionsparallelepiped nenne ich ein Differential- 
spektroskop, weil dasselbe die geringste Verschiebung der Linien anzeigt 44 

So lange es indess erforderlich ist, Quarz oder Glasprismen mit Flüssig- 
keiten zu benützen und so lange es keine Glassorten giebt, welche den ge- 
rechneten Brechungsbedingungen entsprechen, hat die Zenger'sche Erfindung 
übrigens schwerlich einen praktischen Wert. 



Vermischte Nachrichten. 

Zur Mondtopographie. Herr Pastor Kiuau schreibt uns aus Suhl: „Die 
Flecken auf dem Südwall des Kopernikus habe ich sofort gefunden und vor, 
in und nach dem Vollmond deutlich erkannt — nur dass die westlichen sich 
mir mehr als ein verwaschener Fleck darstellten, was wohl an der nicht 
völlig günstigen Luft lag, die die Beobachtung beeinträchtigte. Sie sind 
übrigens lebhaft genug, dass Mädler, der so viel Fleiss auf Bestimmung 
der Lichtstärke der Mondgebilde gewandt hat, sie kaum hätte übersehen 
können. Wer wie ich sich mit Beobachtung des Vollmonds so wenig befasst 
hat, sieht ja leicht darüber hin. Die Erklärung des Auftretens solcher 
Flecke, falls sie wirklich neu sind, ist wohl ganz unmöglich. Zu mehr als 
Hypothesen könnte mau es kaum bringen. Wären sie aber früher vorhanden 
gewesen und nur übersehen, so scheint mir die Annahme möglich, dass 
Oberfläcbentheile von besonders tiefer Färbung, wie sie in der Mondmitte 

3* 



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im Schröter etc. vorkommen, in die Höhe gehoben sind und nun auf dem 
lichten Gebirgsrande um so dunkler hervortreten. In unserer Nähe bricht 
schwarzer Basalt aus hellem Sandgebirge. Hätten da nicht Verwitterung 
und Vegetation die Kontraste gemildert, so würde man vom Monde aus wohl 
ein ähnliches Bild haben. An einer andern Stelle des Gebirges sind Stein- 
kohlen bei der Hebung des Porphyrs mit emporgehoben und auf der Ober- 
fläche liegen geblieben. Ein solches Nest würde ja ähnlich aussehen. 

Noch mehr würde ich es unbegreiflich finden, dass Mädler die so gut 
begrenzte und deutlich ausgesprochene eigentümlich grünlich-bläuliche Fär- 
bung östlich von Aristarch nicht bemerkt haben sollte, wenn sie so deutlich 
vorhanden war, wie eben jetzt Sie ist meines Erachtens deutlicher, als im 
M. Humorum und M. Crisium und hebt sich besser als dort von der grauen 
Umgebung ab. Die Vergleichung anderer Lichtpunkte mit Aristarch hat 
zudem den Blick oft genug in diese Gegend geführt 

Sollte das Leuchten vieler Krater wohl, wie es oft aufgefasst wird, in 
der Hohlspiegelart derselben liegen können? Das müsste doch ein merk- 
würdiger Hohlspiegel sein, der einen Fokus von 50,000 Meilen hat, also 
einen Radius von 100,000? Wo nicht, so würde solcher Spiegel dunkler 
erscheinen als ein rauher formloser Körper. 

In einer spätem Zuschrift bemerkt Herr Pastor Kinau bezüglich der 
schwarzen Flecke beim Kopernikus: „Wie, wenn diese schwarzen Flecke 
spiegelnde Flächen wären, deren Neigung aber der Art, dass das reflektierte 
Sonnenlicht, besonders bei hohem Sonnenstande, in einer die Erde nicht be- 
rührende Richtung geworfen würde?" 

Ueber die Neigung des Zodiakalliohtes. Von 1867 bis zum Sommer 
1877 hat Herr F. W. Backhouse Beobachtungen über die Lage der Zentral- 
linie, oder Axe des Zodiakallichtes angestellt, die er einer Prüfung unter- 
zogen, um die Neigung des Zodiakallichtes aus denselben zu ermitteln. Zu- 
sammen sind es 418 Beobachtungen verschiedener Punkte der Mittellinie, 
von denen 360 V* eine nördliche Breite von durchschnittlich -f- 2,82° er- 
geben, 33 Vi die Breite 0° und 24 eine südliche Breite, im Mittel — 0,94°. 
Das Mittel von allen ist + 1,95°, und die mittlere Abweichung von der 
Ekliptik ist +2,06°. 

Die Beobachtungen sind nach ihren Abständen von der Sonne und nach 
der Sonnen-Nähe geordnet worden. Wäre nun das Zodiakallicht ein Sonnen- 
Anhang von linsenförmiger Gestalt, der von der Sonne an blasser wird, würde 
der Gegenschein kein physikalisches Phänomen sein, so müsste bei dieser 
Hypothese die Tabelle eine viel grössere Regelmässigkeit zeigen, als dies in 
Wirklichkeit der Fall ist. Da aber das Zodiakallicht so unbestimmt ist, 
müssen die Beobachtungen der Achse so unsicher sein, dass die Beobachtungs- 
fehler sehr gross sind, und eine korrekte Vorstellung von der Neigung zu 
erlangen, wird naturgemäss sehr schwierig sein. 

Herr Backhouse hat nun nach verschiedenen Methoden die Länge des 
aufsteigenden Knotens bestimmt und als allgemeines Mittel aller Bestim- 
mungen diese Länge =35° gefunden. Schwieriger ist die Neiguug zu be- 
stimmen. Theoretisch würde man sie sehr einfach rinden aus den Beobach- 
tungen des Zodiakallichtes zur Zeit, wenn die Läuge der Sonne 35° oder 
215° ist; aber diese sind so uu regelmässig, dass es unmöglich ist, sie genau 



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festzustellen. Am besten wird diesen Beobachtungen genfigt durch die 
Neigung == 1,7°; aber hierbei muss man einen konstanten Fehler bei allen 
Beobachtungen bis zu -f- 1,3° annehmen. Ohne eine solche Annahme wird 
die Neigung 2,9°, aber dann ist der wahrscheinliche Fehler der Beobach- 
tungen noch viel grösser. Offenbar hat jedes dieser Resultate noch wenig 
Gewicht, da der wahrscheinliche Fehler bei beiden sehr gross ist 

„Wenn das Zodiakallicht ein Sonnen- Anhang ist, wird es uns nicht 
überraschen, seine Axe in der Ebene des Sonnenäquators zu finden; aber es 
ist ganz klar, dass dies nicht der Fall ist. Wir hätten keinen Grund zu 
erwarten, dass sie in der Ebene der Ekliptik eher liege, als in der irgend 
einer anderen Planetenbahn: es würde wahrscheinlicher sein, dass sie in der 
Ebene der mittleren Lage der Bahnen aller Planeten liegt Aber ich habe 
uoch nicht berechnet, welches diese Ebene ist" (Monthly Notices of the 
Royal Astronomical Society Vol. XLI, p. 333.) 

Das Astro-Chromoskop. B. J. Hopkins beschreibt in Nr. 863 d. Engl. 
Mechanic unter vorstehendem Namen einen Apparat, der dazu dienen soll, die 
Farben der Sterne genauer zu bestimmen als dies bisher möglich ist Manche 
Beobachter, voran Smyth, haben sich bemfiht diese Färbungen dadurch fest- 
zustellen, dass sie die Sterne mit einer Tafel vergleichen, auf welcher ver- 
schiedenfarbige Kreise gemalt sind. Bedenkt man, dass diese Farbentafel 
durch eine Handlaterne beleuchtet werden muss, so springt das Unzureichende, 
ja Lächerliche des ganzen Verfahrens ins Auge; nicht besser ist das Vor- 
geben, nicht allein den Farbenton sondern daneben auch noch die Reinheit 
und Tiefe der Farbe bestimmen zu wollen, es beweist nur Mangel an Er- 
fahrung auf dem Gebiete der Farbenschätzung von Fixsternen. Der Apparat 
von Hopkins soll den Schätzungen eine festere Unterlage bieten. Er besteht 
aus einem Kasten, in welchem ein Platindraht glüht, das als Lichtquelle 
dient. Das Licht geht durch eine Oeffnung, die mit einem farbigen Glase 
versehen ist und dann durch ein kleines Loch, wodurch ein farbiger Stern- 
ponkt entsteht, der von einem gegenüberstehenden Prisma in das Fernrohr 
geworfen wird. Von hier reflektiert ein zweites Prisma, im Brennpunkte des 
Okulars, das Bild des künstlichen Sterns in's Auge des Beobachters. Richtet 
man nun das Teleskop auf einen wirklichen Stern, so steht dieser mit dem 
künstlichen nahe zusammen in gleichem Gesichtsfelde. Es kommt nun darauf 
an, dem künstlichen Sterne alle erforderlichen Färbungen ertheilen zu können, 
und dies führt Hopkius dadurch aus, dass er die Scheibe, welche das Licht 
des Platindrahts zuerst durchlässt, kreisförmig macht und gegen den Rand 
hin 14 verschiedene Farbenausschnitte anbringt. Durch Drehung eines 
Griffes kann man jeden dieser Ausschnitte vor die Oeffnung bringen. Dieser 
Teil des Instruments, nämlich die Farben der Gläser, erfordert die grösste 
Sorgfalt bei der Anfertigung, und Hopkins meint, man müsse die einzelnen 
Farben mit vorher besonders ausgewählten Teilen des Sonuenspektrums ver- 
gleichen und danach bestimmen und abstufen. Dies halte ich indess für 
völlig überflüssig, es genügt, eine hinreichende Menge von Farbenüber- 
gängen zwischen rot und gelb zu besitzen. Denn auf absolute Bestimmungen 
kann es hier ohuedies zunächst nicht ankommen. Kl. 

Die Sternschnuppen des August 1881. Während die Sternschnuppen 
des 12. und 13. November eine ganz entschiedene Periodizität in dem Er- 



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— 22 — 

• 

seheinen ihres Maximums bei ihrer Wiederkehr im Jahre 1866 hatten er- 
kennen lassen und die in dieser Hinsicht schon von Olbers aufgestellte 
Vermutung bestätigten, war für das Phänomen, das sich in den Nächten 
des 9., 10. und 11. August regelmässig einstellt, eine derartige Epoche noch 
nicht nachgewiesen. Die lange Reihe täglicher Beobachtungen des Herrn 
Chapelas hatte nun diesem Beobachter bereits im Jahre 1848 eine auf- 
fallende Thatsache ergeben, dass nämlich die mittlere stündliche Anzahl, 
auf Mitternacht reduziert, damals auf 118,3 Sternschnuppen gestiegen war. 
Seit jener Zeit wurde das Phänomen immer schwächer bis gegen 1864, um 
dann eine aufsteigende Bewegung bis 1879 anzunehmen. Am 10. August des 
letzteren Jahres hat nämlich Herr Chapelas eine mittlere stündliche Au- 
zahl von 123 Sternschnuppen festgestellt. 

Die Zeichnung einer Kurve, welche den jährlichen Gang der Erscheinung 
seit 1835 darstellte, bot bereits zwei extreme Punkte 1848 und 1879, welche 
graphisch die Periode andeuteten, die man diesem Maximum zuschreiben 
müsse, nämlich eine von 31 oder 32 Jahren, vorausgesetzt, dass die weiteren 
Beobachtungen ein Sinken der Kurve, d. h. eine Abnahme der Stundenzahl 
ergeben würde. Die Beobachtung im Jahre 1880 hat nun in der That eine 
Abnahme auf 69,3 Sternschnuppen als mittlere stündliche Zahl ergeben. 
Die Beobachtung in diesem Jahre, obwohl unter erschwerenden Umständen 
wegen der Beschaffenheit der Atmosphäre und der Gegenwart des Mond- 
lichtes ausgeführt, hat als mittlere stündliche Zahl 32,2 ergeben, d. h. gegen 
1880 eine weitere Abnahme. Setzt man die Zeichnung der Kurve fort, so 
hat man also seit 1879 ein ganz entschiedenes Sinken, und die oben an- 
gegebene Periode wäre wirklich vorhanden und sicher festgestellt. 

Herr Chapelas fügt noch die Bemerkung hinzu, dass die Beobachtung 
in diesem Jahre nichts besonderes gezeigt; das Aussehen der Erscheinung 
war ein gauz gewöhnliches. (Compt rend. T. XCIII, p. 353. d. Naturf.) 

Lieber eine für die ganze Erde gültige Normalzeit und einen von allen 
Nationen anzunehmenden ersten Meridian.*) In den Vereinigten Staaten und 
den englischen Besitzungen in Nordamerika ist seit dem in den letzten De- 
zennien riesenhaft angewachsenen Eisenbahn- und Telegraphen-Verkehr inner- 
halb dieses grossen Länderkomplexes das Bedürfnis für ein allgemein gültiges 
System der Zeitangabe sehr lebhaft empfuuden worden. Infolge dessen sind 
im Laufe dieses Jahres zwei Schriften erschienen, welche einige die Lösung 
dieser Frage betreffende, nicht nur für Amerika, sondern für die ganze Erde 
gültige Vorschläge enthalten, nämlich von Cleveland Abbe: „Report on 
Standard timc to the American Metrological Society" und von Sandford 
Fleming: „Papers on the thnc-reckoning and the sclection of an Prime 
Meridian to be common to all nations." 

Der Direktor der Sternwarte zu Pulkowa, Mitglied der Akademie der 
Wissenschaften zu St. Petersburg, Hr. Otto Struve, hat im Auftrage dieser 
Akademie in der Sitzung derselben vom 30. September 1880 über diese 
beiden Schriften und die in ihnen niedergelegten Vorschläge einen Bericht 
abgestattet, welchem wir unter Hinzufügung einiger anderen hierauf bezüg- 
lichen Notizen Nachsteheudes entnehmen. 



*) Aus den Verhandinngen der Gesellschaft fürErdkundo zu Berlin, 1881. Nr. (in. 7. 



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- 23 — 



„Der Bericht des Herrn Clevelaud Abbe betrachtet das Problem 
hauptsächlich von lokalem Gesichtspunkte aus. Nur eine einzige Resolution 
ist in der Abhandlung von CL Abbe von einer mehr weittragenden Bedeu- 
tung, nämlich die, der Regierung und dem Publikum zu empfehlen, inner- 
halb der Vereinigten Staaten die Zeit ausschliesslich auf den, 6 Stunden 
oder 90° westlich von Greenwich gelegenen Meridian zu beziehen. Die 
Meteorologische Gesellschaft nimmt dabei das Prinzip an, dass es wünschens- 
wert sei, dass in Zukunft für die ganze Erde eine gleichförmige mittlere 
Zeit eingeführt werde, und spricht sich bei dieser Gelegenheit zu Gunsten 
des Meridians von 180° von Greenwich als des Ersten Meridian aus. 

Die Abhandlung des Herrn Sandford Fleming ist von eiuem all- 
gemeineren Charakter und seine hierauf bezüglichen Vorschläge werden 
durch die Zustimmung des „Kanadischen Institutes" zu Toronto (welches 
diese Schrift Fleming's durch Vermittelung der englischen Regierung 
weiter verbreitet hat) unterstützt Fleming schlägt direkt die Aunahme 
des Meridians 180° von Greenwich als Ersten Meridian für die ganze 
Erde vor und die allgemeine Einführung der auf diesen Meridian gerech- 
neten Zeit für wissenschaftliche Zwecke und selbst für manche Zwecke des 
bürgerlichen Lebens. Diese Zeit könnte man als die kosmopolitische 
Zeit bezeichnen, zum Unterschied von der lokalen Zeit. Fleming stellt 
nun in seiner Abhandluug verschiedene Argumente zu Gunsten der allge- 
meinen Einführung dieser kosmopolitischen Zeit auf, und zwar meist in' der 
Form von mehr allgemein ausgedrückten Ideen, welche die Aufmerksamkeit 
auf die wichtige Frage lenken und als Ausgangspunkt bei weitereu Diskus- 
sionen dienen könnten. Er wünscht zunächst von kompetenten Fachmännern 
aller Länder bestimmte Antwort auf folgende zwei Fragen zu erhalten: 

1. Erscheint der Nullpunkt der Zeit, d. h. der in seiuer Abhandlung 
vorgeschlagene Erste Meridian, geeignet und so beschaßen, um von allen 
zivilisierten Nationen als solcher angenommen zu werden? 

2. Wenn dieser vorgeschlagene Erste Meridian ernsten Einwänden be- 
gegnen sollte, welcher andere Meridian wäre hierfür mehr geeignet und 
hätte mehr Chancen, von der ganzen Welt angenommen zu werden? 

Besondere Unistände haben es Herrn Otto Struve erleichtert, die erste 
dieser Fragen zu beantworten, indem er schon am 4. Februar 1870 vor der 
Geographischen Gesellschaft in St. Petersburg die Frage des Ersten Meri- 
dians eingehend diskutiert hat,*) und zwar ausschliesslich vom geographischen 
Gesichtspunkte aus, indem er speziell die Interessen der Kartographie und 
der Schifffahrt ins Auge fasste. Die einfachste Lösung schien ihm die zu 
sein, als Ersten Meridian den von Greenwich anzunehmen. 

Den diesem hiermit gegebenen Vorzug stützte Struve einerseits auf 
das historische Recht des Observatoriums zu Greenwich, welches dasselbe 
durch die hervorragenden Dienste im Verlauf von zwei Jahrhunderten für 
die mathematische Geographie und die Schifffahrt sich erworben habe, und 
andererseits auf die Erwägung, dass der grösste Theil der gegenwärtig in 
Gebrauch befindlichen Karten, vorzugsweise der Seekarten, nach diesem Meri- 



*) Dieser Vortrag ist u. A. auch in dem „Bulletin de la Societe de Geographie de 
Paris" 0. ser t. IX, 1875, S. 40-04 erschienen. 



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- 24 — 



dian von Greenwich entworfen sind, und dass ungefähr 90 pCt der Seefahrer 
ihre Längen auf diesen Meridian beziehen. 

Gegen die allgemeine Einführung des Meridians von Greenwich als 
Ersten Meridian spricht aber nach- 0. Struve freilich der Umstand, dass 
er drei Länder Europa's, Grossbritannien, Frankreich und Spanien und den 
Kontinent von Afrika durchschneidet und dass somit in verschiedenen Tei- 
leu von Europa und Afrika die Längen verschiedene Bezeichnungen (östlich 
oder westlich von Greenwich) oder Vorzeichen (-f oder — ) haben wurden. 
Der von Sandford Fleming vorgeschlagene Erste Meridian, 180° von 
dem von Greenwich, hat nun nach dem jetzigen Gutachten von 0. Struve 
vor allen Meridianen folgende Vorzüge: 

„1. Er durchschneidet keinen Kontinent, ausgenommen das östliche 
Ende von Nord-Asien, welches nur von wenigen und unzivilisierten Völker- 
schaften, den Tschuktschen, bewohnt ist. — 

2. Er fällt genau mit demjenigen Meridian zusammen, auf welchem 
der Seefahrer gewohnheitsgemäss das Datum um einen Tag ändern muss.*) 
Der Anfang eines Tages-Datums würde sonach mit dem eines kosmopolitischen 
Tages zusammenfallen. — 

3. Er ändert nichts in den Gewohnheiten der grossen Mehrheit der 
Seefahrer und Kartographen, mit Ausnahme der Addition von 12 Stunden 
oder 180° zu allen Längen. — 

4. Er bringt keine Aenderung in der Berechnung der bei weitem ge- 
bräuchlichsten Ephemeriden für die Seefahrer, nämlich des englischen 
„Nautical Almanac" mit sich, ausser der einfachen Umwandlung von Mittag 
in Mitternacht und vice versa. — 

5. Die grossen Unterschiede zwischen den Angaben der kosmopolitischen 
u ud der lokalen Zeit, welche für die Bewohner fast aller zivilisierten Länder 
bei Annahme dieses Ersten Meridians stattfinden würden, dürften alle Miss- 
verständnisse und Unsicherheiten beseitigen, mag es sich in einem gegebenen 
Falle um kosmopolitische oder um lokale Zeit handeln." 

Aus diesen Gründen empfiehlt Herr Otto Struve der Akademie der 
Wissenschaften zu St. Petersburg, sich für die allgemeine Annahme des 
Meridians 180° von Greenwich als Ersten Meridian erklären zu wollen. 

Hiermit würde auch die Beantwortung der zweiten von Fleming ge- 
stellten Fragen erledigt sein. 

Hinsichtlich der von Herrn Fleming in allgemeinerer Form gestellten 
Fragen, als Ausgangspunkt für weitere Diskussionen über die Einführung 
einer für alle Länder der Erde gemeinsamen Zeitrechnung bemerkt der 
Pulkowa'er Astronom, dass diese für jetzt noch in den verschiedenen Ge- 



*) Auf einem Schiffe, welches von Osten (Amerika) her nach Westen (Asien oder 
Australien) segelt und seine Zeit nach der mittleren Zeit von Greenwich rechnet, zählt 
man auf dem Meridian 180" vun Greenwich, wenn z. B. am 27. Juli Greenwich Mitter- 
nacht hat und dort das Datum des 28. Juli beginnt, erst Mittag am 27. Juli und muss, 
um mit dem Datum von Greenwich Ubereinzustimmen, sein Datum vom 27. zum 28. Juli, 
also um einen Tag vorrücken. Ein anderes Schiff, welches von Westen (Asien oder 
Australien) nach Osten (Amerika) segelt und ebenfalls die Zeit von Greenwich ab rechnet, 
zählt, wenn Greenwich am 27. Juli erst Mittag hat, auf dem Meridian, 180" von Green- 
wich schon Mitternacht zum 28. Juli und muss, um wiederum mit dem Datum in Green- 
wich in Uebereinstimmung zu kommen, sein Datum um einen Tag zurflekrücken , also 
dasselbe Datum zweimal zählen. 



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- 25 - 



wohnheiten und Interessen der verschiedenen Länder auf unüberwindliche 
Hindernisse stossen dürfte. Das schwierigste derselben besteht darin, dass 
man noch kein Mittel gefunden hat, für die verschiedenen Teile der Welt 
die kosmopolitische Zeit in eine gewisse Abhängigkeit von dem Auf- und 
Cntergange der Sonne zu bringen, welche Erscheinungen bekanntlich die 
gewöhnlichen Beschäftigungen des bürgerlichen Lebens regeln. 

Fasst man diese Frage aber in rein wissenschaftlichem Sinne auf, so 
ergiebt sich, dass für einige, aber nicht alle Zweige der Wissenschaft, so 
z. B. für Meteorologie und Astronomie und zum Teil auch für die Physik 
der Erde und allgemein für alle Fragen, die mit einer genauen Bestimmung 
der Zeit verbunden sind, die allgemeine Annahme derselben Zeit von sehr 
grossem Vorteil sein und auch ohne grosse Schwierigkeit sich verwirklichen 
könnte. Sie würde überdies viel Zeit ersparen und eine grosse Anzahl von 
Mi3sverständnisseu beseitigen. 

Nach Struve's Ansicht müsse man zunächst untersuchen, in welcher 
Beziehung die Einführung der kosmopolitischen Zeit für die Wissenschaft 
opportuu sei und für welche wissenschaftliche Probleme die Auwendung der 
lokalen Zeit mit ihren Beziehungen zum Auf- und Tutergang der Sonne 
angezeigt hat — 

Die allgemeine Annahme eines anderen Vorschlages von Fleming dürfte 
uach 0. Struve auf weniger Hindernisse stossen und zu empfehlen sein, 
Dämlich, dass die von Alters her bei uns eingeführte Eintheiluug des Tages 
in zwei Hälften von je 12 Stunden zu beseitigen und an ihre Stelle die 
einfache Eintheilung in 24 Stunden zu setzen sei, so zwar, dass neben dein 
kosmopolitischen Normaldatum und einer ebensolchen Normalzeit die Orts- 
zeit, aber in der Form von je 24, um eine Stunde verschiedenen Hauptorls- 
zeiten, von denen sich die übrigen Ortszeiten herleiten lassen, fortbestehen 
bleiben. 

Prof. W.Förster hat diesen Vorschlag des Kauadischen Institutes gleich- 
falls in Erwägung gezogen und spricht sich dabei gegen die Einführung der 
24 Hauptortszeiten für das bürgerliche Leben in den nationalen Verkehrs- 
anstalten aus. Dagegen akzeptirt er „die Einführung einer allgemeinen 
nicht nationalen Normalzeit in Verbindung mit einem Normaldatum für alle 
Präzisions-Zeitangaben". Die noch festzusetzende, in der erwähuten Kana- 
dischen Denkschrift als die „kosmopolitische 4 ' bezeichnete Datirung und 
Zeitangabe müsste, nach Prof. Förster' s Meinung, „hinfort die gemeinsame 
Grundlage aller von der Ortsverschiedeuheit befreiten allgemein gültigen 
nnd unzweideutigen Zeitangaben sein." Er rindet gleichfalls für die An- 
fangsepoche des Normaldatums den genau 12 Stunden oder 180° von (iieeu- 
wich entfernten (also eigentlich mit dem Meridian von Greenwieh identischen) 
Meridian als den hierzu bestgeeigneteu. G. v. B. 

Papierkuppel. Eine Papierkuppel, 30 Fuss im Durchmesser und zwei 
Tonnen schwer, wird jetzt für die neue Sternwarte zu West Point errichtet. 
Sie wird nur ein Zehntel so viel wiegen, als eine kupferne Kuppel von 
gleicher Grösse. 

lieber die Sichtbarkeit der Cassinischen Trennung des Saturnringes schreibt 
uns Hr. Wolf aus Heidelberg: „Im Ausehluss an Ihre Aufforderung im 

Siriu« 1S82. lieft 1. 4 



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- 26 - 

11. Heft des Sirius 1881 (Seite 258) erlaube ich mir Ihnen einiges über 
3 von mir gebrauchte Tuben mitzuteilen. 

Zuerst will ich bemerken, dass in meinem kleinen 12'" Pariser Fern- 
rohr ich Saturnring und Jupiterstreifen gut wahrnehme, und dass ich schon 
einigemale den Begleiter a Ursae minoris erkennen konnte. (Vergr. circa 30.) 

Mit dem 30'" Instrument von Reinfelder & Hertel sehe ich deutlich 
den Saturnring sich abheben vor der Scheibe, doch ist die Cassinische 
Trennung bis jetzt nicht wahrzunehmen gewesen. — (Vergrößerung 60 u. 90.) 

Mit dem 42'" Tubus (von Reinfelder & Hertel) sah ich am 5. Nov. 
die Trennung der Ringe, konnte sie aber nicht ganz vor der Scheibe herum 
bemerken, doch war die dunkle Schattirung deutlich überall zu erkennen. 
Dort, wo der Ring hinter die Scheibe tritt, sehe ich (ein oder) zwei graue 
Streifen, deren (untere Seite oder) unterster Ring etwas gezackt erscheint 
Die Helligkeit des Ringes ist grösser als die der Scheibe. Der Crabring 
konnte blos durch die dunklere Schattirung erkannt werden. (Vergr. 108.) 

Mit dem 421inigen Tubus sah ich gut die Zacken der rothen Wolke 
Jupiters, bei ihrem Mittelscheibenstand am 4. um 9 h 10 m . a Ursae minoris 
konnte ich bei Vollmond und 36facher Vergrösserung mehreren Freunden 
. zeigen, die trotz ungeübten Auges sogleich den kleinen Begleiter erkannten. 

Mit demselben Fernrohr habe ich schon öfters Ihren Hyginus N beob- 
achtet, und auch bei weniger guten athm. Verhältnissen stets gefunden. 
Doch ist mir dasselbe mit dem 30'" Tubus bis jetzt nicht gelungen." 

Von den Herren Verfassern eingesandte Werke: 

0. Stone, On the Ratio between Sector and Triangle in the Orbit of 
a Celestial Bodi. 

Brun, Protuberanspectroscop mit excentrischer , bogenförmiger Spalt- 
vorrichtung. 

Groneman, Recherches sur la Nature de la lumiere Zodiacale. 
Wilh. Meyer, la comete b de 1881. 

W. Meyer, Recherches sur Saturne ses anneaux et ses satellites. 
E. Weiss, Annalen der K.K. Sterwarte in Wien. Dritte Folge. 29. Band. 
Jahrgang 1879. 



Der grosse Refraktor der Patent- und Musterschutz-Ausstellung 

aus der Werkstätte des Herrn Dr. Schröder in Oberursel, 

lOzöllig, mit allem Zubehör zu verkaufen. Jm NamcQ deg Coraites 

Frankfurt a. M. Z>r. Heinrich RötuUer. 

Ein Fernrohr 

5 Fuss lang, mit 97 Millimeter freier Ooffnung, einem Sucher, 1 torrestr. Okular von 
40fachcr Vergrösserung und 5 astron. Okularen von 40 bis 200facher Vergrösserung, 
azimuthal montirt mit Schrauben und Gradbogen, dazu ein eichenes, gut gearbeites, 
verstellbares Stativ ist für 650 Mark zu verkaufen. 

Franco-Briefe befördert die Verlagshandlung K. Scholtze in Leipzig. 

Alle für die Redaktion des „Sirius" bestimmten Zuschriften etc. sind an Hrn. Pr. 
Herrn. J. Klein in Köln a, Rh. zu richten, wahrend Abonnements jede Buchhandlung, sowie 
die Verlagshandlung von Karl Scholtze in Leipzig, Emilicnstrasse 10, entgegen nimmt. 



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— 27 — 



Stellung der Jupitermonde im Mflt 
Phasen der V 


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eriinsterungen. 


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— 28 - 



Planetenstellung im Marz 1882, 



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Mondphasen. 


März. 


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Mond in Erdferne. 


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Vollmond. 


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Mond in Erdnähe. 


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Erstes Viertel. 


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Mond in Erdferne. 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1882 



Monat 


Stern 


Grösse 


Eintritt 


Austritt 








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März. 2. 


u> gr. Löwe 


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11 34-1 


12 50 5 


„ 29. 


x Krebs 


5.5 


6 325 


7 25 1 



1. 



Verfinsterungen der Jupitermonde 1882. 

(Antritt an« dem Schatten.) 

Mond. 



März 



7. 19 h 52 m 287' 
30. 20 8 78 

Mittlere Schiefo der Ekliptik 
Scheinbare „ „ „ 
Halbmesser der Sonne 
Parallaxe 



2. Mond. 
März. 1. 20 b 48 m 13 2' 



März. 



n 
»• 



1. 23° 
„ 23" 



27' 
27' 
16' 



16-52" 
1297" 

9.5" 
8-93" 



Planetenkonstellationen. März 4. 23b Uranus in Konjunktion mit dem Monde. 
März 6. 17° Uranus in Opposition mit der Sonne. März 14. 13b Merkur im nieder- 
steigenden Knoten. März 17. 6 b Merkur mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
März 19. 17b Venus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. März 20. 6 U Sonne 
tritt in das Zeichen des Widders. Frühlingsanfang. März 20. 22*' Merkurin grösstcr 
westlicher Elongation, 27° 46'. März 21. 23»> Saturn mit dein Monde in Konj. in 
Rektaszension. März 22. 6° Neptun mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. März 
24. 7* Merkur im Aphel. März 26. 11» Mars mit dem Monde in Konj. in Rekta- 
szension. März 30. 21" Mars in grösster nördl. heliozentrischer Breite. 

(Alle Zeitangaben nacb minierer Berliner Zeit.) 



J>ru«k »on Beck A Hrbirmer in F.oipzig. 



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Ltth.v. H Springer, Letpz^ 



lius Schmidt . 

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Inhalt des XIII. Bandes: 



Di« rothe Wölk« auf dem rUnet«n Jupiter. 8. 1. — Di« Durchmesser der Planeten Venu» and Men. 
S. 8. 28. — Der Meteorit von Estherrille. (Jowa.) 8. 14. — Saturn und nein Ring im gegenwärtigen Jahre. 
S. 10. — Entdeckung «ad Beobachtung eines nenen Gaa-Kebela. 8. 25. — Beobachtung wellenförmiger Be- 
wegungen ia dein Schweifs von Coggiä'e Kometen 1874. 8. 27. — Ueber die Temperatur der Sonne. S. 31. — 
Noch einige Bemerkungen ru den Gebirgefonnationen und Rillen östlich rem Eudoxua auf dem Monde. 8. 84. 
— Ein neuer Katalog der Declinationsbestimmungen für 147(1 Fixsterne. 8. 35. — Die Photographie der 
Himmelskörper von J. Norman Lockrer. 8. 45. — Die Bildung der MondoberflAch« von Pindeia. 8. 53. 76. — 
Der Meteorsteinfall zn Onadenfrei in Schlealen. 8. 60. 82. — Ein periodisch veränderlicher Nebelfleck. 8. 62. — 
XeueDoppelstern-Beobochtungen. 8. 60. 109. 150. — Photographien der Stern-Spectre. 8. 65. 74. — Wirbelstflrme 
auf dar Sonne. Ton T. KAM. 8. 80. — Ueber den in den Oppositionen ron 1878 und 1879 auf der Oberflaehe 
de* Planeten Jupiter beobachteten rothen Fleck. 8. 02. — Higinus H. 8. 06. 182. — Bahnbestimmnng einer am 
13. Juli 1870 in Mähren, Böhmen nnd Schlesien beobachteten Feuerkugel. 8. 08. 116. — Ueber die neuen 
Wa&senttoff'Uniea und die Spectra der weissen Fixstern«. 8. 100. — Ueber die Vertheilung der mit blossem 
Auge sichtbaren Sterne am Himmelsgewölbe. 8. 112. — Untersuchungen Aber den grossen südlichen Kometen 
ron 1880. 8. 113. — Ueber ein Spectroteleskop. 8. 120. — Christian August Friedrich Peters. 8. 133. — 
Ueber das Verlauf der SonnenthAtigkeit in den Jahren 1871 und 1878. B. 184. — Eigenes Licht des Planeten 
Jupiter. 8. ISO. — Die Helligkeit des Planeten Frigga (77). 8. 140. — Die Prlnsipien der Spectralnnalys« 
und die pbjeischea ZuatAnde der Sonn«. S. 142. — Beobachtungen des Man 1877 am 26xolligen Refractor 
tu Washington. S. 153. - Bemerkungen rar Topographie der Mondoberfläche. Von J. ron Bienczewski in 
Jaalo. 8. 154. — Ueber die Atmosphäre dea Jupiter. 8. 164. — Dar gross« südliche Komet ron 1880. 8. 157. 

— Die Sonnenfinsternis* des Schu-king unter der Kegierung de« Kaisers T»>:hung-kbang. 8. 163. — Einige 
Bemerkungen über die Leistungen kleiner astronomischer Fernrohre. Von Dr. Hermann J. Klein. 3. 177. — 
Higinua N. 8. 96. 182. — Die Anordnung d«r Gastirne im Sonnensystem. 8. 186. — Die Finsternisse des 
Monat« December 1880. 8. 188. — Johann ron Lamont. 8. 101. 214. — Fernrohre für Freuade der Himmels- 
beobachtnng. Von Dr. Hermann J. Klein. 8. 201. — E. Neison Aber Higinus N. 8. 204. — Beobachtungen 
ron Bonnenflecken nnd Fackeln tu Rom ron Januar bis Man 1880.* 8. 208. — Beziehungen zwischen den 
Farben und GrOMsvn der Componenteu binarer Stern«. 8. 210. — Profeesor II. C. Togeis einfach« Methode 
zur Bestimmung- der Brennpunkte nnd der Abweichungskreise eines Fernrohrobjectirs für Strahlen rerschie- 
dener Brechbarkeii. 8. 211. — Der Mt Hantlltoa nnd das Lick-Observatorium. 8. 225. — Tafeln zur Be- 
«Ummung der '-•»K'e der Lichtgrenze auf dem Mond«. 8.281. — Einfluaa der Sonne auf die magnetischen Störungen. 
S. 234. — Der nette auf der Sternwarte zu Strassburg entdeckte Komet. 8. 237. — William LasselL 8. 245. 

— Bamberg'« gToaee* Unirersal-Transitinstrutnc-nt. 8. 247. — Di« Doppelsternmessungen des Admiral Stnytb. 
8. 237. 253. — Die Stallungen der Sarnrnsmonde. 8. 256. — Bahnbestiramung zweier am 12. Jaaaar 1870 
in Böhmen und don angrenzenden Ländern beobachteten Feuerkugeln. 8. 268. — 

Vermischte Nachrichten: 18. 88. 64. 86. 102. 125. 147. 173. 106. 218. 280. 266. — Stellung der Jupiter- 
monde: 43. 67. 87. 107. 131. 151. 175. 199. 222. 248. 967. - Plenotenstelluag: 8. 24. 44. 68. 88. 108. 132. 
152. 176. 200. 223. 244. 268. 

12 Lithograph. Beilagen. 



Inhalt des XIV. Bandes: 

Zeichnungen der MarsoberflAehe. 8. 1. — Die Rotation de« Jupiter. 8. 2. — Saturn und sein Ring 
im gegen wattigen Jahre. 8. 6. — Der Komet d 1880. 8. 8. — Bahnbestimmung zweier am 12. Jan. 1870 ia 
Böhmen und den avnjrrenzenden Ländern beobachteten Feuerkugeln. (Schluas.) 8. 11. — Die wichtigeren 
interessanteren Sternhaufen und Nebelflecke etc. 8. 16. 122. 158. 176. 271. — Metallische Eruption ouf der 
Sonne am 31. Juli 1880. 8. 26. — Da« Spectrum des Magnesiums und die Constitution dar Sorna« s. 27 - 
Jupiter. 8. SO. — Di« physisch« Libration des Mondes. 8. 85. 64. — Die Untersuchung sphärischer Hohl- 
flächen und der Leiatnngafählgkeit ron Fernrohren. 8. 41. — Messungen des Uorizontaldurchmessen dar 
Sonne auf der Sternwrarte zn Campidoglio zu Rom ia den Jahren 1878 und 1870. 8. 40. — Veränderungen 
anf der Mondober flache und ihr neuester Leugner. Von Dr. Herrn. J. Klein. 8. 54. — Neuere Entdeckungen 
an Doppelsternen des Dorpater Catalogs. Voa 8. M. Burnham. 8. 78. — Professor Ii. C. Vogel's Spectral- 
photometrisebe U nie rauch nage». 8. 76. — Beobachtungen Aber das Zodiakal-Licht 8.81. — Untersuchungen 
Aber die Bahnrerh Altnisse des Meteoriten Orgaeil in Frankreich am 14. Mai 1864. Voa O. r. Niessl. 
8. 85. 110. 120. — Zum hundertjährigen Gedächtnis« der Auffindung des Plaaeten Uranus. 8. 87. — 
Studie betreffend die L>eiatungafähigkeit kleinerer Fernrohr«. Von Oberlehrer W. Krflger. 8. 07. 170. — Uaber 
die Wirkung der Spi<'fcT* ltu,a *k°P* uni Refractoren. Voa F. Wagaar. 8. 00. 125. — Zur Constitution dar 

Bona«. 8. 104. Darstellungen ron Sonnenflecken- Gruppen. 8. 121. — Beobachtung einsa unbekannten 

Sternes im Bilde dea kleinen Hundes, 8. 186. — Astronomisches ans Amerika. Von Dr. Oeo. W. Baehel. 
S. 145. Di* Kometen des Jahres 1880 und über Komatanbeobachtungen im Allgemeinen. Von Dr. Carl 

Remeis. g 149. Die Reibung durch Ebbe und Fluth und die KntwkkeJung des Sonnensystem«. 8. 101. — 

Die Privatsternwarte * n Flonsk. 8. 160. — Die starken Vergrösserungen in dar praktischen Astronomie. 
Von C. Fierex. S. 179» — Di« schwachen Sterne zwischen « und g Lyra«. Von Dr. Klein. 8. 175. — 
Spectroscopische Untersuchungen dar Fixsternbewegungen. 8. 181. — Ueber di« Spectralliaiea des Eisens 
in der Sonne S. 1 84. — Astronomische Doppel-Fernrohn. 8. 103. — Weiten Beobachtungen das grossaa 
Kometen b 1881.* S- 108. — Venusbeobachtungen zur Ermittlung der 8onnenparallax«. 8. 202. — Dia Be- 
weguttgarerhaltaiene in dam dreifachen Sternsystem f im Krebs. 8. 204. 280. — Dar Mercurs-Dnrchgang 1881. 

Nor 7 g 207. Daa Etna- Observatorium. 8. 217. — Dia Tbätigkeit des Dearborn - Obserratoriums zu 

Chicago 8 218. — SchiaparaUis aaua Beobachtungen Ober di« Rotationaaia uad di« Topographie dea 
Planeten Mars w Ahrend der Opposition 1870 bis 1880. 8. 222. — Weitere Beobachtungen des grossen Ko- 
meten b 1881 S. 225. — BAth seihafte Schwarza Punkte auf und bei dem Ringgebirge Coperaicua. 8. 229. — 
Vierfache Sterne* Von 8. W. Burnham. 8. 232. — Di« grosse Sternwarte bei Nizza 8. 241. — Einige 
Betuarkuura« daä Herrn E. Nelson Ober Mondbeobaehtnngen. S. 244. — Nachweis eines Fabian la dar 
Mondkarte Von J. Jnd. Schmidt. 8. 245. — 8pectroscopisch« Beobachtungen das Kometen b 1881 äff 
der Sternwarte xu Krüssel. 8. 247. — Spectroscopische Beobachtungen das Kometen b 1881. angestellt am 
AstrophyslkalUchen Observatorium ia O'Gyaüa. 8. 240. — Di« partielle Mondfinsternis* 1881. Den. 5. 8. 262. 

rje^r den Farben Wechsel von a uraae majori«. 8. 253. — Beobachtungen Aber den Varlauf der 

SonnenthAtiskeit. 8. 261. — Di« dunklen Flecke im Innern der Wallehen« daa Alphonsns auf dem Mond. 
Von Dr Herrn. J* Klein. 8. 264. — Einige Bemerkungen rar Mondtopographie. Von Dr. A. r. Bienczewaki 
Paslo 8. 268. — Nochmals di« schwachen Sterne zwischen t und 3 Lyn». 8. 270. 

vermischte Nachrichten: 8. 21. 46. 66. 00. 114. 138. 164. 187. 208. 286.256.270.— Plaaetenatellaag : 
„ Th -72 06. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 260. 280. — Stellung der Jupitersmonde: 8. 71. 86. 119. 

?43. 1077191. 216. 239. 250. 270. 
13 Lithograph. Beilagen. 



Der Unterzd.-hii- 



■mit »Itirrh (He hudilian'ilum 



Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für 1881. 

— Vorlag von Karl Scholtze in Leipzig. — 



(ifl l>tltlt1H 




Eine illustrirte NVöctaenschrifl. 

Wöchentlich eine Nummer vou l<i hi- 2u Seiten gros* fjinirt mit vielen kuii«tl< a 

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Mit Grntiszugabe des Autographeii-AHnmis des Deutschen Reiches 

„Aus Sturm und Noth". 

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SfaHtt jeglicher Anpreisung I»e«run<_'eii wir un- mit «Inn Al-druck rinij;er neu 
SSeitungtikritiken und lassen im übrigen «l« n ( ieschnuick <!< > Lt-ei- m lli-t entgehe! 

. . . Krziblungen vou tirfotctn Uolult, belehrende AuYnät/.e ;m» di<r /- it. uu-> Wi»«>rntu-b*ft, Kuti« 
Leben, kleinere Artikel von unterhaltender Tendern, ein FeuilM-.n. dentfen Rpci iiUUät ein* timnler f - ' « 
Hnudereeke bildet, mit Hoifü^ung kleinerer, interessanter Notiien. Anekdoten. Rücherkrttilu-u, lUtlueJ n 
data Bilder, welch« in ibrer An«fährntiK ein Heltenes (ileirhmuN* der I i , ii. vn Sorgfalt liolrandi 
da» iitt'ri . w>H da« Blatt 'einen Le*ern bi-'tet. Wir können ihm nur wünirhm. d>«* iif bald mil *io"> | 
L'-ruI«n Abonnenten/alil wiithscbaften und recht «Utllirb» Jahresringe nnnetei-n möge. Ifrti'rtr. 

. . . Wirklich HtrromMOdM UUUH A» J^eut-ch» Farnilienblntf auf •lern Uebi-t. L i lllnat« 
den llolxschnitt!». Per Auswahl di<r Rildcr »-ut-i-ri tit 'li>- technische Anxfäliranij; . nnd •! 1 ' '• "» 



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Vau „Deutxrlio Fum 



iben . uud üi>er diese l < nübt -irh ilU l'l.uider« 
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i v»n aktuellem In;, 
reise von MI. (Vi vi« 



en. Wir 
ind fiO I' 



In allen Buchb 



Ar <*< l>il«l< (< aller stände! 




SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zentralorgan für alle Freuude und Förderer der llimnirlskunde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

berrorraKcmler Fachmänner und astronomischer Schriftsteller. 
Reduktion: Dr. Hermann J. Klein in Köln. 



XV. Jahrgang (1882). 

Monatlloli 1 Heft. 

— Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. — 

— Einzelne Semester können nicht abgegeben werden. = 



Urteile der Presse: 



n^h.in. 1SH1 \o 41 saut: Die Stemkumle hat vor den meisten anderen Wissen- 
Daheim IHM, ao. ** b . j n beenden hohem Grade das Interesse des 
schaften das ^^ d ^\ l \^S^ n X K l M Himmels einen eigentümlichen Reiz 
Laien erregen. In der lhat eben uie « u versenkt, wird gleichsam mit 
auf jedes empfängliche ü jnint und vwM m Himmelskunde ist daher 
magischer Gewalt gefessc lt. Dw Ud JgJJ^. r . d mu , Nordame rika finden wir 
eine verhältnismässig . hr jjs ^^^'tuu" , Ldein auch mit Hilfe gut*r Fern- 
zahlreiche Gebildete, die Y";i„ in Diu tschland bildet obige Monatsschrift „Sirius" 
d ! n £5? F - un e to^eUnnde.' Regelmässig berichtet sie über 
Z £ÄK "iBSSÄb! macht auf alles aufmerksam, was der Freund der 
RtarnkM^eilweilig am Himmel nachsehen kann und bringt m Photographien und 
Sternkumm zuiwcuip Mondlandschaften, Sonneneruptionen, Storu- 
farbigen ^J^^^"- « T tir« e n\bow t: o Unter dem Einflüsse der obigen Zeitschrift 
gruppeu Nebelflecken j^™**^" aie j£»nl derjenigen Freunde der Sternkunde, 
hat sich m den letzten Ähren be ™™^ a %J%S£ den Himmel durchmustern, bei uns 
welche mit einem großen mer mehr begeisterte Anhänger finden! 
erheblich vermehrt Möge Jesci eük . r i Mitarbeiter, ist seit Jahren 

^nW ™ " *° h0n ^ 

soll denn seine schöne Zeitschrift besonders empfohlen sein! 

.. u riMivtt.« vrtin '24 Oktbr. 1S81 sapt: Diese treinicho Fachzeitschrift 
♦ t n* ! in nc e Fot ihren zehnten Band. Allmonatlich erscheint 1 Heft, 
beginnt demnächst : in neuer ££g 11 10 M . Der „Sirius" ist ein Wegweiser durch 

das ^S^SSSd^e Welche sich in majestätischer Pracht scheinbar über uns 
^Ziff"™! hd •fcS?^teiiS Mantel des Allmächtigen gleicht, mit unzählbaren 
iT lbt, f " h « Jt wie es keinen besseren giebt, und empfehlen wir wiederholt diese 
Ä?rif nicht nur allen mlf ller Himmel- und Navigation«- Kunde sich Be*cttf. 
hVenden lindern dem gebildeten Publikum überhaupt , welches sich für eine wirk ich 
^Ä'Actronomie interessirt. Der „Sirius" wird von Dr. Hermann J. Klein in Köln 

redigirt. 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgende genannt: 

rw A„,lniul 1877 No 14 - Litter Merkur I. Bd. No. 12 - Prag. Ztg. 1870 No. 112 
Das Ausland 187JN0. 14^ ^ ^ _ l8?7 No> ? 

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Neue Folge Band X. 



2. Heft 




Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Zentralorgao Hür alle Freunde nnd Förderer der HimmelsköDde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Winnen und Kr- ••! i sind die Freude uud die 

Februar ]NH2. Iterechtigung der Menschheit." Kosmos. 



Inhalt: Kin neues nstrophysikalisehes Otmervatorium in lloninj bei Steinamanger. Seit« '2M. — 
-- v.. ....... iitM.j.-' n über den DoppMkrater Messier auf d«ni M«nd. Von Dr. Klein. Seite 31. — Da* Licht 

Jm Kometen. Seit« 37. — Uetier Feuerkugeln. Von Torwald Köhl. Seite 40. — Krscheinungen der Jupiter- 
monde. Seite 40, — Vermischte Nachrichten : rngewöhnlich rasches Verschwinden einer bedeutenden Protu. 
heran». Seite 40. - Licbtschwachung durch Kernrohre. Seite 47. — Die Zahl der Sternwarten in Kuropa. 
Seite 4S. — Der Redaktion eingeaandto Werke. Seite 4b. — Druckfehler. Seite 4tt. — Planetenstellung im 
April LS82. Seite 60. — Krucheinungea der Jnpitermonde im Kebrnar l»t»2. Seite 51. — Stellung der 
Jnpitermondc im April 1882. Seite W>. 



Ein neues astrophysikalisches Observatorium in Herfriy 

bei Steinamanger. 

In diesem Jahre wurde in Ungarn durch Eugen und Alexander von 
Gothard ein neues physikalisches Observatorium gegründet, dessen Bau vor 
einigen Tagen beendet wurde; auch werden die inneren Einrichtungen sehr 
hVissig fortgesetzt, sodass das Observatorium bis Ende dieses Jahres ganz 
fertig gestellt sein wird. Die Sternwarte ist bereits eingerichtet und werden 
schon Beobachtungen angestellt 

Das Observatorium befindet sich in der kleinen Ortschaft Hereny bei 
Steinamanger. Das einstöckige Gebäude, mit einem kreisförmigen Turm 
an der nordöstlichen Ecke, steht, uahe bei dem Wohnhause, mit welchem 
es später zusammengebaut wird, in dem Park der Besitzer. Die Pläne sind 
von Herrn Haussmann, Professor an dem König]. Ungar. Polytechnikum in 
Budapest, entworfen; die der Drehkuppel und der inneren Einrichtungen aber 
stammen von Eugen von Gothard. 

Herr von Konkoly war so .freundlich, die geographische Länge und 
Breite des Ortes zu bestimmen. 

Nach seinen Messungen ergiebt sich als vorläufige Position: 
Die Länge = 12 m 49,8* östlich von Berlin. 
Die Breite = + 47° IG' 37". 

Die Länge des Gebäudes beträgt 17 m, die Breite 9,1 G m, die Höhe 
bis zum Dache 9,22 m, die Turmhöhe bis zu dem Kussboden 11,22 m. 

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— no — 



Der westliche Eingang fuhrt in eine durch fünf Fenster gut beleuchtete 
Werkstatt, welche eine Länge von 7,0 m und eine Breite von 6,32 m hat. 
Die Werkstatt enthält folgende Werkzeuge und Maschinen: 1 Patronen- 
Drehbank, 1 kleinere Drehbank, beide für Metallbearbeitung, Hohrmaschine, 
Parallelschraubstöcke, ferner allerlei nötige Messinstrumente und Werkzeuge. 
Hier soll bemerkt werden, dass der grössere Teil der Apparate und Instru- 
mente des Observatoriums in seinen eigenen Werkstätten erzeugt werden. 
— In dem zweiten länglichen Zimmer befinden sich: die Druckpumpe, welche 
die Wasserleitung mit Wasser versieht, der Gasapparat, welcher das Leucht- 
gas erzeugt, ein Gasometer von 6 kbm Inhalt für Oxygen. Hier wird später 
ein Gasometer aufgestellt, welcher eine dynamo-elektrisehe Maschine zu treibeu 
bestimmt ist. In der Fensternische steht eine Drehbank für Holzbearbeitung. 
Das folgende Lokal ist chemischen Arbeiten gewidmet; es enthält einen 
chemischen Herd (geschlossener Arbeitsraum mit Schmelzofen, Abdampf- 
apparat und Sandbad) und ist mit einem sehr bequem eingerichteten Experi- 
mentiertiseh versehen. In einem dunklen, schwarz angestrichenen, kleinen 
Nebenzimmer werden photographische Arbeiten sowie die Untersuchungen, 
welche vollkommene Finsternis benötigen, durchgeführt. Ein zweites Neben- 
zimmer dient als Schlafkabiuett 

Von dem Zimmer für Chemie gelangt man in den Turm, welcher 
zugleich als Stiegenhaus dient Länge des äusseren Durchmessers 5,11 m, 
Durchmesser des quadratischen mittleren Pfeilers 1,26 m. Die Stiegenstufen 
sind sowohl in die Seitenwände als in den Pfeiler eiugemauert, nur oben 
steht der 2,37 m hohe Pfeiler isolirt. Diese Einrichtung ist zwar etwas 
bedenklich, doch sind bis jetzt bei den Beobachtungen gar keine Störungen 
bemerkt worden. 

Im ersten Stock des Gebäudes ist ein kleines Arbeitszimmer, ein Wohn- 
zimmer und ein grosser Saal für physikalische Untersuchungen und Samm- 
lungen. 

Der Saal hat eine Länge von 9,95 m und ist 8,22 m breit. Seine 
Fenster sind mit Vorrichtung zu mechanischer Verdunkelung versehen. Ein 
kleines Fenster nach Süden dient zur Aufstellung eines Heliostateu. In der 
Mitte des Saales befindet sich der grosse Experimentiertisch mit einem Stein- 
pfeiler für feine Instrumente. 

Ein Teil des Tisches ist für Quecksilberexperimente eingerichtet. Die 
nötigen Gas-, Wasser-, Hydrogen- und Oxygenhähue, Ausguss, elektrische 
Leitungen sind auch vorhanden. Hier befindet sich eine vollständig einge- 
richtete Telegraphen- und Telephonstation, welche mit dem Arbeitszimmer des 
Direktors vom Obergymnasiuni zu Steinamanger und mit dem Telegraphen- 
amt in Verbindung steht 

Die Kuppel, besser gesagt Trommel, des Observatoriums von 4,42 m 
Durchmesser und 4 m Höhe ist von Fichtenholz gebaut und der ganze 
Oberbau kann auf 10 gusseisernen Bollen* , mit einer einfachen und fünf- 
fachen Uebersetzung mittels Zahnrädern, mit grösserer oder kleinerer Ge- 
schwindigkeit ganz leicht umgedreht werden. Zwei seitlich verschiebbare 
Seitenfenster und ein durch Zahnräder seitlich verschiebbares Dachfenster 
gestatten eine freie Aussicht 

Hier ist das Hauptiustrument des Observatoriums aufgestellt , näntlich ein 
Newtonscher Kerlektor mit lO 1 //' Öffnung und 77" Brennweite, von John 



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Browning in London ausgeführt, mit den üblichen Kreisen, parallaktiscb montirt, 
mit einem vorzüglichen Uhrwerk und Vorrichtungen, um alle Klemmungeu und 
Feinbewegungen vom Okulare aus zu handhaben. Dazu gehören 10 Okulare 
von 77- bis 840fachcr Vergrößerung. Ferner zwei Spektroskope, ursprünglich 
sein sogenanntes Kalkspatspektroskop von Herrn von Konkoly; in den Werk- 
htätten wurden aus dem einen Apparat zwei Spektroskope gemacht und beide 
mit mikrometrischen Vorrichtungen versehen. Zu der Einrichtung der Stern- 
warte gehören noch: 1 Spektralphotometer und 2 astronomische Uhren mit 
Quecksilberpendel. Die anderen nötigen Instrumente sind teils in Arbeit 
(Kometensucher, Meteoroskop), teils werden solche angeschafft werden. 

Die benennenswerteren Instrumente des physikalischen Kabinetts sind 
folgende: Holz-Poggendort'sehe Influenzmaschine mit 24" Scheiben, "Winter- 
sebe Elektrisirmaschine mit 30" Scheiben, dyuamo - elektrische Maschine, 
grosser diamaguetischer Apparat. Diese wurden in der Werkstätte des Ob- 
servatoriums gebaut. 

Ferner Kheostat, Widerstands- Einheit und Säulen, Tangentenboussole, 
Funkeninduktor, Kathetometer und mehrere Apparate, zusammen 200 Stück. 

Meteorologische Apparate: 1 Normal - Thermometer von Geissler, in 
0,1° geteilt, und ein Glyzerin- Barometer, dessen 8 m langes Kohr in den 
Pfeiler der Sternwarte eingemauert ist. 

Wegen der vorgeschrittenen Jahreszeit mussten mehrere Arbeiten auf 
den Frühling verschoben werden. Dann werden noch eine Plattform für den 
Kometensucher und ein Pavillon für das Passageninstrument und deu Helio- 
graphen erbaut werden. 

Personal des Observatoriums: Eugen und Alexander von Gothard, die 
Eigentümer und zugleich Observatoren, und ein Laborant. 

Beobachtungen sind seit 9. November angestellt. Eugen von Gothard 
beobachtet die Fixsternspektra von — 2° Deklination abwärts. Bis jetzt sind 
105 Sterne mit 123 .Beobachtungen in das Journal eingezeichnet. Er wird 
später auch die Meridian-, Sternschnuppen- und alle vorkommenden Spektral- 
beobachtungen übernehmen. Alexander von Gothard ist mit den grossen 
Planeten beschäftigt. Derzeit zeichnet er Jupiter- und Marsoberflächen. Er 
bat bis jetzt 21 Jupiter- und 5 Marszeichnungen angefertigt. Später wird er 
die Sonne beobachten und Beobachtungen mit dem Kometensucher vornehmen. 

Die nähere Beschreibung des Observatoriums, das detaillirte Arbeits- 
programm, sowie die Resultate der Beobachtungen wird der nächste Jahres- 
bericht über angestellte Beobachtungen bringen. 



Beobachtungen über den Doppelkrater Messier auf dem Monde! 

Von Dr Klein. 

Dieser Doppelkrater, dessen westlicher Kingwall von Mädler den Namen 
Messier und der östliche die Bezeichnung A erhielt, wurde im „Sirius" zu 
verschiedenen Malen bereits erwähnt. Jeder Mondbeobachter weiss, dass 
diese merkwürdige Formation Verschiedenheiten in ihrem Aussehen darbietet, 
die sehr auffallend sind; auch der helle Lichtschweif oder Streif, welcher 
sich von A aus gegen Osten erstreckt, bietet Variationen seines Aussehens 
dar, die des Studiums in hohem Grade wert sind. Um festzustellen, was 

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- 32 - 



an den bezeichneten Veränderungen regelmässig, d. h. optisch, und was 
möglicherweise physisch ist, habe ich seit eiuigen Jahren so oft als thunlich 
das Gebilde beobachtet. Diese Beobachtungen sind allerdings noch nicht 
zahlreich genug, um eine definitive Diskussion zu ermöglichen. Ich will 
aber die Aufzeichnungen der beiden letzten Jahre hier mitteilen, um andere 
Beobachter möglicherweise anzuregen, dem Gegenstaude ebenfalls ihre Auf- 
merksamkeit zu widmen. Auf diese Weise werden die Lücken, welche in- 
folge schlechter Witterung, in der Beobachtungsreihe jedes Einzelnen not- 
wendig entstehen, am leichtesten ausgefüllt, und man würde bei gleichzeitigen 
Beobachtungen eine sehr wünschenswerte Kontrolle des Wahrgenommenen 
erhalten. Als notwendig erweist sich das Entwerfen kleiner Skizzen zu der 
Wortbeschreibung; ich pflege dies auch bei meinen Beobachtungen zu thun, 
doch können diese Skizzen hier keine Aufnahme finden. Während des ganzen 
Jahres 1880 wurden die Beobachtungen an meinem Wohnhause angestellt 
und erst Mitte Januar konnte in meinem Observatorium beobachtet werden. 

Nach diesen Vorausschickungen teile ich meine Aufzeichnungen mit, so 
wie sie unmittelbar am Fernrohr niedergeschrieben wurden. 

1880. 

Februar 15. Messier A tritt durch seiueu Schatten sehr hervor und 
ist normal, Messier dagegen ist schwach, westöstlich gestellt und etwas 
undeutlich. Schweif ziemlich schmal und au der Südgrenze heller. (Kleines 
aber ausgezeichnetes Fernrohr von 24'" Öffnung, lOOf. Vergr.) 

März 15. Beide Messiers sehr unähnlich, der östliche NS, der west- 
liche OW gestellt. Schweif schwach. 

März 17. Der östl. Messier, der NS steht, ist weitaus der deutlichste, 
er hat an seiner Westseite einen starken schwarzen Schatten. Der westl. 
ist sehr schwach, quergestellt, kleiner und innen fast völlig schattenlos, 
überhaupt sehr undeutlich. Schweif schwach. 

März 18. Beide Messiers erscheinen moudförmig, der westl. etwas 
grösser. Schweif deutlich. 

März 19. Der westl. Messier ist der grössere, beide halbmondförmig. 

März 20. Der westl. Messier ist der grössere, beide elliptisch uud 
NS gerichtet, 

März 21. Der westl. Messier ist der grössere, beide völlig ähnlich 
und sehr getrennt Sehweif gegen das Ende hiu getrennt, wie ein Besen, 
sein Ende an dem östl dunklen Flecken. (Fernrohr von 30'" Öffnung, 
lOOf. Vergr.) 

März 22. Beide Messiers sind völlig ähnliche, weisse, elliptische 
Flächen, der westl. ist noch immer ein wenig grösser. Der Schweif wie 
gestern, aber vielleicht ein wenig kürzer. 

März 25. Der westl. Messier vielleicht ein wenig grösser als der 
andere. 

März 2C>. Wie gestern. Im W haben beide eine geringe Einbuchtung 
ihrer Lichtscheiben. Alles, ebenso der Schweif sehr deutlich und scharf. 
März 27. Wie gestern. 

April 21. Der westl. Messier entschieden grösser als der andere. 



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— 33 — 

Mai 13. Der östl. Messier hat etwas mehr Schatten und scheint auch 
ein wenig grösser als der westl. Der Schweif ziemlich schmal, aber trotz 
der Dämmerung gut sichtbar. 

Mai 16. Der westl. Messier etwas grösser. Der Schweif hat am östl. 
Ende einen schwarzen dunklen Mittelstreifen. 

Juni 14. Die Messiers sind ziemlich undeutlich. Der östl. bat dunklen 
Schatten; der westl. ist im Innern etwas grau, aber der Schatten wenigstens 
nicht schwarz, er erscheint als Hufeisen, indem die Westhälfte des Walles 
nicht zu sehen ist, da dort das helle Grau wie im benachbarten Mare. Der 
Schweif reicht nur bis zu dem dunklen Flecken an seinem Nordrande. (Refr. 
von Keinf. u. Hertel, 40'" Öffnung, 100- u. 150f. Vergr.) 

Juni Iii. Dasselbe Fernrohr. Beide Messiers halbmondförmig, der 
westl. schwächer, aber etwas grösser. Der Schweif schwach, mit dunklem 
Mittelstrich, geht bis zu dem schwarzen Flecken, der heute sehr matt ist. 

Juni 18. Beide Messiers sind gleichgeformte Lichtflecken, der westl. 
etwas grösser. Der Schweif wie gestern. (Schröderscher Refraktor, 30"'- 
Öffnung, 90f. Vergr.) 

August 14. Lichtgrenze über den Kopernikus. Der westl. Krater ist 
grösser als der östl. und beide sind halbmondförmig. Der Schweif erstreckt 
neb bis zum dunklen Fleck. (lOOmalige Vergrösserung des Schröderschen 
Fernrohres von 30'" Öffnung.) 

August lö. Lichtgrenze fast am Mersenius. Der westl. Krater ist 
grösser; beide sind elliptische, ziemlich scharfe Scheiben, von einander deut- 
lich getrennt Schweif ziemlich schwach bis zum schwarzen Fleck, der 
seinerseits matt ist. Der Schweif hat keinen deutlichen Mittelstrich. (Fern- 
rohr wie oben.) 

August 23. Die Lichtgrenze schneidet zwischen beiden Messiers, so- 
dass nur der östl. sichtbar. Er erscheint ungemein scharf und deutlich, der 
Schweif aber ist so schwach, dass ich ihn nur sehe, weil ich sein Vor- 
handensein kenne; ich würde ihn sonst sicher übersehen. (Fernrohr wie oben, 
Vergr. 120fach.) 

September 14. Lichtgreuze am östl. Rande des Sinus Iridum und 
über Gassendi. Beide Messiers sind gleich; Schweif kurz mit Spur eines 
(dunklen) Mittelstreifs. (Fernrohr von 24"' Öffnung, lOOf. Vergr.) 

Oktober 17. Die beiden Krater erscheinen sehr scharf, als breite, 
einander gleiche, elliptische Flüchen; doch ist der westl. etwas grösser. Der 
Schweif ist geteilt und deutlich. (Fernrohr wie vorstehend.) 

November 8. Der östl. Krater ist weit deutlicher als der westliche. 
Ersterer hat in W einen breiten, deutlichen Schatten, letzterer ist kaum zu 
erkennen. Auch der Schweif ist schwach. (Fernrohr wie oben.) 

1881. 

Januar 6. Der östl. Krater hat im Innern dunklen Schatten, der 
westl. ist schwach. 

Januar 7. Beide Krater sind ziemlich scharfe helle Flecken, auch der 
innere (d. h. östl.) hat keinen Schatten. Schweif schmal, ziemlich matt und 
die Teilung schwach. (Fernrohr wie oben.) 



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34 — 



Januar 15. (Erst« Beobachtung im neuen Observatorium.) Heide 
Krater sind elliptische, helle Scheiben, der westl., äussere ist der grössere. 
Schweif etwas schwach. (Kernrohr von R. & H., 42"' Öffnung, 108f. Vergr.) 

Februar 3. Die Krater sind quergestellt, der westl. ist aber kleiner, 
der östl., grössere ist annähernd birnförmig. Der westl. hat in seinem süd- 
östlichen Walle eine etwas hervorragende dunkle Stelle, vielleicht einen Berg, 
worüber ich wegen der schlechten Aufstellung des Fernrohres nicht klar 
werden kann. Der östl. scheint an seiner östlichsten Spitze wie von einem 
kleinen Haibscbatten gekrönt. Der Schweif ist schwach aber deutlich geteilt 
und parallel. Die beiden dunklen Flecke sind noch nicht vorhanden. (Fern- 
rohr wie am 15. Januar.) 

März 7. Der westl. Krater ist etwas grösser, beide sind voll, elliptisch. 
Der Schweif ist doppelt und schmal und nur der uördl. dunkle Fleck darin 
sichtbar. (Fernrohr wie vorher.) 

März 12. Lichtgrenze östl. von Marius und Mersenius. Beide Krater 
sind eiförmige, helle Flecken, weit von einander getrennt. Der Schweif ist 
schmal, schwach, mit dunklem Mittelstreif. Nur der uördl, dunkle Fleck 
ist darin sichtbar. (Fernrohr wie vorher.) 

März 13. Die Krater wie gestern, der östl. vielleicht etwas grösser. 

März 15. Mond über dem Rheine , ziemlich mittelmüssige Bilder. 
Die beiden Messiers sind volle elliptische Scheiben, der Schweif ist sehmal 
und getrennt. (Kefr. von 3'V" Öffnung, 108f. Vergr.) 

April 5. Lichtgrenze etwas östl. von Plinius und Katharina. Licht 
gut. Von den beiden Messiers ist der östl. bei weitem der grössere und 
deutlichere, der westl. erseheint länglich von 0 nach W, auch kleiner und 
matt. Der Schweif ist breit. (Fernrohr von 24'" Öffnung, 90- u. 120fache 
Vergrösserung.) 

April (5. Lichtgrenze westl. von Archimedes. Die beiden Krater sind 
elliptische, helle Flächen: der westl. (also äussere) ist etwas grösser und der 
Schweif breit. (Fernrohr wie gestern.) 

Juli 1. Ks ist noch Tag. Messier steht OW, fast senkrecht zu A 
und ist kleiner als dieser, auch sein Schatten ist schmaler. Beide sind durch 
ein breites Plateau von einander getrennt. Der Schweif ist zweiteilig und 
ziemlich hell. Er geht über den schwarzen Fleck hinweg. Dieser letztere 
liegt etwas nördl. von der Schweifaxe und schimmert deutlich durch den 
Schweif hindurch. (6zolliger Refraktor, Vergr. 104fach.) 

Juli 3. Es ist noch Tag. Lichtgrenze über Triesnecker. Ich kann 
nur bis 150f. Vergr. anwenden, da die Luft zu schlecht ist. Messier und A 
erscheinen wie Mondsicheln, und zwar ist ihre Osthälfte sichtbar, doch mit 
Anstrengung auch die Westhälfte. Beide Krater sind nahezu gleich gross 
und gleich gerichtet in der Axe des Schweifes. Letzterer ist zweiteilig, 
schwach und unterbricht den dunklen Fleck sehr augenfällig. (Gzolliger Re- 
fraktor.) 

Juli 5. Lichtgrenze über den Koperuikus. Messier und A erschienen 
völlig ähnlich. (Der Skizze nach erscheinen beide als ostwestlich gestellte 
elliptische Flecke, mit je einer Einkerbung au der Westspitze.) Der Schweif 
ist schmal, zweiteilig und stellenweise, im erstell Drittel seiner Erstreckung 
schmelzen die hellen Seiten des Schweifes zusammen (d. h. ist der dunkle 
Mittelstrich unterbrochen). Gegen sein Ende hin geht der Schwei! über den 



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— 35 — 

dunklen Fleck, der gewissermassen durchschimmert. So zeigt es der Gzollige 
Refraktor; ein 5zolliger Refraktor, den ich noch auf das Gebilde richtete, 
hatte offenbar zu wenig Licht, um das Durchschimmern zu zeigen. 

August 6. Luft anfangs mittelmässig, spater klar aber unruhig. Licht- 
grenze östl. von Mersenius. Messier und A sind elliptische Flecke und beide 
ähnlich, der westl. vielleicht etwas grösser. Beide getrennt. Der Schweif 
ist schmal, zweiteilig und ziemlich schwach. Der nördl. dunkle Fleck (der 
allein nur sichtbar ist) tangirt den Schweif. Letzterer wird durchsetzt von 
dem hellen Streifen , der in der Richtung NO — SW durch das Mare geht. 
Dieser helle Streifen geht auch durch den dunklen Zwischenraum im Schweif 
und man kann ihn dort sehr deutlich sehen. (Gzolliger Refr., 150- u. 200f. 
Vergrösserung.) 

August 7. Die beiden Messiers sind ähnliche, volle, elliptische 
Scheiben. Der Schweif ist schwach, schmal und zweigeteilt. Der nördl. 
dunkle Fleck zieht unter dem nördl. Schweife hin. Auch der helle Streifen 
von gestern ist noch da und verbindet, wo er durch den Schweif geht, 
dessen beide Hälften durch eine helle Brücke. Ein zweiter heller Streifen 
zeigt sich zwischen ihm und A, wovon dasselbe gilt. (Ozolliger Refraktor, 
ISGf. Vergr.) 

September 30. Lichtgrenze übei den Mont Blanc und den Ostwall 
des Hipparch. Luft wallend. Die beiden Messiers sind halbmondförmig und 
im Innern grau. Am dunkelsten im Innern ist der östliche. Schweif zwei- 
spaltig. Ein heller Streifen geht über den westl. Messier. (özoll. Refr., 
I56f. Vergr.) 

Oktober 1. Messier uud A sind gleich und sichelförmig. Der Schweif 
ist zweiteilig und ein heller Streifen durchschneidet ihn. Der hekauute 
dunkle Fleck im Ostteile des Schweifes hat noch zwei matte Stellen östlich 
hinter sich. Alle werden vom Schweif überdeckt und sind im Zwischenraum 
(dem dunklen Mittelstriche) sichtbar. Heute erkenne ich, dass der häufig 
erwähnte (erste) dunkle Fleck länglich dreieckig ist;* seine Spitze zeigt nachN. 
(ML Refr., 156- u. 234f. Vergr.) 

Oktober 2. Luft wallend. Lichtgrenze am La Hire und Campanus. 
Die beiden Messiers sind ganz ähnlich uud heute breiter ausgefüllt als 
gestern. Der Raum zwischen ihnen ist dunkler als die sonstige Umgebung. 
Schweif zweispaltig. Das dunkle Dreieck (s. gestern) ist da, auch östlich 
von ihm noch zwei dunkle Stellen, (özoll. Refr., 234f. Vergr.) 

Oktober 4. Lichtgrenze über Herodot und den Ostwall des Mersenius. 
Iiiift klar aber wallend. .Messier und A sind fast gleiche, breite, elliptische, 
helle Flecke, beide im Zentrum dunkler. Der Schweif hat einen breiten 
dunklen Mittelstrich. Das dunkle Dreieck ist da, auch ein sehr dunkler 
Fleck im SO. Mehrere helle Streifen durchsetzen den Schweif. In dem 
letztern zeigen sich östlich von A und westlich von dem ersten durchsetzenden 
Querstreifen mehrere helle Lichtpunkte, die ich noch niemals gesehen habe. 
(ML Refr., 234f. Vergr.) 

Oktober 5. Die beiden Messiers sind fast runde Scheiben, im Zentrum 
dunkler. Schweif wie gestern. Lichtgrenze östlich von Wargentin. Luft 
wallend. (Ozoll. Refr.) 

Oktober 29. Luft mittel mässig. Lichtgrenze am Triesnecker, dessen 
Westwall halb erleuchtet ist. Die beiden Messiers sind sichelförmig, aber 



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nur der östliche hat wahren Schatten. Der westliche ist innen grau und 
zwar ist dieses Grau die Fortsetzung der Farbe der äusseren Ebene (des 
Mare). Dieser Krater ist im W. wie abgeschnitten. In günstigen Momenten 
blinkt im Zentrum seines Kessels ein schwarzer Schattenpunkt. Der Schweif 
zeigt drei helle Querstriche über den dunklen Mittelstreif, ausserdem ist 
das dunkle Dreieck da und südöstlich, nahe dem Schweifende, noch ein 
anderer dunkler Fleck. (6zoll. Refr., 156- u. 234f. Vergr.) 

Oktober 30. Luft mittelmässig und etwas wallend. Lichtgrenze 
etwas östlich von Thebit. Messier und A beinahe wie Halbmonde; A ist im 
Innern dunkler als Messier, aber beide haben keinen wahren Schatten mehr. 
Bei A sieht man den halben Westrand dämmern, bei Messier nicht. Der 
Schweif zeigt östlich von A schwache, helle Querverbindung, aber die hellen 
Punkte fehlen. Das dunkle Dreieck ragt südlich nicht über den Schwei! 
hinaus, wohl aber weit im Norden* (Gzoll. Refr.) 

November 8. Luft schlecht, da dunstig und wallend. Lichtgrenze 
östlich von Cap Agarum. Messier und A stellen sich recht gut mit innerem 
Schatten dar; Messier ist etwas kleiner, hat etwas weniger Schatten und ist 
etwas quergestellt. Schweif ziemlich schmal und ziemlich schwach. Das 
dunkle Dreieck ist da. (Gzoll. Kefr.) 

November 25. Luft sehr wallend. Die Lichtgrenze hat fast Capella 
erreicht. Die beiden Messiers zeigen deutlich hervortretende Wälle. Der 
westliche ist unzweifelhaft quergerichtet, auch vielleicht etwas kleiner als A. 
Der Sehweif ist breit aber sehr matt und von dem dunkleu dreieckigen 
Fleck ist nur ein Stück nördlich vom Schweif sichtbar. (Refraktor von 5" 
Öft'nung, 120f. Vergr.) 

November 28. Luft ruhig aber etwas dunstig. Lichtgrenze au Pico. 
Messier und A sind sichelförmig und völlig ähnlich, doch hat der östliche 
etwas tieferen, schwärzeren Schatten als sein Nachbar. Der Schweif ist gut 
sichtbar, zweigeteilt Der dreieckige Fleck im Osten ist da, auch weiter 
südöstlich noch ein Fleck. (Gzoll. Refr.) 

Dezember 2. Luft gut, aber häufig Störungen durch Wolken. Licht- 
grenze zwischen Aristarch und Herodot sowie östlich vor Gassendi; später ist 
des Merseuius Wall voll erleuchtet. Messier und A sind völlig ähnliche 
Lichtscheiben. Schweif gut sichtbar mit drei hellen Punkten östlich von A, 
deren ähnliche noch viele im Mare zerstreut liegen. Der dreieckige dunkle 
Fleck im Ostteile des Schweifs ist wie immer sichtbar. An anderen Stellen 
erscheinen helle Verbindungen zwischen den Schweifteilen, (Gzoll. Refr., 
300f. Vergr.) 

Dezember G. Luft etwas dunstig. Die Phase hat noch nicht den 
Westrand des M. Crisium erreicht. Messier und A sehr scharf und fast 
völlig elliptisch. Bei A fehlt auf der Ostseite eiu Stückchen vom Rande 
und fallt dort das Licht diffuse ab. Beide Krater sind übrigens äusserst 
scharf sichtbar, als glänzende Scheiben mit etwas Andeutung von Krater- 
rändern. Schweif schmal und scharf, der dreieckige Fleck und der andere 
in SO sind sichtbar. Von hellen Punkten ist im Schweife nichts zu sehen. 
(Gzoll. Refr.) 

Dezember 25. Luft etwas dunstig. Lichtgrenze über den Ostwall 
des Fracastor. Die beiden Messiers haben im Innern starken Schatten, be- 
sonders A. Dieser Krater ist auch bedeutend grösser und augenfälliger als 



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Messier, welcher letztere einen Anflug von Querstelluug zeigt. Schweif 
schmal aber ziemlieh hell. Ein dunkler Fleck nahe seinem östlichen Ende 
taogirt ihn nördlich. (Es ist der dreieckige Fleck.) (Fernrohr von 3 Zoll 
Öffnung, Vergr. 90fach.) 



Das Licht des Kometen. 

Herr Professor L. Respighi ist durch seine spektroskopischen Unter- 
suchungen zu Anschauungen über das Licht des Kometen gelangt, welche 
mit denjenigen die seit Erfindung der Spektralanalyse sich eingebürgert 
haben, nicht übereinstimmen. In seiner jüngsten Publikation*) verbreitet er 
sich eingehender hierüber und bemerkt zunächst u. A.: „Lange vor der 
Auwendung des Spektroskops auf die Analyse des Kometeulichtes haben 
nicht wenige Astronomen als ziemlich wahrscheinlich angenommen, dass 
die Helligkeit jener Himmelskörper hervorgebracht werde zum Teil vom 
reflektierten Sonnenlicht und zum Teil von einem Zustande eigenen 
Glühens und Leuchtens der Kometeumasse. Die Resultate der polariskopi- 
scbea Beobachtungen, die Arago erhalten, und die später bestätigt wurden 
durch die Beobachtungen anderer Astronomen und Physiker, bewiesen tat- 
sächlich die Existenz reflektierten Sonnenlichtes, ohne die Möglichkeit eines 
ttgraen Glühens und Leuchtens der Kometenmasse auszuschliessen : dies 
*äre aber eine blosse Hypothese geblieben, wenn nicht die Anwendung des 
Spektroskops in dem von den Kometen ausgestrahlten Licht einige Charaktere 
•>Jer Eigenschaften des von glühenden Gasen ausgestrahlten Lichtes ent- 
deckt hätte." Hierzu möchte Referent bemerken, dass photometrische 
IWbachtungen schon vor Anwendung der Spektralanalyse auf dieses Problem, 
den Nachweis von Eigenlicht bei gewissen Kometen geliefert haben. Diese 
Beobachtungen, von Jul. Schmidt bei den Kometen III 1800 und II 1862, vom 
Referenten beim grossen Juli-Kometen von 1861 und bei Kometen II 1862 
angestellt, ergaben Helligkeitsveränderungen , die sich nicht aus der Lage 
der Kometen gegen Sonne und Erde erklären Hessen, sondern nur durch 
eigene Lichtprozesse veranlasst sein konnten. Erst später kam der Nach- 
weis der Spektralanalyse. Die ersten spektroskopischen Beobachtungen, 
welche Huggins und Secchi bei einigen Kometen anstellten, zeigte, dass das 
Licht der Kometenköpfe ein schwaches Spektrum liefert mit deutlichem 
Untinuirlichem Charakter neben einem deutlich diskontinuirlichen Spektrum, 
•las aus 3 Banden oder Lichtzouen besteht, die durch breite, scheinbar 
dunkle Intervalle getrennt sind; nur auf dem Kerne selbst wurde das Spektrum 
koiitinuirlich gefunden ohne merkliche Spur von Diskontinuität. Und die- 
selben Charaktere wurden später in den Spektren aller Kometen angetroffen, 
die sich nach und nach zeigten. 

„Aus dieser Thatsache", fahrt Respighi fort, wurde nach den Prinzipien 
der Spektralanalyse der Schluss gezogen, dass die Kometen nicht einfach 
vom Sonnenlichte erleuchtete Körper sind, sondern dass sie auch mit einem 
wgenlicht leuchten, das hervorgebracht wird vou einem Glühen der Gase 
'»der Dämpfe, aus denen sie bestehen; und aus der Lage der Banden oder 

*) Atti della R. Accsulemia dei Lincei (Scr. 3, Vol. VI, p. 22.) 

*riui IH8-2, Heft 2. ' 6 



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hellen Zonen im Spektrum wurden auch einige von den Substanzen qualitativ 
bestimmt, welche jene Körper zusammensetzen, und unter denen der Kohlen- 
stoff sicher aufgefunden worden. . . . 

Wenn auch die Resultate der verschiedenen Beobachtungen der dies- 
jährigen (1881) Kometen b und c, sowohl am Polariskop wie am Spektro- 
skop, einige Abweichungen in den Details darbieten, in ihrer Gesammtlieit 
stimmen sie darin überein, dass sie die bemerkenswerte Polarisation des 
Kometenlichtes und das doppelte Spektrum des Nebels bestätigen: ein 
scheinbar kontinuirliches, und eiu diskontiuuirliches mit den gewöhnlichen 
drei hellen Banden, eine im gelb, eine zweite im grün, eine dritte im 
blau nebst weiteren zwei hellen Linien oder Zonen im violet, die aber 
schwach sind; hingegen charakterisirte das Spektrum des Kerns sich als 
kontinuirlich." 

Prof. Kespighi bemerkt nun, dass alle Beobachter dieses diskontinuir- 
liche Spektrum als Beweis für das Eigenlicht der Kometen ansehen, dass 
er jedoch aus den Beobachtungen nur die Gegenwart reflektierten Sonnenlichtes 
als erwiesen anerkennen könnte; das diskontinuirliche Spektrum aber halte 
er für ein durch Absorptionen veranlasstes, welche in den Gas- oder Dampf- 
hüllen der Kometen stattfinden müssen. Das vom Nebel herkommende 
Licht ist teils aus der Tiefe reflektiert und giebt wegen der Absorptionen 
ein diskontinuirliches Spektrum, teils von der Oberflache und giebt dann ein 
kontinuirliches Spektrum. Auch im Spektrum des Kerns werden sich einige 
Spuren oder Streifen von Absorption zeigen, aber diese sind noch schwächer 
als die von den obersten Schichten des Nebels, als wegen der grossen 
Intensität des reflektierten Lichtes. 

„Obwohl fast alle Beobachter darin übereinstimmen, das Spektrum des 
Kerns als kontinuirlich zu erklären, trage ich kein Bedenken zu behaupten, 
dass ich in meinen Beobachtungen, die vorzugsweise am Kometen b gemacht 
sind und au Abenden, an denen sein Kern heller und schärfer war, immer 
auf dem Spektrum des Kerns einige Spuren von Diskontinuität bemerkt habe, 
die angezeigt war durch eine grössere Helligkeit an den Stellen der hellen 
Bauden des den Kern umgebenden Nebels, was sicherlich nicht erklärt 
werden kann durch das blosse Uebereinanderlegen oder Hinzutreten des 
Lichtes jener Banden. 

Diese Eigentümlichkeit, die von mir an dem Spektrum des Kerns in 
einer Zeit beobachtet worden, in welcher ich noch keine vorgefasste Meinung 
hatte über den Ursprung des Kometenlichtes, indem ich noch die allgemein 
aeeeptirte Ansicht vom Eigenlichte teilte, wurde auch bemerkt von meinen 
Mitarbeitern, Dr. di Legge und Dr. Giakomelli; und es war mir erfreulich 
zu erfahren, dass auch der berühmte amerikanische Spektroskopiker Herr 
Young und seine Mitarbeiter aus ihren Beobachtungen dasselbe Resultat 
erhalten haben. 

Aus den Beobachtungen einiger zuverlässigen Astronomen ergiebt sich, 
dass, während das Spektrum des Schweifes des Kometen b sich diskontinuir- 
lich zeigte, und zwar mit den gewöhnlichen hellen Banden, auf dem Teile 
des Schweifes, der dem Kopfe benachbart ist, und bis zu einem bestimmten Ab- 
stände von diesem, in den entfernteren Teilen das Spektrum kontinuirlich wnfde 
ohne irgend eine Spur von hellen Banden. Und da man es als wahrschein- 
lich betrachten muss, dass der Schweif in allen seinen Teilen aus demselben 



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Stoff besteht, so wird es sehr schwer diese Verschiedenheit der spektro- 
skopischen Charaktere in den verschiedenen Teilen zu erklären mit der 
Hypothese des eigenen Glühens und Leuchtens der Materie selbst, da man 
zu dem Schlüsse kommen würde, dass ein und dieselbe leuchtende Materie, 
die sich in demselben physikalischen Zustande befindet, zwei wesentlich ver- 
schiedene Spektra geben müsse. 

Betrachtet man hingegen die Diskontinuität des Spektrums des Kometen- 
lichtes als entstanden durch die auswählenden oder teilweise Absorptionen 
der Kometen materie auf das Sonnenlicht, so scheint mir die Erklärung dieser 
Thatsache leicht und natürlich; denn da in dem unteren Teile des Schweifes 
die (jiasmasse dichter und kompakter ist, so kann sie Absorptionen erzeugen, 
die imstande sind, die Diskontinuität des Spektrums darzubieten, während 
dies schwieriger eintreten kann in den oberen oder von dem Kopfe ent- 
fernteren Teilen, wo die Kometensubstanz reduziert ist auf einen Zustand 
äusserster Verdünnuug und Zerstreuung. 

Zur Stütze meiner Art, die Diskontinuität des Spektrums des Kometen- 
lichtes zu erklären, könnte ich zeigen, wie sio leicht und naturgemäss über- 
einstimmt mit allen anderen Eigentümlichkeiten und Erscheinungen, die 
beobachtet worden im Spektrum der letzten Kometen b und c; aber das 
bis jetzt gesagte scheint mir genügend, die Aufmerksamkeit der Astronomen 
und Physiker zu beanspruchen für diese wichtige Frage, dass sie sehen, ob 
die Erklärung des Kometenlichtes, die basirt ist auf einer an sich nicht 
sehr wahrscheinlichen Hypothese, wie die vom eigenen Glühen und Leuchten 
dieser Himmelskörper, wirklich verdient vorgezogen zu werden einer Kr- 
klärung, die sich stützt auf einen Zustand, der von den Prinzipien der 
Spektroskopie bestätigt wird, wie die der Absorptionen, die hervorgebracht 
werden von der Kometeumasse auf das von ihr reflektierte oder zerstreute 
Sonnenlicht. 

Nach meiner Auffassung wäre die Diskontinuität des Spektrums des 
Kometenlichtes in ähnlicher Weise erzeugt, wie die, durch welche die dunklen 
Linien oder Banden des Sonnenspektrums in der Nähe des Horizontes ent- 
stehen und in dem von den Planeten reflektierten Sonnenlicht; welche dunkle 
Linien oder Banden allgemein erklärt werden als hervorgebracht durch aus- 
wählende oder partielle Absorptionen, die veranlasst werden von den Gasen 
oder Dämpfen, welche unsere Atmosphäre uud die der Planeten zusammen- 
setzen. 

Ohne Zweifel sind die Absorptionsbanden im Spektrum der Kometen« 
bei weitem deutlicher und ausgedehnter wie in den eben genannten Spektren, 
aber dies erklärt sich leicht, wenn man erwägt, dass in unserer Atmosphäre 
und in der der Planeten die chemische Zusammensetzung wahrscheinlich 
ärmer an Elementen ist, wie in der Kometeumasse, und dass sicherlich die 
absorbierende Schicht weniger ausgedehnt ist; und wenn man weiter bedenkt, 
dass im direkten Sonnenspektrum und im Spektrum der Planeten viele Ab- 
sorptions-Linien und Streifen sich verlieren oder unmerklich werden wegen 
der Intensität des Spektrums des direkten oder reflektierten Sonnenlichtes. 

Wenn wir, während die Sonne dem Horizont nahe ist, das Spektrum 
ihres direkten Lichtes beobachten, erscheinen die Absorptionslinien oder 
Streifen, die von unserer Atmosphäre erzeugt werden, an Zahl, Ausdehnung 
und Dunkelheit sehr beschränkt; wenn wir aber das Spektrum des reflektierten 



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oder zerstreuten Lichtes der Atmosphäre in entsprechender Entfernung von 
der Sonne nehmen, so scheinen die Absorptionsbauden zahlreicher, breiter 
und dunkler zu sein, so dass im Spektrum eine Diskontinuität entsteht, die 
nicht sehr verschieden ist von der des Kometenlichtes. 

Wenn man diese Beobachtungen auch an den Oberflächen der Planeten 
macheu könnte, so würden wir ohne Zweifel die Absorptionsstreifen ihrer 
Atmosphären viel zahlreicher, ausgedehnter und dunkler rinden, als die, 
welche wir erhalten können in ihren von der Erde aus beobachteteu Spektren. 
Und wahrscheinlich muss man die dunklen Absorptiouszoneu, welche dem 
Spektrum des Planeten Uranus eine gewisse Ähnlichkeit gebeu mit dem 
Kometenspektrum, nicht blos zuschreiben der besonderen chemischen Zu- 
sammensetzung der Atmosphäre dieses Planeten und der grösseren Höhe 
seiner Atmosphäre, sondern auch der geringeren Intensität des von ihr 
reflektierten Sonnenlichtes; oder mit anderen Worten jene ausgesprochene, 
ungeheure Diskontinuität im Uranus- Spektrum darf nicht blos aufgefasst 
werden als Wirkung der stärkeren Absorptionen in seiner Atmosphäre im 
Vergleich mit den anderen Planeten, sondern als Wirkung der güustigereu 
Bedingungen für diese Absorptionen. 

Dafür, dass iu den Nebeln der Kometen die Diskontinuität des Spektrums 
ausgesprochener ist, wirken die beiden günstigen Bedingungen zusammen: 
die Schwäche des kontinuirlichen Spektrums oder vielmehr des Sonnen- 
spektrums und eine grössere Menge der absorbireuden Medien; die Natur 
derselben muss man nicht in den hellen Banden suchen, sondern in den 
dunklen Linien und Banden, so dass man für die chemische Analyse der 
Kometenmassen das Spektrum umkehren inüsste, das man benutzt bei der 
Hypothese des" eigenen Glüheus und Leuchtens dieser Massen." 



Über Feuerkugeln. 

Von Torwald Köhl. 

Um einen kleineu Beitrag zur Kenntnis der Feuerkugeln zu lieferu, 
habe ich den Versuch gemacht, eine Reihe von solchen Meteoren zu behandeln, 
die in den Jahren 1875 — 80 inkl. an verschiedenen Örtern in Dänemark 
sind beobachtet worden. Die Beschreibungen ungeübter Beobachter sind 
leider oft sehr mangelhaft, weshalb ich nur diejenigen Nummern speziell 
»erwähnen werde, an welche sich ein besonderes Interesse knüpft. Die Ge- 
samtzahl der aufgezeichneten Phänomene beträgt übrigens 155. 

No. 7. 1875, März 13. (Mors.) 
Der Glanz dieser grossen Feuerkugel überstrahlt vollständig den Mond- 
schein. Sic zerspringt in viele Kugeln von verschiedenen Farben. 

No. 20. 1875, August 9. (Aarhus.) 
Ein Meteor mit einer Garbe von Lichtstreifen als Schweif bewegt sich 
in nordwestlicher Bichtuug und verschwiudet hinter einer schwarzen AVolke. 
No. 22. 1875, August 10, 12 h 42 m Vm. (Kopenhagen.) 
Eben mit Beobachtungen über Laurentius-Sternschnuppen beschäftigt 
sah ich und meine Mitbeobachter ein blaues Meteor, 1 4 £ gross, über denSüd- 
himmel' ziehen. Es ging von « Piscium durch Cetus, Aquarius, Capricornus 
(südlich dem Saturn vorbei) und Sagittarius nach Ophiuchus, wo es sich 



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hinter einer Wolke verbarg. Der Sehweif betrug 30°. Das Phänomen dauerte 
7 Sekunden und wurde auch in Lüneburg, jedoch am Nordhimmel projiziert, 
gesehen. 

No. 27. 1875, Nov. 16, 5 h Nm. (Bornholm.) 

Im Süden tritt ein Meteor, gleich einer gewöhnlichen Sternschnuppe, 
hervor. Nach und nach entwickelt es sich zu einer schönen Feuerkugel von 
blauer Farbe. Bei der Explosion sprüht sie Funken nach allen Seiten hinaus. 
No. 32. 1875, Dec. 11, 5" Nm. (Kolding). 

Eine Feuerkugel zieht von SSO.— NNW. hin. Der Schweif gleicht einer 
hellgrünen Flamme. Das Meteor breitet ein blendendes Licht aus, be- 
wegt sich niedrig am Himmel und wird nach Verlauf von 30 Sekunden 
hinter Bäumen verdeckt. 

No. 30. 1876, Januar 1, 5 h Nm. (Emb, Hjörring.) 

„Als der Hausknecht des Proprietäre Chr. Ostergaard seine Heimat 
verliess und den Weg hinab ging, ward er iu 100 Schritte Abstand vom 
Nachbarhof „von einem Meteor" getroffen. Der Mann fiel zur Erde, seine 
Augenhaare und Oberlippe waren versengt; er kam aber bald nachher wieder 
zu sich und kehrte zurück durcli eigene Hülfe. Auch sein Kock war, was 
nun erst gesehen wurde, augezündet gewesen. In den folgenden Tagen ging 
er in einem kranken Zustande umher. Der Charakter und Lebenswandel 
des Mannes stehen im besten Lichte, so dass die Realität der Sache keinem 
Zweifel unterliegt, obwohl man hier eher ein Blitzphänomen (Kugelblitz?) 
statt eines Meteors annehmen muss." 

No. 38. 1876, Januar 22. (Nakskov.) 

Ein grosser Stern bewegt sich langsam von 0.— W. in prismatischen 
Farben strahlend. Bald werden 2 oder 3 seitwärts stehende Sterne bemerkt, 
bald geht ein Streifen mit einem glänzenden Stern auf der Spitze empor. 
Das Phänomen dauerte Stunde. 

No. 39. 1876, Februar 18, 3'/2 h Nm. (Herlufsholm.) 

Grosse Feuerkugel, welche die ganze Umgegend erhellt, zieht gegen NW. 
hin, nimmt zuletzt das Aussehen des Neumondes an. 

No. 47. 1876, Mai 11, 9 h Nm. (Laaland.) 

Aus einer grossen dunklen Wolke kommt eine Feuerkugel hervor, nimmt 
die Gestalt des Neumondes an, sieht aber weit grösser aus. Sie ging 
langsam abwärts, indem sie Raketstrahlen aussandte und fiel, dem Anschein 
nach, in einen Wald. 

No. 52. 1876, Sept. 7, lV* h Nm. (Ringkjöbing.) 

Mehrere Personen haben ein heftiges Sausen in der Luft gehört und 
danach ein starkes Knallen wie von Gewehrfeuer. Zugleich bemerkte man 
jetzt eine Dampfbildung längs der Wasserfläche des kleinen Baches 
Vonaa c. 600 Ellen nordwärts. Der Berichterstatter befand sich nur 150 
Ellen von dieser Stelle. 

No. 56. 1876, Sepi 28. (Roskilde). 

Ein grosses Meteor steigt schnell am ostnordöstl. Himmel gegen das Zenit 
empor; allein bevor es diesen Punkt erreicht, wird es stationär, geht 
zurück und explodiert in 45° Höhe, indem eine Menge heller Funken nach 
allen Seiten hinaus fahren und sich bald nachher in einen Streifen sammeln. 
No. 61. 1870, Nov. 12, 5 h Nm. (Aarhus). 

Eine helle Feuerkugel, etwas kleiner als der Vollmond, läuft schnell 



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— 42 — 



über den Himmel. Der breite peitsche u formige Schweif endet in eine Spitze, 
welche seitwärts schwingt. 

No. 70. 1877, März 17, 6»/* h Nrn. (Aarhus.) 

Ein grosses und schön gelbes Meteor zieht ganz langsam in südöstlicher 
Richtung und 40° Höhe. Gleich nach seinem Hervortreten wird ein dumpfer 
Knall gehört wie von einem Kanonenschuss. Es hält sich in 3 / 4 Miu., springt 
dann in 5 Stücke, von welchen jedes einen hellen Schein ausbreitet Nach 
dieser Explosion wird kein Knall gehört. 

No. 73. 1877, April 14, llV* h Nrn. (Thisted.) 

Eine grosse blaue* Feuerkugel geht vom Zenit gegen SO hinab. — Zu 
derselben Zeit wurde eine Erderschütterung an vielen Orten des nördlichen 
Jütland bemerkt, besonders in Leinvig. 



7 h 45-» * 



7 h 50" 



8 h 50 m * 



* * 

Feuerkugel am 28. Heptbr. 1877. 

No. 85. 1877, Sept. 28, 7 3 / 4 h Nrn. (Tönder.) 
Ein rotes Meteor steigt schnell vom Horizonte in SO hinauf, geht durch 
das Zenit und verwandelt sich 5° nördlich vom Mizar in einen weisslichen 
Flecken mit einem dampfigen Schweif von 15° Länge. Der Schweif zog 
sich ein und bildete ein S. Langsam nahm der Glanz des Schweifes ab und 
er verschwand, während der helle Fleck, aus welchem Funken hervorgingen, 
sich l 1 /« Stunde lang sichtbar hielt. Er war inzwischen bis zum Benetuasch 



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— 43 — 

gelangt. Das Meteor hatte ein sehr intensives Licht verbreitet, sodass jeder 
Busch in weiter Ferne sichtbar wurde. (Siehe die Figuren S. 42.) 

No. 102. 1878, Juni 26, l u Vm. (Horsens.) 
Am nordwestlichen Himmel erscheint eiu grosser, feuerroter Stern. Er 
teilt sich sogleich in 2 Sterne, und zwar so, dass der Zwischenraum eine 
Zeitlang die rote Farbe behält. Späterhin werden sie vollständig geschieden. 
Der eine Stern wächst und nimmt die Gestalt der Mondsichel an, wäh- 
rend der andere als Sternlein sich in die Höhlung derselben einstellt. Dauer 
% Stunde. 

No. 107. 1878, August 29, 2Vi h Nrn. (Mem, Prästö.) 
Ein kleiner Meteorstein schlägt nieder und wird jetzt im Kopen- 
hagener mineralogischen Museum aufbewahrt. Der chemischen Untersuchung 
des Horm Professor Fr. Johnstrup zufolge gehört der Meteorit zu den „Oli- 
gosideres" nach Daubrees Skala. Hier kommt das Eisen sparsam vor als 
eiugesprengte Körner. Das spez. Gewicht beträgt etwa 3 Vi. 

No. 130. 1879, Oktbr. 24. (Kongensbro, Viborg.) 
Ein Maun wurde plötzlich wie übersäet mit Funken von bläulicher 
Farbe. Das Phänomen folgte ihm eine Viertelmeile und war von einem 
Sausen begleitet. Plötzlich erhob sich vor ihm, und dem Anschein nach 
aus einem Sumpfe, eine Feuerkugel, die gerade emporstieg und in einer 
Höhe von circa 200 Fuss mit einem fürchterlichen Knall zersprang, indem 
m Blitzstrahlen von verschiedenen Farben nach allen Seiten aussendete. 
(Wahrscheinlich ein Kugelblitzphänomen.) 

No. 138. 1880, August 12, ll h 33 m 45" Nrn. (Kopenhagen.) 
Vom Verf. beobachtet. Das Meteor wurde auf dem lichten Hintergrunde 
eines Nordlichtes projiziert. Anfang 215° -f- 30°, Ende 158° -f 43°. Die 
Lichtstärke konnte nur mit der eines Sterns erster Grösse verglichen werden, 
aber von anderen Stationen gesehen trat das Meteor als eine wahre Feuer- 
kugel hervor, schleuderte rote Funken herab und explodierte. Ein Beob- 
achter in Christianssand (Norwegen) befand sich jenseits der Orte, durch 
deren Zenit das Meteor gegangen sein muss. Anfang 300° -f- 14°, Ende 
35° + 20°. Berechnungsresultat: Die Feuerkugel erschien 17,3 Meilen über 
einem Punkt in der Nordsee (5° 8' westl. L. v. Kopenh., 50° 58' n. B.) und 
verschwand 8,1 Meilen über einem Ort an der schwedischen Küste (1° 27' 
w. L., 58° 10' n. B.) Die Bahn war 36,22 Meilen lang und die Geschwin- 
digkeit 3,G Meilen pr. Sek. Nachdem diese Bestimmung erhalten war, kam 
die Nachricht, dass ein Mann in Westerwig das erwähnte Meteor nahe dem 
Zenit sah, was mit der Berechnung sehr schön übereinstimmt 

No. 143. 1880, Septbr. 28, 7V* h Nm. (Kopenhagen.) 
Zwei Beobachter hier haben das Meteor in Sternkarten verzeichnet und 
die nämliche Stelle für den Endpunkt angegeben: 240° -f 21°. Da auch 
audere Beobachter an verschiedenen Orten in Dänemark dasselbe Meteor 
ersehen haben, bin ich zu folgendem Berechnungsresultat gelangt: Die Feuer- 
kugel wurde unsichtbar 7,7 Meilen über einem Punkt nahe westlicli von 
Sorö (lo T w. L., 55« 28° n. B.). 

No. 145. 1880. Novbr. 2, 5»// Nm. (Faxe, Seeland.) 
Dieses Meteor ist besonders dadurch merkwürdig, dass es auch von der 
genannten Station aas gesehen wurde, obgleich es über Belgien und zum 



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- 44 - 



Teile über Frankreich hinlief. Auf Grundlage einiger Beobachtungen ist folgende 
annähernde Bestimmung erhalten: Die Feuerkugel erlosch 9,7 Meilen über 
eiuem Punkte in Nordfrankreich unweit Beauvais (10 2 /* 0 w. L., 49 1 /* n. B .*) 

Allgemeine Bemerkungen. 

Die Feuerkugeln sind in ihrem Auftreten höchst verschieden. Nur 
durch ihre Grösse kann man sie von Sternschnuppen unterscheiden, denn das 
andere Kriterium, welches oft angeführt wird: die Explosion, bisweilen von 
einem Steinfalle begleitet, gilt nicht immer. Es giebt viele Feuerkugeln, 
deren Erlöschen ohne sichtbare Explosion stattgefunden, eben wie bei den 
Sternschnuppen. No. 27 und 54 erschienen anfänglich als gewöhnliche 
Sternschnuppen, allein sie entwickelten sich während des Laufes zu explo- 
dierenden Feuerkugeln. No. 138 musste in Kopenhagen und in südlichen 
Stationen für eine Sternschnuppe gehalten werden, allein in Bälnm bei Aal- 
borg in Jütland wurden die Funken längs dem Schweife deutlich wahr- 
genommen und in Christianssand (Norwegen) erschien das Phänomen als eine 
schöne Feuerkugel, deren Explosion mit einem Feuerregen verglichen wurde. 
Bei den Nrn. 8, 10, 14, 26, 70, 104, 105, 128 und 153 wurde ein Knall 
gehört; wenn aber in mehreren Fällen die Explosion „ohne Schall' 1 verlief, 
darf man sie eher „nicht hörbar" nennen. Bei No. 52, 85, 103, 128, 145 
und 146 wurde eiu deutliches Zischen oder Sausen in der Luft gehört, das 
gerade mit der Erscheinung selbst endete, und No. 85 löste sich sogar ohne 
Explosion auf. Oft vergleicht man die Explosion mit der einer Rakete, bis- 
weilen mit einer Bombenrafcete, welche ein mächtiges Strahlenbüschel nach 
allen Seiten hin aussendet. Die Funken spielen gewöhnlich in ganz ver- 
schiedenen Farben und sind nicht selten so gross, dass sie als eiförmige 
(No. 116), eckige (No. 153) oder als kleine Kugeln (No. 12, 38, 46, 70, 
102, 108, 112, 116, 117, 134 und 145) bezeichnet werden. Diese Frag- 
mente werden in der Kegel schon während des Laufes vom Meteor hinaus- 
gesprüht und begleiten dasselbe. In einigen Fällen (No. 38, 72, 87, 131 und 138) 
wurden grössere Feuermassen ausgeschleudert und zwar in divergirenden 
Richtungen gegen die Bahn, und der Fall ist auch eingetroffen, dass der 
Hauptkörper des Meteors die Gestalt des Neumondes angenommen 
(No. 39, 47 und 102) oder es hat sich ein Lichtring rings um ihn ge- 
bildet (No. 31). Höchst merkwürdig ist das Phänomen, dass eine Feuer- 
kugel rückwärts gegangen; ja in einem einzelnen Falle sogar wieder vor- 
uud rückwärts (No. 41 und 56). No. 153 ist durch seine wirbelnde 
Bewegung der Funken merkwürdig, ein Phänomen, das unter anderen 
Gelegenheiten bei dem Hauptmeteor gesehen wurde, indem dieses eine 
Schraubenlinie beschrieb. Ich erinuere mich, dass die Sternschnuppe 1877, 
August 10, ll h 18,5 m in einer zickzackförmigen Bahn lief. No. 7, 25, 26, 
32, 39, 66, 70, 81, 85, 98, 117, 120, 126 und 144 zeichnen sich durch 
Grösse und Helligkeit aus. Einige erschienen grösser als der Vollmond, 
während anderseits verhältnismässig kleine Meteore eine bedeutende Licht- 
stärke gezeigt haben. Die Farbe ist höchst verschieden und oft variabel 
bei demselben Meteor. Die Feuerkugeln können weiss, rot, gelb, grün, 



*) In der „Wochenschrift für Astronomie 4 * 1880, No. 12 und 48, sowie 1881, No. 11 
sind die drei letzten Feuerkugeln ausführlich erwähnt. 



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- 45 - 



Wau oder violet sein. In den nicht ganz wenigen Fallen, wo die Farbe von 
roth zu grün, von gelb zu blau übergegangen ist, darf die Änderung nur 
eine komplementäre Wirkung sein. Wenn nämlich eine Feuerkugel bei stei- 
nender Temperatur von der roten zur weissen Farbe übergeht, wird das 
Auge ja die letzte Farbe als. grünlich auffassen. Alle Farbenei scheinungen 
der Meteore können jedoch auf diese Weise nicht erklärt werden. Dieses 
zeigt z. B. No. 17, bei welchem die Farbe von weiss zu gelb überging. 
Ein ungeübter Beobachter wird oft nur die eine Farbe aufzeichnen, so dass 
*in und dasselbe Meteor von verschiedenen Beobachtern nicht von gleicher 
Farl>p geschätzt wird, wie No. 143 (,,rot ki und „weiss mit bläulichem Glanz"). 
Der nachgelassene Dampfschweif hat bisweilen die Gestalt eines S, einer 6, 
wner Schlange (No. 61, 85, 86, 105 und 129) oder eines Fächers (Xo. 139) 
angenommen und sich längere Zeit sichtbar gehalten. Ausserordentlich merk- 
würdig durch seine Dauer ist No. 85, welches sich volle 5 Viertelstunden 
hielt! Wenn das Meteor während des Laufes Funken aussendet, haben die 
letzten sich am längsten gehalten (No. 3 und 19). 

Die eigentlichen Sternschnuppen erscheinen periodisch. Dasselbe ist 
gewiss auch bei den Feuerkugeln der Fall; weil aber die letzteren weit 
Steuer als jene sind, wird hier die Periodität nicht so augenfällig. Erst 
darch Vergleichung der Zeiten für eine bedeutende Anzahl Feuerkugeln darf 
mau hoffen, die Perioden feststellen zu können. Die folgende Tabelle ent- 
hält alle die Monatstage in den Jahreu 1875 — 80, an welchen nach meiner 
Liste Feuerkugeln beobachtet wurden. 





1875 


1876 


1877 


1878 

• 


1879 


1880 


Januar 


1. 


L 7. 22. 


17. 


2. 10. 


27. 29. 


14. 


rVbrnar 


ig. 


18.20. 


1. 1.5. 


25. 20. 28. 




1. 


März 


2. :;. 3. 3 13. 
14. 17. 


12.21.30. 


17. 25. 


23. 


24.28. 




April 


21. 2G. 


20. 


13. 14. 


11.26. 


14.20.29. 




Mai 


1.10. 14.21. 


3. 7. 11. 18. 


2. 7. 13. 30. 


2G. 




10.. 


Jani 


2. 




8. 


2G. 






Juli 


in. ih. 


6. 


24 25. 


12.30. 


18. 18. 25. 




August 


1.9. 10. 10. 
31. 


0. IG. 


13 18. 24. 


1 13.29. 


7. 24. 

- •* 


5. 10. 12. 




8. 14. 


7. 12. 13. 1!». 
28. 


4. 2s. 28. 

29. 30. 




22. 


10. 11.22. 
25. 28. 


Oktober 




23. 30. 


2.8. 12.20. 


2. 7. 9. 27. 


8. 19. 24. 30. 


25. 




9. 16. 


10. 11. 12. 
12. 12. 


• 


15.21. 




2. 2. 6. 10. 
2G. 




1.8. 7. 10. 11. 
12. 10. 30. 


24. 




12. 


12. 


2. 10. 10.12. 
13. 14. 



Siriu* \X»± l|..f t 2. ' 7 



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— 46 — 

Als Maximal- Perioden der Feuerkugeln müssen hiernach der 28. Sep- 
tember und der 12. Dezember bezeichnet werden. Merkwürdig ist das 
Jahr 1880 durch die geringe Zahl der Feuerkugeln im ersten und die Oberaus 
grosse Zahl im letzten Semester. 



Erscheinungen der Jupitermonde. 

Auf wiederholt und von verschiedener Seite geäusserten Wunsch wird von jetzt an 
der „Sirius" monatlich die Erscheinungen, welche die .lupitennonde darhieten, bringen 
und zwar nach den Angaben des Nautical Almanac. Die Phänomene sind: Verfinste- 
rungen, Bedeckungen, sowie Vorübergänge der Satelliten und ihrer Schatten vor der 
Scheibe des Jupiter. Die angegebenen Zeiten sind mittlere von Green wich. Die ein 
für allemal angewandten Abkürzungen sind folgende: 

Kc. J>. bezeichnet: Eintritt des Satelliten in den Schatten des Jupiter, 
Kc. Ii. „ Austritt „ „ aus dem „ „ „ 
Oc. I). „ Verschwinden „ „ hinter der Scheibe ,, „ 
Oc. It. „ Hervorkommen ,, „ „ „ „ ,, ,, 
Tr. J. „ Beginn des Vorttbcrganges des Satelliten vor der Jupiterscheibe. 
Tr E. „ Ende „ „ „ „ „ „ „ 

Sch. J. „ Beginn „ „ „ Schattens d. Sat. vor d. Jupiterscheibe. 

Sch. E. „ Ende „ „ .. „ „ „ „ „ ,, 

Die Satelliten selbst sind mit der Ziffer 1 bis IV bezeichnet. Die Zeiten der Bedeckungen 
und Vorübergänge sind nur genäherte. Alle Phänomene, welche in Greenwich sichtbar 
sind, sind mit einem Sternchen bezeichnet, wenn Jupiter mehr als 8 U über und dfeSoiM 
mehr als 8° unter dem dortigen Horizont steht, und mit einem Kreuzchen, wenn Jupiter 
näher dem Horizont steht. 

Um die jetzigen, günstigen Sichtbarkeitsverhältnisse des Jupiter noch zu verwerten, 
werden die Phänomene der Satelliten während des Februar im gegenwärtigen Hefte des 
„Sirius" erscheinen; die Monate März und April folgen im nächsten Heft. 



Vermischte Nachrichten. 

Ungewöhnlich schnelles Verschwinden einer bedeutenden Protuberanz. 

Ueber einen solchen Fall teilt Herr Professor Spörer in No. 2402 der A. N. 
folgendes mit: „Es ist bekannt, dass die durch ihre Intensität ausgezeiebneteu 
„flammigen" Protuberanzen einem schnellen Wechsel unterworfen siud, dass 
auch dabei hohe und starke Strahlen innerhalb kurzer Zeit ganz oder teilweise 
verschwinden, d. h. durch Abkühlung ihre Leuchtkraft verlieren. Ein seltenes 
Beispiel für überraschend schnelles Verschwinden bei bedeutenden Dimen- 
sionen lieferte die Beobachtung einer Protuberanz am 2. August d. J. Nach- 
mittags gegen 5 Uhr. Diese Protuberanz erhob sich über breiter Basis 
intensiv leuchtend bis zu einer Höhe von etwa einer Minute und setzte sich 
weiter fort als lockeres Gewölk, weniger stark leuchtend. Indem der Sonnen- 
rand vom tangential gestellten Spalt weiter und weiter entfernt wurde, 
blieben immer noch feine Gebilde sichtbar, zuletzt noch mühsam als matte 
Fäden erkennbar. Die ganze Höhe wurde auf 4 Minuten geschätzt Nach- 
dem ich dann in einer Zwischenzeit von beiläufig 5 Min. eine Beobachtung 
an einer anderen Stelle des Sonnenrandes erledigt hatte, kehrte ich zur vorigen 
Stelle zurück, in der Absicht, jene Protuberanz weiter zu untersuchen und 
die Höhe genauer zu bestimmen. Ks ergab sich aber das unerwartete Re- 
sultat, dass in dieser kurzen Zwischenzeit der untere Teil der Protuberanz 
vollständig verschwunden war und dass von den oberen Teilen nur vereinzelt 
dünnes Gewölk in verschiedenen Höhen übrig geblieben war." 



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— 47 — 

Lichtsohwachung durch Fernrohre. Herr Graf v. Pfeil beschreibt einige 
Versuche dieser Art, die er angestellt hat und die wert sind, von anderen 
Beobachtern geprüft und erweitert zu werden. Er sagt: „Das von mir be- 
nutzte Fernrohr ist ein Merzscher Kometensucher von 18"' Öffnung, 12 1 /»" 
Brennweite und 8-, 21- und 30faeher Vergrosser uug. Der Deckel des Ob- 
jektivs ist in der Mitte durchbohrt, die Öffnung jedoch durch eine exzen- 
trische Scheibe geschlossen, die gestattet, vor die Mitte des Objektivs zehn 
verschiedene Öffnungen von l M bis C" Weite vorzudreheu, wodurch die 
Fläche des Objektivs kleiner oder grösser gewählt werden kann. In ent- 
sprechender Entfernung hinter dem Objektiv befindet sich eine Vorrichtung, 
dui für jede Öffnung des Objektivs von &" bis V" ein der äusse- 
ren Öffnung entsprechendes Diaphragma einzusetzen, welches 
die falschen Seiteustrahlen absperrt. Diese Vorrichtung gewährt 
ein vollkommen reines Bild des betrachteten Objekts. Vor dem 
Kollektiv können ebenfalls beliebig Diaphragmen eingesetzt werden. Sie 
haben den Zweck, eine gewisse von den Flächen des Kollektivs entstehende 
Spiegelung des Sonneubildes abzublenden. Bei allen Vergrösserungseinsätzen 
ist an der Stelle, wo das vom Kollektiv kommende Bild durch ein Dia- 
phragma umgrenzt wird — wo gewöhnlich die Kreuzfäden liegen — , ein 
kleines von aussen bewegliches Scheibchen angebracht, etwas grösser als das 
dort sich darstellende Somienbildchen. Mit diesem Scheibchen lässt sich bei 
Beobachtungen die Sonne verdecken und so .gewissermassen eine totale 
Sonnenfinsternis herstellen. Das vom Kollektiv kommende Bild wird be- 
kanntlich durch das Okular vergrössert. Um jedoch die Vergrösserung und 
damit die Lichtschwächung viel weiter treiben zu können, wendete ich, anstatt 
der Okularlinse, ein vollständiges Mikroskop an, aus einer bis drei Objektiv- 
linsen, Kollektiv und Okular bestehend. Die vergrössernde Wirkung ist 
ausserordentlich und lässt sich auch, wenn Lichtschwächung nicht beabsich- 
tigt wird, bei sehr hellen Objektiven mit Vorteil anwenden. Dabei ersetzt 
das Mikroskop das terrestrische Fernrohr, weil es die umgekehrten Bilder 
wieder aufrichtet. Das Mikroskop wird, nachdem .die Okularlinse entfernt 
worden, auf das Blendscheibchen eingestellt, indem man dessen Rand be- 
trachtet. Als Objekt für die Versuche verwendete ich, wo ich Sonne, Mond 
und Gestirne nicht unmittelbar benutzte, vornehmlich eine weissgetünchte, 
von der Sonne sehr hell beleuchtete, 500 Schritt entlegene Wand, in und 
neben der sich Fenster, Thülen, Dachziegel, Bäume und andere deutliche 
Gegenstände befanden. Ich konnte mich so vielfach überzeugen, dass die 
für eine Lichtschwächung bestimmten Vorrichtungen zur Verkleinerung des 
Objektivs von 18'" bis auf 1"', also eine Abschwächung des Lichtes auf V324 
sieh ausführen Hessen, ohne der Deutlichkeit und Schärfe des Bildes den 
mindesten Eintrag zu thuu, nur dass die sonnenbeleuchtete Fläche sich in 
ein Nachtbild umwandelte. Ich muss hier bemerken, dass die richtige Ein- 
stellung des Okular- Einsatzes bei verkleinertem Objektiv nicht möglich ist, 
sondern bei vollem Objektiv erfolgen muss. Was die mikroskopische Ver- 
grösserung des Bildes betrifft, so gewährt sie gegen helle irdische Objekte 
und ebenso gegen den Mond, gegen Venus sehr schöne Bilder. Dagegen 
zeigen sich bei Sonnenbeobachtungen störeude Spiegelungen des Auges gegen 
die Okularlinse und dunkle, dem Instrument angehörende Flecken, die zu 
beseitigen mir bis jetzt nicht gelungen ist. Um die Sonne selbst und ihre 

7* 



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- 48 — 



Umgebung durch die lichtschwächenden Vorrichtungen zu betrachten, dient 
eine zu einem Kreis verbundene Keine Blendgläser, von einem noch durch- 
sichtigen Braun bis zu einem lichten Blau abfallend Wird eine nur kleine 
Öffnung des Objektivs angewendet und ist das Sonnenbild selbst verdeckt, so 
lässt sich die nächste Umgebung der Sonne bequem ohne Blendung betrachten. 
Bei heiterem, tiefblau gefärbtem Himmel zeigt sich neben der durch das 
Scheibchen verdeckten Sonneuscheibe die Korona jedesmal, ja sie 
ist noch durch die lichtesten Blendgläser sichtbar. Protuberanzen jedoch 
sah ich noch nicht. Als am 19. Juli 1879 Vormittag sich der Mond der 
Sonne sehr näherte, konnte ich die Mondscheibe als einen schwachen Schatten 
oft erkennen. Bisweilen jedoch verschwand sie, obschon eine stärkere Trü- 
bung des Himmels sonst nicht wahrzunehmen war. Leider war der Himmel 
nicht hell genug, um die Korona zu zeigen. Ich zweifle nicht, dass bei 
hellem Himmel in stärkeren Instrumenten Venus, Merkur, oder der Niel- 
gesuchte, unbekannte Planet vor der Korona sich deutlich zeigen müsse. 
Der Mond gewährt bei vollem Objektiv, durch das Mikroskop betrachtet, 
sehr schöne Detailbilder. Dagegen ist schon bei Jupiter die stärkere Ver- 
grösserung nicht mehr von Wert, weil das Licht zu schwach wird. Bei 
irdischen gut beleuchteten Objekten zeigt das Mikroskop mehr Details als 
der terrestrische Einsatz des Fernrohres, indes möchte dieser für den gewöhn- 
lichen Gebrauch vorzuziehen sein. 41 

Die Zahl der Sternwarten in Europa beträgt der „Pol. Z." zufolge 81, 
diejenige Nord- und Süd -Amerikas zusammen 28. Deutschland besitzt iu 
Europa die meisten, nämlich 29; dann folgen Kusslaud und England mit 19 
resp. 14; Griechenland und Dänemark besitzen je eine. Die älteste unaus- 
gesetzt in Thätigkeit gewesene Sternwarte ist die von Leyden, welche 103- 
gegründet wurde. Die Sternwarte von Kopenhagen folgte 1037, die von 
Paris 1067, die von Green wich 1675. Zusätzlich zu obigem möge die Be- 
merkung gestattet sein, das* uns 29 Sternwarten in Deutschland nicht be- 
kannt sind. Zählt man diejenigen astronomischen Observatorien, an denen 
wirkliche Beobachtungen zu wissenschaftlichen Zwecken angestellt werden, 
auf, so ergiebt sich in alphabetischer Reihenfolge das uachsteheude Ver- 
zeichnis: Berlin* (Universitäts- Stern w.), Bonn (dito), Bothkamp (v. Bülow), 
Breslau (Univ.-Sternw.), Karlsruhe, Danzig (naturf. Ges.), Dresden (Baron 
v. Engelhard), Düsseldorf (städtische Stern w.), Göttingen (Univ.-Sternw.), 
Gotha, Hamburg, Jena (Univ.-Sternw.), Kiel (dito), Köln (Dr. Klein), Königs- 
berg (Univ.-Sternw.), Leipzig (dito), Marburg (dito), München (dito), Münster 
(dito), Potsdam (astrophys. Observ.j, Küngsdorf (Dr. Camphausen), Strassburg 
(Univ.-Sternw.), Tübingen (dito), Wilhelmshaven. 

Der Redaktion eingesandte Werke*) 

Populäre Astronomie, von Sim. Newcomb. Deutsche vermehrte 
Ausgabe, bearbeitet durch Dr. Rudolf Engelmaun. Mit dem Bildnisse 
W. Hersehels, 2 Sternkärtcheu uud 207 Holzschnitten. Broschiert 12 M. 
Gebunden 13 M. 50 Pf. Leipzig 1881, Verlag von Wilhelm Kngelmann. 
Referent steht nicht an, das vorstehend bezeichnete Werk für eins der vorzüglichsten 
seiner Art zu erklären, die nur jemals in irgend einer Sprache erschienen sind. Das 

*) Alle beurteilten Werke liefert bei Einsendung des Hetrages franko und post- 
wendend die Buchhandlung für Astronomie von Karl Scholtzc in Leipzig. 



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— 49 — 

Buch ist populär im edelsten Sinne des Wortes und dabei eigenartig, man erkennt, dass 
der Verf. ein Gelehrter von tiefen astronomischen Kenntnissen und umfassender allge- 
meiner Bildung ist. Die deutsche Ausgabe muss sowuhl wegen ihrer reichen Zusätze, 
wie ihrer eleganten Darstellung als ein Originalwerk und eine ganz besondere Zierde 
unserer einschlägigen Litteratur botrachtet worden. Leider gestattet hier der Kaum nicht 
in Einzelheiten einzugehen, Referent schliefst daher mit dem Wunsche, dass kein Leser 
des „Sirius" versäumen möge, sich das schöne Werk anzuschaffen. 

Astronomischer Kalender für 1882. Herausgegeben von der K. K. 

Sternwarte zu Wien. Neue Folge, 1. Jahrgang. Broschiert 1 M. 20 Pf. 

Kartonniert und durchschossen 1 M. 00 Pf. Wien. C. Gerold's Sohn 1882. 
Dieser Kalender bildet die Fortsetzung des bekannten Littrow'sehen Kalenders, 
dessen Erscheinen durch den Tod Littrows seit 1878 aufgehört hatte. Dadurch war für 
viele Freunde der Astronomie eine recht fühlbare Lücke geschaffen, deren Ausfüllung 
durch obigen Kalender das Verdienst des Hrn. Prof. Dr. Weiss, des gegenwärtigen 
Direktors der Wiener Sternwarte ist. Der neue Kalender ist ganz im Sinne des früheren 
gehalten, nur wurde in den Ephemeriden der Sonne und des Mondes statt Länge überall 
Kektaszension gegeben , eine sicherlich dankenswerte Verbesserung. Möge der wieder- 
erstandene Kalender recht zahlreiche Freunde finden! 

E. S. Holden, Investigation of the Objective and Micrometers of the 

Twenty-six Inch. Equatorial. 
Observation of the Transit Venus December 8 — 9. 1874 Part. I. 
Reports of the Total Solar Eclipses of July 29. 1878 and January 11. 1880. 

Washington 1880. 

T. Finger, Ueber ein Analogon des Katerschen Pendels und dessen An- 
wendung zu Gravitationsmessungen. 
Henry Harrison. A Hand-book describiug Objecto in the „Telescoping 

Pietures of the Moon". New- York 1880. 
Verfasser hat eine sehr schöne, farbige Darstellung des zunehmenden Mondes 9 
Tage nach der Konjunktion, veröffentlicht und gedenkt derselben noch fünf andere folgen 
zu lassen. Die obige Broschüre giebt den erforderlichen Text. Wir wünschen dem 
schönen Unternehmen bestes Gedeihen! 

Hilriker, die astronomischen Längenbestimmungen mit besonderer Berück- 
sichtigung der neueren Methoden auf Grundlage der Publikationen der 
Europäischen (iradmessung dargestellt. Aarau 1882. 
Eine recht vollständige und gute Darstellung, auf welche wir noch spezieller zurück- 
kommen werden. 



Druckfehler. 

In dor Tafel I zum ersten Hefte des „Sirius" mnss es bei der Zeichnung oben links 
heissen 1843 März 8. Abds. statt 18 03 März 8. Abds. 



Oer grosse Refraktor der Patent- und Musterschutz-Ausstellung 

aus der Werkstätte des Herrn Dr. Schröder in Obcrursel, 

lOzöllig, mit allem Zubehör zu verkaufen. . XT , „ . - 

"~ Im Namen des C o m 1 1 e s 

Frankfurt a. M. jy Vt Heinrich Itöttster. 



Alle für die Redaktion des „Sirius" bestimmten Zuschrifteu etc. sind an Hrn. Dr. 
Herrn. J. Klein in Kölna/Rh. zu richten, während Abonnements jode Buchhandlung, sowie 
die Vcilagshandhmg von Karl Seholtze in Leipzig, Emilienstrasse 10, entgegen nimmt. 



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— 50 — 



Planetenstellung im April 1882. 



Berlin. ß«o««ntr. 
Mitta« K*kU»wa»io« 

II» Ml. 8« 



lieosetitr. 
Deklination 

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1 
2 

1 

2 
2 
2 

3 
3 

7 
7 
7 
7 
7 
7 



Merkur. 

31 55 27 1 — 5 23 58 0 | 
S 43-37 2 17 520 
34 33 03 — 1 14 58 0 
7 4126 4- 5 10 414 
43 33-07 0 23 5 5 
22 27 73 +13 41 4 0 

Venus. 
30 1 1-22 ! f 9 26 8-8 
2 28-70 11 40 24 0 
20 0 91 13 59 40 4 
50 9 18 10 4 35 1 
14 37-66 17 59 15 7 
39 33-36 -19 42 10 5 

Mars. 

0 59 08 +24 59 22 2 
10 53-41 24 39 7 8 



Kulmina- 
tion 
h w 



22 40 

22 50 

23 1 
23 14 
23 30 
23 49 



0 45 

0 48 

0 52 

0 56 



8 3 
18 3 
28 3 



24 10 122 

23 50 27-9 
23 21 50- 1 
+22 50 16 3 ; 

Jupiter. 

39 40-70 +18 52 12 7 
19 22 33-8 1 
+ 10 51 39 9 



21 107 
31 28 80 
42 551 
52 51 75 



48 33 36 
57 11 06 



1 
1 



5 
5 
5 
5 
5 



2 
2 



1 

6 

0 
50 
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38 
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20 

33 
3 

1 32 



Herlin. 
Mittag 



8 
18 

28 

8 
18 
28 

4 

16 

28 



I Uooxeulr. 
liekta«zenjtion 

I b. m. m. 



lieoxentr. 
Deklination 

g * 4t 



halinm.v 
tion 



Saturn. 

2 41 28 32 +13 29 20 7 
2 46 18 40 13 52 45 0 
2 51 17 71 +14 15 55 6 

Uranus. 

6 49-32 + 6 34 27 1 
6 41 24-3 



11 
11 



5 39 05 



Neptun. 

2 52 35 42 | +14 43 30 7 
2 54 14-00 , 14 51 2 0 
2 55 58-57 j +14 58 48 8 



h 


in 


1 


35 


1 


0 


0 


26 


10 


0 


9 


20 


9 


39 


2 


2 


1 


10 


0 


31 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1882. 




0 40-3 
19 23 5 
6! — 
10 31.6 
49-5 



Mondphasen. 

Vollmond. 
Lotztes Viertel. 
Mond in Erdnähe. 
Neumond. 
Erstes Vierted. 
Mond in Erdferne. 



Monat Steru 


(i rosse 


Eintritt 


Austritt 


April 1. 


e gT. Löwe 


5 Gr. 


h in 

12 19-9 


h in 

13 12 3 



Lage und Grösse des Saturnringes (naeh Besse 1). 

April 10. Grosse Achse der Ringellipse: 37 13"; kleine Axe 13*05". 

Erhöhungswinkel der Erde Ober der Ringebene 20" 35' südl. 

Mittlere Schiefe der Ekliptik April 10. 23° 27' 16 47" 

Scheinbare , „ „ 23° 27' 12 59" 

Halbmesser der Sonne ,. ,, 15' 58 8" 
Parallaxe „ „ 883" 



Planetenkonstellationen. April 1. 3h Uranus mit dem Monde in Konjunktion iu 
Rektaszension. April 1. . 19h Mars in Quadratur mit der Sonne. April 9. 0h Uranus 
im Perihel. April 13. 17 h Merkur in grösster südl. heliozentrischer Breite. April 16. 
1 l h Merkur mit dem Monde in Konj. iu Rektaszension. April 18. 13*» Venus mit 
dem Monde in Konj. in Rektaszensiou. April 18. 15° Saturn mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. April 18. 18 h Neptun mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
April 18. 8° Venus mit dem Saturn in Konj. in Rektaszension. Venus l u 58' nördl. 
April 19 17 h Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. April 21. 0 h Venns 
mit Neptun in Konj. in Rektaszension, Venus 1° 34' nördlicher. April 23 22*» Mars 
mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. April 26. 5 h Venus im aufsteigenden Knoten. 
April 27. 0h Uranus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 



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— 51 



Erscheinungen der Jupitermonde im Monat Februar 1882. 



Mittlere Zeit von Greenwich. 



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1 ITr. 
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23 42 

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1 49 
1 40 
4 27 

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15 58 
17 19 

17 84 

18 11 

19 31 

21 51 

22 48 
28 57 

3 22 
f 5 15 
f 13 16 

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* 10 27 

* 11 48 
f 12 28 
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14 0 

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15 8 

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I.Sch.E. 15 55 

II. Sch.I. 17 46 

II.Tr. E. 17 48 

II. Sch.E. 20 24 



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I.Sch.I. 

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II. Sch.I. 
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II. Sch.E. 

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17 9 

20 38 1 

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15 38 

16 33 

17 49 
17 51 
20 25 
20 29 
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III. Sch. 

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17 21 



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II.Tr. E 

28 II. Sch.E. 
I.Oc. D. 
I.Ec. R. 



16 18 

17 34 

18 31 

19 46 

20 32 
28 3 
23 12 

1 41 

13 37 
17 8 10 



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- 52 - 



Stellung der Jupitermonde im Api 
Phasen der V< 

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l>ru.k von Beel * Schi r ine r in I.«i|>ii|r 



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SIRIUS-BEILAGE No. 2 (1882). 




Der Omega-Nebel nach Holden und Trouvelot 
am grossen Refraktor zu Washington. 



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Hellster Teil deB Orionnebels nach Trouvelot am grossen Refraktor zu Washington. 



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ti^krit unserei Zeitschrift v«irzunilir»'n, lasson 'am 
'. Bandes l- .1 -n : 



Iiilmlt den XII. Bunde«: 

I' i) . ■• h.- I'.. 'i i .'Munden de« Mar.-» in Ansäen Krdn&h* IS77. S. 1. - 

Mi. Iot Apparate im South Kensiugtoa Museum in London. S. 6. — (front ». Paul« 
Hftd . in. nnt r ..t...mi-lien Beo>«chtuiig«n. s. 13. 35. KS. s2. III, 132. — 2Ctt»untn«*taU« 
»•Ii- nn.l K »nieten - Kntdeckungeii Im Saht* l->77. S. 17. 38. — Anhaltender Zustand d«-r Ituhe 

, i . iil i, )..• \ Ii l»r. K'.-i - S 25, — l'eher da4 Spectrum der Corona. 8. 37. — Neil« 

i und dynamisch« <'on*tnnteu des Erdiärper*. 8. 2*». Nr>ii)iil,]un^i>n Ix-im Mrginn« a 

- - ria-*-iti,ati..n der DoppeMern«. S. II. Der Planet Vulkan. S. 4'». — 'Die Kot 

; iIwraBMO .liir.-h chemische Proteawie. S. 51. — Satnrn und sein Bing im gtgaaw artigen Jahre 
i älteste ftfabi*.'h« Ilimmelskujfel. Von Dr. Komeis. 8. 62 — l.edankeu fil.fr ■!••« FreprunK de 

•i..< V..u Tnv.il. I K ili! S. 73. — lieber die Farben «l«r Stern«, ß. 70. — Zur -In. nte tle 

ire. V«>n F. Knau. S. sü. 101. 134. IM. 24t. — Ungarn.* Tenmnkeiie und Terge**ene Steruwart.-. 

188. IM. 193. Hyginus N. S. IM. — Weitere Krgebnisse der letzten Sonn«nlln-<tiruii.a - Bt 
Ii-, i, -i. I.'*. — Finige merkwürdige Bildungen auf der Oberfläche des Jupiter. 8. 145. — Horn»! 
ipogTSpbi* der llondobarflarhe. S. Mm. — Die Vertheilung dir Sterne Im Huum«. S. ISO, 
itur der Nebelflecke. 8. 155. — ll*ber dio Farben il#»r DoppeUterue. 8. 177. — .Min Birmingham* 
.l»g der rothan Stern«, s. 17'.' 205. 229. 251. Di« Krug« der Veränderlichkeit den Soniiendurch- 
Von !'r Kurl Remern. S. Ii».;. 217. — Ueber .!. II. Schröter. S. 208. — Ueber dio wahrscheintleh* 
-liliition der Kometen -Schweife. S. 2-13 — Weitere l'..-..b.vhtung de* Mundkratera Hyginus N. S 
Rollt znr Mondtopogruphl«. S. 24 1 -.. Pobei «Ii«» Snturnsring«. Von I.. Tronvelot. 8. 24''. Iii« 1 
t<- > in. en Unstet niss am 11. J.inuar IV-.'.. S. J.V. Cngarn* Sternwarton. Von Dr. N. v..u ki.nkolv. 
;.'..'». — I >ir> Fel><-r«in*timmnng Ton Kometen und MeteorseliWÄrroen. 8, 273. — Beobachtungen iib<«rbireu 
D&itipfe ouf der Sonne S. 282. 



in Fernrühre aal .l<-( Au-stell- 
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S. 97. 



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Vermischte Nachrichten : 8. 19. •'.. «5. 'XI. 117. Ml. 182. 1x7 
14. 48. 72. M, 120 M4. 108. t«2. 2lrt. 240. ä04. — Slellnnif d# 
l«2 IM. 415. 2:1 1. 903. 2h7. 

■ I [tbegrapfc. Keilagan, daiunt^i «—in • • |)u|ipel-Taffl. 



.'12. 217. 2><). 
Xnpltemnonde s. 



Planeten ttellang • 
t. 17 71 U5, IT' 



Inhalt dt» XIII. Bandes: 



litt n.tli.' \V..lk>> auf di -in Pl.ni.l.'n ,1 U|>it'T. 



Meteorit tob K*UierTiIle, (Jowa.) s. M 



»ie Dnrcbmeaaer der l'lane(i>n Venui und Mnrt, 
Satura and »ein Kin^ im gegenvrärtigea Jabre, 



und Uoob.'M'lituiiK i'in.s noui'ii (i.m-N«<brK. S. 2"i. — Kciliarlitang wollenfiirmiger !!• 
weife Ton I 'i.jrKiii 1 » 1 Kometen 1*74. S. 27. — lieber die T<<iu|ieralur der Sonn«. S. 31. — 
iren zu den ili'bii jjHftirni:itniiien und Hillen üxtlirli vom Fudoxari uuf dem Monde. S :> 



l>ie l'liotiigrapliie der 

n Kindeis. S. Ö:J. J0, 
er Nebelfleck. 8. I>2. — 

«5. 74. — WlrbelatArme 

1^71 iillf der ''berrtächK 



AtlRO 

»un 1 
l.ebvil 

lapil 

und 



Be 
Mi 
M 

Fa 



•uer Katalog der UecliDalionabeetimranngen für U70 FixMterue. S. 85. 
•rper von J. Norman Loekyar. 8. 4."». — Die Bildung der M..u.l..linrlWlie v 
r«teinfall r.u (inadenfrei in'si lilesien. S. 5''. M->. — Kin |ieri»diseh vetändei lu- 
. 1 : i in-Beobaclitungen. 8. 011. 109. l 'j't. — l'lu.t.>^ra|ihien .1er Stein-Spectrn. S 
>une. Von T. Kühl. S. s'.«, lieber den in <len Opp.ititionen von ls7s U I 
len Japiter beobachteten rothen Fleck. S. 92. — lliginua N. S. 1H2. — itabnliestiinrauni; einer am 
-7' in MAhren, Böhmen und Schlesien beobachteten Feuerkugel. S. 93. II.*». Ober dm neuen 
minien und die 8p« 
Iburen Steine am Hu 
s. U3. — Ceber 
Vi rl.inf der Boaaen 
BL 188. Die ilelli 



de 



weimen Fituterne. S. K'0. — l*el»er di« Vertbeilung der mit bloaaera 
iv. .1 I.e. 8. 112. — ITnterime.hnugou über deu grussen »udlicben Kometen 
pectroteleskop. 8. 120. — »'hriiti.m August Friedrich Peter». S. i:i:i. - 
»eil in den Jahren 1871 und 1878. 8. 1:44. — Eigener« Licht de* Planeten 
den Planeten Frigga (77 . S. 140. — Die Prlnr.ip|pn der SpectralaiuIjrM 
li.< phjuiacben Zustände der Sonne. S. 142. — Beobachtungen de« Mars 1.M77 am 2<7z.illigen Refract .r 
aahingtoB. S. 153. - Bemerkungen tur Topographie der Mondoberflüche. Von J. von Bienczewnki in 
B, 154. — L'eb*r die Atmosphäre de» Jupiter. H. 154. — Der grosse südliche Komet von 1880. B. 157. 
.' S..niif nfin.-tcrnisH de* Srhn-king unter der Kegierung des Kaisers THchung-khnng. 8. 103 
rknngon Uber die l.eistnagen kleiner astronomischer Fernrohre. Von Dr. Hermann J. Klein, 
ii • N. S. 90. |82. — Die Anordnung der Oestirne im Sonnenayatem. 8. 180. — Die Fin» 
U December 1880. 8. 188. — Johauti von I.amont. S. 191. '214. — Fernrohre für Freund«- d 
liiunif. Von Dr. Hermann J. Klein. S. 201. F.. Neison über Iliginua N. 8. 204. — Be 
-unnenlleckeu und Fackeln xu Korn Ton Januar bis Märt lüs». S. 208. — Beziehungen t 
n und (Jrftaneu der (.'ompunenten binärer Stern«. 8. 210. — Professor II. C. Vogels oinfat 
"itiiinnung der Brennpunkte und der AbwciehungskreUe eines Pcrnrohrohjeclirx fftr Strahl 

Brnebbanceit. B. 211. — Der Mt. H.iinilton und das l.ick-Observutorium. 8. 225. — Tafeln zur Be- 
rang der I age der I.ichtgrenze auf dem Monde. 8.231. — P.inltus* der Sonne nnf die magnetischen Si..rung«ii. 

ternwarte zu Strasburg entdeckte Komet. 8. 237. — William I.a«eell. 8. 345, 
J-Trausitin!ttrnment. S. 247. — Die Doppelstemmessungen des Admiral Smvtli. 
n der Saturnsmonde. S. 2*»5. — Bahubestimmung zweier am 12. Januar 187M 
den I. Andern beobachteten Feuerkngelu. S. 25S. — 

18. 3S. 04. 85. 102. 12*.. 147. 173. 19«. 218. 23 ». 205, — Stellung der Jupiter 
141. 175. 199. 2J2. 243. 2'. 7. Flauet. -n-tellung : 8. 24. 44. ns. >is. Iiis. 



Fi ii ig« 
177. — 
isse dos 

inntvls 



lud« 



i. — Der neu« unf der r 
■berg'l gro«**» Univcrsi 
. 253. — Die Stellung* 
imen und den angrenzeu 

Yi mlaebta Nachrichten: 
19 -.7. s7. 107. 131. 
70. 200. 223. 244. 2«>s. 
IJ Lithograph. Itiilag.n 



mtlhing In -ii/t iiticli Kxt'tnjiliirt 1 von Band 1 — IX tler N< 



Hill 



Jim 



Band ien l<» Mark. Leineii-l^eekeu 75 ri't 



-•.>utt" am III. Juli InI-.ii. S. — l>aa >pectrum de* Magnesium* ond dio < oustitution der >oun 
J ,,.,t. r. - - IM.« i'hyiUrh« Mbration de* Mondes. 8. 35. M. — DI» Unleriii.himg mhM 
M Uro 'in l der Leii»tung«fiihlglceit ron Fernrohren. S. 41. - Meinungen de* llork.ntaldutvt 

- nn.> ant .i.'r Sternwarte tu i'umpidoglio zn Rom in den Jahren 1*7£ und Ih'm. 8. 4'». — Ve 
auf der M ii lobertliclie und ilir n«ueater Leugner. Von Dr. Horm. J. Kittin. S. 54. — Nennt« I. 
.in Duppelaterncn de» Dorpalei i'atalogN. Von 8. M. Bamham s 7:1. — I'rofe**oi II. •'. Vog« 
phatotnetrifcbe rnter.uehangen. S. 7i>. Beobachtungen aber da* Zudiakal- Liebt. S. il. — Uni 

i li< Bahnrerh&ltuiiwe dos Meteoriten Orgneil in Frankreich am 14. Mai Im. 4. Von t 
B - V 110. 129 — Zum hundertjährigen «iedächtnis.« der Auffindung de* Plmeten I'ranu- 
<t«die betreffend die I.eistungaf&higkeit kleinerer Fernrohre. Von Oberlehrer W. Krüger S. vi. I 
■tlfl Wirkung der Spiegelteleakope und Kefra.toren. Von F. Wagner. S. W. 1-'". — Zur i'..n- 
-.■nue, 8. 104. — Darstellungen \on Soimenfleok en - Gruppen. S. V2\. — Beobachtung einen 
Stornos im Bilde den kleinen Hunden. S. 136. — totronomiachea min Amorika. Von Dr. üeo. 
9, 145. — Die Kometen dei« Jahres 1HHO und Uber Kometenbeobai Mutigen im Allgemeinen. V 
l'. it.i.. S. 14't. Die Reibung dureb Kbbe und Flnth und die Kntwirkelaug de* Sonnen») ttMM 
Di<' l'iiv.iut.'rnwnrtn /.u l'lonsk. 8. 100. — Die starken Vergro««erongen in der praktischen 
V nn « Fiarrs. 8. 172. — Die schwachen Sterne zwischen e und f Ljrne. Von Dr. Kleiu. 
ftpertruaeopifiebe l'uter^urhungeu der Kixuternhewogungen. S. Isl. — l'eber die Spuctrallinicn 
in dei Bunne S IS4. — Astronomische Doppel-Fernrohre, 8. HM. — Weitere Beobachtungen 
. t< n |. I "SS | S. l'.'i. — V< im -b. ■■■barbtimiien rm \.\ mittlitng der Sonne nparalUaa. S. 202 
. ugsverhältnw-o in dein dreifachen Sternnysteni f im Krebs. S. 204. ".'30. — Her .Mer.-uru-Durr 
T. 8. 207. - Da» F.tna- Ob-ien.itorium. S. J17. — Dio Tbatigkeit des Dearhom - ttlnen 
uro. S. 21*. — Schiaparelll- neue Beobachtungen über >li>- lö'tationsnxo und die T«po 
Mannten Mar« wahrend der Opposition M79 bin ls*0. 8. 222. — Weitere Revbarhtutigen 4*4 
nieten b 1861. S. 225. — lUtb»olhnfte schwane I'ankto auf und I ei dem Kinggebirge CopernJenj 
Vierfache Sterne. Von S. W. Bamham S — Die gross«' Siernwnrte bei Nixta 8. 241. 

I'< 'Hortungen des Herrn K. Neigen nber Mondbeobaehtnngen. 8. -44, — Nachweis eine* Fei 
M --ndkaitf Von J. F Jul. Schmidt. S. 240. -- Bpec.trosropincho Beobachtungen de* Komata*, 
der Sternwarte zu Rrn«sel. S. 247. — Spertroscopierhi Beobachtungen de- Konielen b 1881, ai 
ajrtcophytflkaJiachcn Obaerratorium in o'Oj-alla. S. 24». — Di» partielle Moudfinitei ni^,^ IH-*I. Do 

— L'ober den Farbfiiweclwel vn a uraae majori*. 8. 2">:i. — ((««obachlnngou Uber den 
ütaanentb&tigkeit. S. 2iH. - Die dunklen Flecke im Innern der W'ullebeue den Alphon^ns aul 
Ton Dr Herrn. J. Klein. S. _V>I. — Finige Bemerkungen rur Mondtopogruphie Von Dr A \ 

'. l'i I" * 2*kS. — NocbniuN di.- v-lm a.-hen BtoflM itwiHrhen t und 5 hftWt S 2T0 

Veaui-».-hl.' Narbrichten: S. 21 4i'.. ftii W). 114. 13$. 164. H7. 20.1 23«5. S.w, 270. — l'lnn< 
•» i-.. 7J. <M\. 120. 14». Iiis. l'J2 216. 240. 2i^». 2.S0. — Stellnng der Jupitonunondft: £ 
Ii: 167 IUI. 2IA. 23», 27H. 

12 Lithograph, Beilagen. 



I ►* * i- tfnt«rz«ichnet« lw»stt»IH hiermit doreh «Ii- Bnchbandrant?: 

Sirius. Zeitschrift für populäre Astronoiiiie für ISS2. 10 m 

i1<i ü«. N. Pi l LT. Iii IV. V. VI VII VIII IX \Ul n IM M 

— Verlag von Karl Soholtze i?i Leipxip. — 



Herausgegeben unter Mitwirkung 
hervorragender 

Fachmänner und astronomischer Schrift- 
steller. 

Redakteur Dr. Hermann J. Klein in Köln. 



Band XV oder neue Folge Band X. 

HEFT. 




SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Kentralorgin für alle freuode und Förderer der Himnielskuode. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragende r Fachmänner und astronomischer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein iu Köln. 



XV. Jahrgang (1882). 

Monntlloli 1 Hon. 

Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. — 

Kin/elne Semester können nicht abgegeben werden. 

4 



Urteile der Presse: 

DAtiPtm 1881, No. 41 sagt: Die Sternkunde hat vor den meinten auderen Wissen- 
schaften das voraus, das» ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Interesse des 
I aien erregen In der That üben die Wuuder de« Himmels einen eigentümlichen Reiz 



Iaien erregen. In der Tliat übeu uie r>uuucr um nmuu«» — .™ 

auf iedes empfängliche Gemüt aus, und wer sich in sie versenkt, wird gleichsam mit 
ume scher Gewalt gefesselt. Die Zahl begeisterter Freunde > der ^Hmimelskunde ist daher 
"nf ve Steismässig sehr grosse, und besonders in England und Nordamerika finden wir 
zZS Gebildete die nicht allein durch I^JÜre sonder n auch mit H, f o gu tcr Fern- 
% TL Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bilde t obige Monatsschrift S» riu£ 
n'it 7e ntrilorean fiir die Freunde der Himmelskunde. Regelmässig berichtet sie über 
aUe mteressante«, . neuen Fortechritte, macht auf alles aufmerksam, was der Freund der 
Sternkmide zeitweilig am Himmel nachsehen kann und bringt in Photographien und 
BSEl^h«^ Darstellungen von Mondlandschaften, Somieneranfeen . Stern - 
grupp n. NetlHecken. Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse der obigen Zeitschrift 
Sin den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen freunde der Sternkunde, 
welche mit einem grösseren oder kleineren Fernrohre den Himmel durchmustern, bei uns 

, rll el,lieb vermehrt MM dkaw edle Spmrl in r ...ehr begeisterte Anhänger in,-,,. 

I>« - Herausgeber des „Sirius". Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter, ist seit Jahren 
bemüht den Freunden der Himmelskunde mit Rat und Tliat zur Hand zu gehen und so 
soll denn seine schone Zeitschrift besondere empfohlen sein! 

Hamb. TribUne vom 24. Oktbr. 1881 sagt: Diese treffliche Fach/.eifcclinft 
beginnt demnächst in neuer Folge ihren zehnten Band Allmonatlich erscheint 1 Het 

T Jahres-Abonnen.ent beträgt nur 1" M. De, „Sirius» ist cm Wegweiser durch 
die grosse, blaue Himmelsdecke, welche sich in majesttoscher Pracht scheinbar über uns 
wölbt und bei heller Nacht einem Mantel des Alhnachtigen gleicht, mit "^Ibaren 
Diamanten beslet, wie es keinen besseren giebt. und empfehlen wir wiederholt uW 
Zeitschrift nicht nur allen mit der Himmels- und Navigation,- Run, e sieb Resehaf- 
tigenden. sondern den» gebildeten Publikum nWrl.aupt. welches sich für eine w.rkhel, 
populäre Astronomie interessirt. Der „Sirius" wird von Dr. Hermann J. Klein ... h.dn 
reuigirt. 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgende genannt: 
Das Ausland |s 7 7 No. 14 Litter Merkur I Rd. No. 12 - P™* »g. 1876 No. 112 
Das neue Rlatt 187« No. 39 - Der Hansfreund 1877 No. 7. 



Band X. Neue Folge 



5. Hell. 




Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zentralorp für alle Freunde ond Förderer der HiMelsknMe. 

Herausgegeben anter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schrift »toller 

vou Dp. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

..WUsen and Erkennen find die Freude and die 
Mal 18M2. Berechtigung der Menschheit." Kosmos. 



Inhalt: Sehiaparelli's weitere Beobachtungen des Planeten Mars, wahrend der Oppositionen I87V>— 1880 
und ls»I — 1-S82. S. 101. — Die Sehweife der Kometen ls«| 111 and IV. 8. 105. — Ueber einen aechs- 
ivlligrn C-fraktor von Beinfelder k Hertel in Manchen- Von Dr. Klein. S. 107. — Die astronomische Be- 
t;mnmjig der ireographischen Länge. 8. 110. — Vermischte Nachrichten: Die Umgebung des Hyginus stuf 
.Jen» Monde. s>. II-. — Ueber den Krater Linne, S. »10. — Beobachtung dea Merkur-Durchgang« am 
7 —8. November 1881. S. 119. — Der Komet f 1831. S. 120. — Der Komet Weis 1882. S. 121. — 
l ober «ine Kegistriervorricbtung an Mikrometern. 8. 121. — Zur Handhabung grosser Spiegel beim 
V-ntilbern. S. 122. — Eine Sternwarte in KonsUntinopel. S. 122. — Stellungen der Jupitennonde im Juli 
1882. S. 123. — llaaetenst^lluiig im Juli 1882. S. 124. 



Sehiaparelli's weitere Beobachtungen des Planeten Mars, 
während der Oppositionen 1879—1880 und 1881—1882. 

(Hierzu Tafel V.) 

Über die Resultate der fortgesetzten Untersuchungen unseres Nachbar- 
planeten im Verlauf« der Oppositionszeit von 1870—1880 hat Sehiaparelli 
bereits in der Sitzung der Akademie zu Rom vom 5. Juni v. J. einen vor- 
läufigen Bericht erstattet, dessen wesentlicher luhalt sich in dieser Zeitschrift, 
Bd. IX. S. 222, angegeben findet. Nun ist auch die schon damals ange- 
kündigte grössere Denkschrift mit einer vollständigen Zusammenstellung der 
Beobachtungsergebnisse und Messungsoperationen vollendet worden und vor 
kurzem zur Veröffentlichung gelaugt, *) Die neue Arbeit schliesst sich in 
Bezug auf Ordnung und Einteilung der früheren aus der Oppositionszeit 1877 
au und behandelt in 4 Abteilungen a) die Richtung der Rotationsachse im 
Räume, für deren Bestimmung nun vollständige Elemente gewonnen wurden; 
//) die Lage der Fundamentalpunkte zur Grundlage für die Karte; c) die Be- 
schreibung der Oberfläche des Planeten, wie sie sich in dieser Opposition 
darstellte; et) das Studium der physischen Eigentümlichkeiten der Planeten- 
oberfläche und die Diskussion der etwa abzuleitenden Hypothesen. Da durch 
die Beobachtungen von 1877 bereits eine Grundlage der Topographie des 
Mars gewonnen war, so konnte die vergleichende Untersuchung der neuer- 
lichen Resultate lediglich auf jene früheren Arbeiten basiert und beschränkt 

*) Osservazioni astrononiiehe e ..siehe sull' asse di rotazione e snlla topografia del 
MarU* Memoria aeconda deU' op|K»sizione 1879 -ISMO. 

14 



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werden. Für notwendig hielt dabei der Autor, in genauerer Weise als es in 
der ersten Denkschrift geschah, die Darstellung der tbatsächlichen Erschei- 
nungen auf dem Mars von der hypothetischen Interpretation, zu welcher die- 
selben führen könnten, zu sondern und letztere bisweilen ganz zu unterlassen. 
Der stets sichtbare Pol war der südliche. Im Oktober und März war die 
Lage der Achse in bezug auf die Untersuchung der nördlichen Regionen 
weniger ungünstig als im Jahre 1877; während des Dezember erschien sie 
fast ebenso entsprechend für die Erforschung der südlichen Regionen, wie in 
dem genannten Jahre. Und obwohl der scheinbare Durchmesser des Planeten 
nicht einmal 20" erreichte, gegen eine Grösse desselben von 25" in der 
früheren Opposition, so wurde doch diese Differenz mehr als ausgeglichen 
durch die grössere Anzahl von Beobachtungen und die bessere Qualität der 
Atmosphäre, so dass nach der Ansicht Schiaparellis im Jahre 1879 der 
Planet viel besser gesehen und genauer erforscht wurde, als 1877. 

Die durch die neuen Messungen erlangten Werte der Position der Achse 
sind in dem oben zitierten Berichte im „Sirius" bereits auszüglich mitgeteilt. 
Die hiernach allen areographischen Breitenangaben der früheren Darstellung 
anzufügendo ständige Korrektion beläuft sich auf 2° 97, und zwar positiv 
für die südlichen und negativ für die nördlichen Breitengrade. 

Die Feststellung von Fundamentalpunkteu wurde in ausgedehntem 
Masse fortgesetzt, teils zur Kontrolle und Rektifikation der früheren Bestim- 
mungen, teils zur Gewinnung neuer Fixpunkte namentlich in der nördlichen 
Hemisphäre, wo in der vorhergehenden Opposition in dieser Beziehung wenig 
zu machen war. Unter genauerer Prüfung der angewendeten Messungs- 
operationen und nach der Reduktion aller beobachteten Positionen auf ein 
gemeinsames System wurde sodann ein Generalkatalog der Fundamentalorte 
gebildet und auf Grund desselben die neue Karte hergestellt Dieselbe 
weicht von den früheren Aufnahmen hauptsächlich darin ab, dass sie nicht 
wie die letzteren nur schematisch die Umrisse darstellt, sondern auch eine 
grössere Annäherung an den wahren Anblick der Gestaltungen auf dem 
Planeten zu erzielen sucht, mittelst bestimmterer Definiton der im Fernrohr 
deutlich gesehenen Linien und genauerer Farbabstufungen der mehr ver- 
schwommen erscheinenden Regionen. Die eine der neuen Karten ist in 
Mercators Projection ausgeführt, enthält alle Namen und die Ziffern der 
Fundamentalpunkte und bildet die Grundlage der vergleichenden Unter- 
suchung; die andern beiden Karten, welche die Darstellung der Hemisphären 
zum Gegenstande haben, liefern einen klaren Überblick über die Formen des 
Planeten und ihre Verhältnisse zu einander. Eine weitere Anzahl von 
Tafeln enthalten erläuternde Figuren, Skizzen und Einzeldarstellungen der 
Marsoberfläche. 

Die Prüfung der Beobächtungsergebnisse im Einzelnen zeigt, dass die 
im Jahre 1877 wahrgenommenen Objekte mit Ausnahme von zweien — dem 
Kanal Hiddekel und dem kleinen See „Fönte della Gioventü" wieder gesehen 
und noch viele andere neue Punkte entdeckt wurden. Die Persistenz auch 
der kleineren Objekte und namentlich der Kanäle beweist, dass die Topo- 
graphie des Mars permanent ist, nicht nur in den grossen Massen und all- 
gemeinen Zügen, sondern auch in den untergeordneten Einzelheiten. Eine 
Modifikation liegt insofern vor, als in einzelneu Marsregionen Ändernngen 
im Aussehen auftreten, die auch für unsere Beobachtungsmittel erkennbar 



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- 103 - 



sind. Diese Verschiedenheiten bestehen in dem differenten Grade der Sicht- 
barkeit und in der veränderlichen Farbe, welche gewisse Partieeu annehmen. 
So wurde eine Region oft glänzender gesehen, als sie gewöhnlich erschien; 
eiue andere, für gewöhnlich von gelblicher Färbung, stellte sich als weiss 
dar; eine Lokalität wie z. B. Hellas ging von gelb in die Kategorie der 
dunklen Partieen über; es fanden, wie in Gran Syrte gesehen wurde, In- 
vasionen der sogenannten Meere in die Kontinente statt, allein alle diese 
Änderungen scheinen in engen Grenzen beschränkt zu sein und keineswegs zu 
einer permanenten Umgestaltung der Fundamentalgestaltungen zu führen, 
vielmehr höchst wahrscheinlich nur periodischen Charakter zu besitzen. Der 
Autor glaubt hauptsächlich in diesen Variationen die Grundlage für die 
weitere Forschung der physischen Konstitution des Planeten suchen zu 
müssen und fordert zu möglichst genauen und fortgesetzten Untersuchungen 
in diesem Punkte auf, wobei er selbst mit bestem Beispiele vorangeht, in- 
dem er schon am 9. März d. J. der Akademie zu Rom eine weitere vor- 
läufige Mitteilung der Beobachtungsergebnisse währeud der letzten Opposition 
des Mars von 1881 — 1882 in Vorlage brachte. Im Verlaufe des Oktober, 
November und des grössten Teils des Dezember war das Wetter für die 
Beobachtungen wenig günstig; aber in den folgenden 50 Tagen trat dann 
eine für die Jahreszeit ganz ausnahmsweise milde Temperatur und klare 
Luft ein; au 16 Tagen gestattete die Atmosphäre, die ganze Kraft des 
Telescops auszunützen; an anderen 14 Hess sie wenig zu wünschen übrig. 
So kam es, dass trotz der Kleinheit des scheinbaren Durehmessers des 
Planeten von noch nicht 16" gegen 1877 mit 25" und 1879 mit über 19" 
doch in dieser dritten Opposition eine Vielzahl neuer wichtiger Aufschlüsse 
über die physische Natur des Planeten gewonnen werden könnt«. *) 

Anlangend zunächst die weissen Polarflecken, so blieb der nördliche 
mehr oder minder gut immer sichtbar; in den Monaten November und 
Dezember zeigte er sich geteilt und in einzelne Äste zerfallen; in der 
zweiten Hälfte des .Januar aber begannen diese Äste sich zu verbinden und 
bildeten eine gleichförmige kompakte Kalotte, deren Durchmesser zu Anfang 
Februar bis auf 80° wuchs. Der südliche Polarfleck blieb währeud der 
ganzen Beobachtungszeit unsichtbar. Zwar zeigten sich öfter am südlichen 
Kande des Planeten weissliche Flecken, welche den Anschein von Polarflecken 
boten, allein die nähere Untersuchung und Messung ergab stets, dass die 
betreffenden Partieen eine oder die andere der schon bekannten südlichen 
Inseln waren. Ähnliche weisse Flecken erschienen in Intervallen auch an 
anderen Orten der gelben Planetenoberfläche, namentlich in der Nähe der 
nördlichen Kalotte, von wo aus öfter weisse Streifen gegen den Äquator hin 
ausgingen. Eiue allgemeine Ueberziehung mit weissen Flecken, welche die 
Erkennung der Konfigurationen des Planeten unmöglich oder doch sehr 
schwierig machte, fand am 18. Januar zwischen 40° und 120° der Länge 
statt; sie erstreckte sich über die gelben Räume (Kontinente) und verdeckte 
vielfach auch die Kanäle, liess aber die dunklen Partieen von einiger Aus- 
dehnung — die Meere und grösseren Seen — unberührt. Ausser diesen Ge- 
legenheiten störte keine Trübung den Anblick der Oberfläche des Planeten; 



*) Osservazioni sulla topografia del pianeta Marte fatte a Milano durante l'oppo- 
sizione 1881-1882. Transccnti dell' Accademia dei Lincei Vol. VI, Ser. 3a. 



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- 104 



die Atmosphäre desselben schien bedeutend durchsichtiger als im Jahre 
1877 zu sein. Das südliche Meer konnte nicht über 50° hinaus mit Ge- 
nauigkeit erforscht werden; die kleinen Meere, welche von demselben gegen 
den Äquator sich erstrecken, boten einen grossen Unterschied in ihren Ge- 
staltungen. Es konnte zum ersten Male eine Analyse der sogenannten 
dunkeln Landstriche des Mare Erytraeuni angestellt werden. Auch die Serie 
der inneren Meere zwischen der Äquatorialzone und dem südlichen Meere 
zeigte sich besser als im Jahre 1879 definiert. — Im Mare Cimmerio unter- 
schied man eine Art Insel oder leuchtenden Streifen, welche dasselbe der 
Länge nach durchschnitt. Das Mare Cronio war sehr schwarz in dem 
zentralen Teile, und seine Verbindung mit Mare Cimmerio unterlag seit 1879 
sehr bedeutenden Modifikationen. Sehr überraschend war die Verschiedenheit ' 
des Anblickes der Gran Syrte, welche fortfuhr in die Libia einzudringen und 
sich in der Form eines sehr breiten dunklen Bandes bis zum 60° nördlich 
erstreckte. Die Partieeu Nepente und Lago Meride nahmen an Breite und 
Dunkelheit zu, während von der 1879 gut sichtbaren Palude Coloc 
kaum eine Spur zu erkennen war. So gewannen Hunderttausende von 
Quadratkilometern der Marsoberfläche, welche früher hell erschienen, in der 
Zwischenzeit ein dunkles Aussehen, und umgekehrt ausgedehnte dunkle Räume 
stellten sich neuerdings als glänzend dar. Diese Veränderungen zeigen, dass 
das verdunkelnde Element, welches die Flecken hervorbringt, etwas Mobiles 
auf der Oberfläche des Planeten ist, z. B. Wasser oder eine andere Flüssig- 
keit, oder irgend ein Gegenstand, der sich von einem Orte zu einem andern 
verbreitet, wie etwa die Vegetation. Keine der mit dem Namen Kanäle be- 
zeichneten dunklen Linien blieb unsichtbar. Wahrscheinlich mit der Sonne 
zusammenhängende Ursachen enthüllten eine enorme Quantität von bis dahin 
ungeahnten Einzelheiten. Die eigentümliche Färbung von rot und weiss, 
welche 1877 und 1879 sich geltend machte, verschwand im Januar und 
Februar 1882 fast gänzlich. Es entwickelten sich aus dem leuchteuden 
Schleier dunklere und kompaktere Schatten; die sich zu körperlichen Massen 
verbanden und sich in Gruppen von mehr oder minder dunklen Linien 
umänderten. Die weiten Räume des Oceano und Golfo Alcionio, die 
1879 nur unbestimmte Farbabstufuugeu darboten, lösten sich nun als 
sehr komplizierte Entwicklungen von reinen Linien auf, und man erkannte 
so nach und nach die überraschende und sonderbare Thatsache der Ver- 
doppelung (Geminazione) der Kanäle, welche wahrscheinlich sehr viel dazu 
beitragen wird, die bisherigen Ansichten über die physischen Verhältnisse 
des Planeten zu ändern. 

Diese Verdoppelung vollzieht sich in folgender Weise: zur Rechten 
oder zur Linken einer schon bestehenden Linie entsteht, ohne eine Änderung 
des Laufes oder der Position derselben, eine andere meist gleiche und 
parallele Linie, bisweilen jedoch mit einer kleinen Verschiedenheit des Aus- 
sehens und der Direktion. In den beobachteten Linienpaaren wechselt die 
Distanz von 12° zu 6° des grössten Kreises (350—700 Kilometer). Bis- 
weilen ist eine Linie in zwei oder mehr Zügen von ungleicher Dunkelheit 
oder Breite geteilt, in welchem Falle die begleitende Linie dieselben Teilungen 
ersehen lässt. Die Länge der Paare kann sehr verschieden sein, wechselnd 
von 15° bis zu 80° (1000—5000 Kilometer.) Dieselben folgen grössten 
Kreisen des Planeten mit sehr wenigen Ausnahmen, und einige treten in 



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— 105 — 

solcher Regelmässigkeit auf, dass sie wie Systeme von Parallelen mit dem 
Lineal gezogen erscheinen; das Phänomen der Verdoppelung scheint an be- 
stimmte Perioden geknüpft zu sein und fast gleichzeitig auf der gauzen 
hellen Partie der Oberfläche stattzufinden. Im Jahre 1877 war keine Spur 
yon der Erscheinung zu sehen; ein einzelner Fall zeigte .sich zuerst 1879, 
und es folgten dann im Januar und Februar 1882 eine Reihe von Ent- 
deckungen solcher Verdoppelungen. Nach der Ansicht Scbiaparelli's deutet 
alles darauf hin, dass es sich um ein periodisches Phänomen bandelt, welches 
wahrscheinlich vom Laufe der Jahreszeiten des Mars abhängt Wenn dieses 
der Fall ist, so können wir auf einen Fortschritt der Beobachtungen in der 
nächsten Opposition hoffen, bei welcher die Jahreszeiten um 80 Tage im 
Verhältnisse zu dem Winteräquinoktiuni vorgerückt sind. Diese Opposition 
hat am 31. Januar 1884 statt; und von ihr erhofft der Autor die Be- 
stätigung seiner Beobachtungsergebnisse auch von Seiten anderer Observatoren. 

C. K. 



Die Schweife der Kometen 1881 III und IV.*) 

Zu der verhältnismässig kleinen Zahl von Kometen mit gut entwickel- 
ten und beobachteten Schweifen, welche von Herrn Tb. Bredichiu einer 
eingehenden Untersuchung unterzogen, zu Schlussfolgerungen über die auf 
die Kometen wirkenden, abstossenden Kräfte und über die wahrscheinliche 
Konstitution der Schweife geführt haben, kamen im vorigen Jahre die beiden 
grossen Kometen III und IV, über welche Herr Bredichiu in No. 2411 
der „Astronomischen Nachrichten" im Anschluss an seine frühere Untersuchung 
folgendes mitteilt: 

„Die Beobachtungen der Kometen 1881 III und IV beweisen über- 
zeugend, dass die numerischen Werte der Kepulsivkraft, welche die Schweife 
hervorbringt, und die wahrscheinlich in der elektrischen Energie der Sonne 
ihren Sitz hat, in Gruppen sich teilen, die wesentlich vou einander ver- 
schieden sind, und vou denen jede sich zwischen bestimmten Grenzen 
befindet. 

Die meisten Beobachtungen des Kometeu III sind zwischen dem 24. 
•luni und dem 17. Juli gemacht, und in dieser Zeit hat man stets den 
Hauptschweif der zweiten Gruppe gesehen, der seine Richtung erhalten von 
Repulsivkräften (1 — ju), die zwischen 1 und 2 liegen. Einige Beobachter 
jedoch, mehr begünstigt durch die Beschaffenheit des Himmels und andere 
Umstände, konnten zwischen dem 26. Juni und 1. Juli noch einen anderen 
Schweif deutlich sehen, der geradlinig und länger als der Hauptschweif 
war und mit diesem einen Winkel von 20° machte. 

Die beiden Schweife sind am 27. Juni von Herrn Tempel in Arcetri 
gezeichnet worden. Auch in Amerika ist dieser zweite Schweif von Herrn 
Lewis Boss beobachtet worden. Dieser zweite Schweif verlangt zu seiner 
Bildung die Kepulsivkraft 1 — /* = 12 und gehört somit zur ersten Gruppe . . . 

Bei dem Kometen 1881 IV hingegen bildete der Schweif des ersten 
Typus den Hauptschweif, den man beständig vom 12, bis 30. August ge- 

♦) Naturforscher No. 10. 



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106 — 



sehen hat. Er war stets klar, ziemlich lang und fast geradlinig. Einige 
Beobachter jedoch haben auch hier einen sekundären Schweif des zweiten 
Typus gesehen, der gekrümmt, kürzer und viel schwächer als der Haupt- 
schweif war, mit dem er einen Winkel von 27° machte. Herr Bruns 
in Simferopol hat am 18. und 23. August die schwachen Spuren dieses 
Schweifes gesehen; aber Herr Noble hat am 24. August diesen Anhang zu- 
gleich mit dem Hauptschweif abgebildet . . . 

Wenn man bei den Kometen 1881 III und IV für eine bestimmte Zeit 
die Lagen der von dem Kern ausgesandten Teilchen berechnet, wenn sie be- 
wegt sind von Kräften 1) 1 — /* = 12 und 2) 1 — p=l bis 2, so erhält 
man für jeden dieser Kometen die theoretischen Figuren, welche vollkommen 
übereinstimmen mit den beobachteten Schweifen. Durch mehrfache Be- 
obachtungen an diesen Kometen beweise ich (in einer in den Anualen der 
Sternwarte zu Moskau VIII veröffentlichten Abhandlung) diese Überein- 
stimmung der Theorie mit der Beobachtung. 

So setzen mich nun meine Untersuchungen über alle Kometen, über 
welche ich Beobachtungen in der astronomischen Litteratur finden konnte 
(36), in den Stand, für jeden grossen Kometen, der in der Zukunft er- 
scheinen wird, die Lage und die Gestalt seiner Schweife aller drei Typen 
im voraus zu berechnen. Es ist klar, dass die relative Menge der Schweif- 
substanzen der verschiedenen Typen nicht im voraus bestimmt werden kann; 
es ist daher nur die Beobachtung, welche uns die relative Deutlichkeit der 
Typen zeigen wird und das mögliche Fehlen des einen oder andern von 
ihnen. In allen Fällen aber wird die Lage und die allgemeine Gestalt des- 
jenigen der Schweife, der dem Auge erreichbar sein wird, in Ueberein- 
stimmung sein mit seiner vorausberechneten Lage und Gestalt. 

Abgesehen von der absoluten Bedeutung dieser Resultate, schreibe ich 
ihnen eine hervorragende Wichtigkeit zu in Rücksicht darauf, dass in 
der letzten Zeit nicht erfolglose Versuche gemacht worden sind, die allge- 
meine Attraktion zu erklären durch elektrische Wirkungen nach dem be- 
kannten Gesetze von W. Weber.*' 

An diese theoretische Mitteilung mögen hier noch einige Beobachtungen 
über die genannten beiden Kometenschweife und über die Helligkeit der 
Kometen selbst geknüpft sein, welche Herr Friedrich Schwab in Frank- 
furt a./M. in No. 2412 der Astronomischen Nachrichten veröffentlicht 

Die Helligkeit des Kometen III wurde zwischen dem 29. Juni und 
19. Oktober durch Vergleichung des Kopfes mit den nahen Fixsternen be- 
stimmt und so Werte erhalten, welche in einer Helligkeitskurve dargestellt 
worden. „Diese ist keineswegs gleichmässig abnehmend, sondern zeigt wieder- 
kehrende Abweichungen, indem etwa vom Juli 5 — 17, dann vom Augnst 
17—26 und gegen Ende des September eine Verzögerung der Abnahme, 
resp. gegen Juli 20, August 30 und Anfang Oktober (unsicher) ein Maxi- 
mum des Lichtes angezeigt ist. Wegen der den Kern umgebenden Hölle 
haben die Vergleiche die bei veränderlichen Sternen erlangte Sicherheit nicht" 

Die Helligkeitsabnahme des Schweifes, der am 29. Juni 14° lang ge- 
sehen worden, betraf die in der ersten Zeit fächerförmig ausgebreiteten End- 
teile und besonders den vorangehenden Rand; der nachfolgende Rand war 
im allgemeinen stets schärfer begrenzt als der andere. Am 29. Juni war 
auch ein Teilzweig oder Strahl in dem Kometen näher dem vorangehenden 



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— 107 — 

Rande bemerkbar (vgl. oben), der am 30. schon schwächer geworden, am 
1. Juli mit dem Endteile sich mehr dem nachfolgenden Rande genähert 
hatte und am 3. Juli verschwunden war. 

Der Kern nahm seit Anfang Juli stetig an Helligkeit ab, die Hülle 
dagegen in den ersten Tagen eher noch zu. Ausströmungen vom Kern 
waren zwischen Juli 3 und 6 bemerkbar. Mit blossem Auge war der Kern 
bis zum 15. Juli von der Hülle zu trennen, seit dem 16. verschwand er in 
der Helligkeit des Kopfes. Im Fernrohr hingegen, wo er stets heller als 
der Kopf, mit merklichem Durchmesser, planetarischem Lichte und ver- 
waschenem Rande erschien, war er am 28. Juli noch als solcher kenntlich, 
am 7. August dagegen schon sehr verschwommen. 

Am Kometen IV erschien der Schweif in der Nähe des Kopfes ziemlich 
hell, etwa Vs° bis V» 0 breit und nach dem Ende spitz verlaufend; die vor- 
angehende Seite war schärfer begrenzt als die andere, welche kurze, zeitliche 
Ausströmungen vermuten Hess. 

Der Kern zeigte sich im Fernrohr bedeutend heller als die umgebende 
Hülle, mit deutlichem Durchmesser und planetarischem Lichte. 

Die Helligkeit des Kopfes wurde vom 18. — 30. August wiedemm mit 
benachbarten Fixsternen verglichen: aus den 7 gewonnenen Zahlenwerten 
wurde das Maximum der Helligkeit auf August 24,2 und zwar Lichtstärke 
= 3,4 Grösse bestimmt. Die 4. Grösse erreichte der Komet August 18,6 
and 29,3. 



Über einen sechszolligen Refraktor von Reinfelder & Hertel 

in München. 

Von Dr. Klein. 

Die ausgezeichneten Leistungen, welche nach Herrn Professor Winnecke 
der 6 zollige Bahnsucher der Sternwarte zu Strassburg aufzuweisen hat, 
veranlassten mich, im Jahre 1878 bei den Verfertigern dieses Instruments, 
der optischen Anstalt von Reinfelder & Hertel in München, einen Refraktor 
von genau denselben Dimensionen in Auftrag zu geben. Da ich seit Jahren 
mit einem Refraktor von 5 Zoll Öffnung gearbeitet hatte, dessen Schärfe, 
besonders in Anwendung auf das feinste Detail der Mondoberfläche, mit In- 
strumenten von sehr viel grösseren Dimensionen, erfolgreich rivalisierte, so 
stellte ich von vornherein hohe Anforderungen an die Leistungen des neuen 
Fernrohrs. Meinerseits war eine Brennweite von 8 Fuss beansprucht worden, 
allein die Herren Reinfelder & Hertel erklärten, den Refraktor mit der relativ 
kurzen Brennweite von nur 6 1 /« Fuss ausfuhren zu wollen unter Garantie 
grösstmöglicher Schärfe und Achromasie. Das Instrument langte im April 
1879 hier an, allein der Neubau der Drehkuppel verhinderte mich, ausser 
einigen gelegentlichen Beobachtungen, das Instrument in Benutzung zu 
nehmen. Erst im folgenden Jahre war die Aufstellung so weit gediehen, 
dass gute Beobachtungen erhalten werden konnten. Das Instrument besitzt 
sechs astronomische Okulare, bestehend aus je 3 plankonvexen Linsen, wo- 
bei das Bild zwischen der ersten und zweiten Linse entsteht. Diese Okulare 
liefern ein grosses und sehr planes Gesichtsfeld, allein die mittlere Linse 



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108 — 



erzeugt Reflexbilder, die zwar der Beobachtung nicht gerade nachteilig sind, 
die aber wenigstens mir lästig erscheinen. Die Firma Reinfelder & Hertel 
lieferte mir deshalb einen Satz zweilinsiger Okulare. Das Gesichtsfeld ist 
hierbei natürlich kleiner und unmittelbar am Rand zeigen sich kleine Deforma- 
tionen der Bilder. Aber diese Okulare sind sonst an Schärfe der Bilder den 
oben genannten völlig gleich, dabei lichtstärker und reflexfrei, kurz so dass 
ich sie nicht mit jenen vertauschen möchte. Ein von denselben Optikern 
geliefertes achromatisches Mikrometerokular von V 7 " Äquivalent-Brennweite 
ist ebenfalls in seinen Leistungen ganz vorzüglich und hat meine Erwar- 
tungen übertroflen. Dasselbe gilt von einem VogeKschen Sternspektroskope 
und einem Prisma zum beobachten zenithaler Gestirne, beide zu dem 
Refraktor ebenfalls von Reinfelder & Hertel geliefert. Der Sucher hat 15 
Linien Öffnung bei 12 Zoll Brennweite und reicht bis zu Sternen 9.5 Grösse. 
Der Refraktor ist auf Gusseisensäule äquatorial montiert mit Kreisen, welche 
in Rektaszension 20" Zeit, in Deklination 5' Bogen geben. Die Montierung 
des Instruments ist lediglich aut die Beobachtung des Mondes berechnet 
und nur gelegentlich, hauptsächlich zur Prüfung der optischen Qualität des- 
selben, sind auch andere Objekte damit beobachtet worden. 

Die Prüfung eines solchen Instruments ist eine delikate Sache, die vor 
allem viel Zeit erfordert, sobald es sich darum handelt, den wirklichen Um- 
fang der optischen Leistungsfähigkeit festzustellen. Ich habe ungefähr 2 
volle Jahr gebraucht, ehe ich in dieser Beziehung zu einem definitiven 
Resultate gelangte. Dann konnte ich der Firma Reinfelder & Hertel freilich 
mitteilen, dass das Instrument in Lichtstärke und Schärfe völlig meinen sehr 
hohen Anforderungen entspreche und sonach das Objektiv zu den vorzüglich- 
sten gehört, die in dieser Grösse existieren. 

Ich will iu dieser Beziehung bemerken, dass der Refraktor alles da* 
leistet, was Herr Professor Winnecke von dem Strassburger Instrumente be- 
richtet, während dieses 8 Fuss, das meinige nur 6 1 /* Fuss Brennweite hat. 
Auch liegt bei dem hiesigen Instrument der Rest des sekundären Spektrums 
in Violettblau, beim Strassburger 6-Zoller in Rot 

Die Lichtstärke des Instruments hat mich gleich anfangs überrascht. 
Wiederholt habe ich den Siriusbegleiter, sowie den zweiten Saturnsmond 
(Enceladus) gesehen. Bei ß Equulri stellte es den schwachen Satelliten des 
Begleiters in rf = 70" j> = 310° dar, ohne dass mir dessen Position bei der 
Beobachtung bekannt war. Im Orionnebel erkenne ich die feinen Lichtab- 
stufungen, welche Tempels meisterhafte Zeichnung enthält Im Trapez sehe 
ich den 5. Stern, den 6. habe ich noch nicht gesehen, doch kam es mir 
im vergangenen Dezember wiederholt vor, als flimmere iu der Mitte des 
Trapezes ein schwaches Sternchen. Ich zweifle nicht, dass unter gunstigen 
Umständen auch der 6. Stern in meinem Refraktor sichtbar ist, kann aber 
nicht der Behauptung derjenigen beistimmen, welche unter normalen Ver- 
hältnissen diese beiden Sterne mit 4 Zoll Öffnung oder noch weniger srhen 
zu können behaupten. Bei Orionis erscheint der Hauptstern bei 550 facher 
Vergrösserung weit getrennt, und der dunkle Zwischenraum ist an Breite 
ungefähr gleich dem halben Durchmesser der Sternscheiben. Diese letztern 
erscheinen also unter einem Winkel von 0.7". Beim Saturn zeigt sich die 
äquatoriale Bande unter günstigen Verhältnissen wie mit feinen Wölkchen 
bedeckt Der Ring zeigt die Cassinisehe Trennung sehr scharf, aber von 



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109 — 



der Encke'schen Teilung habe ich bis jetzt auf den Ansen nur Spuren gesehen. 
Bei guter Luft ist der dunkle Ring innen sehr deutlich begrenzt; eine 
Trennung gegen den umgebenden hellen Ring kann ich nicht sehen, und 
eine solche von einiger Bestimmtheit scheint mir überhaupt auch nicht zu 
existieren. Jupiter zeigt eine Menge Detail und die Streifen bis nahe an 
den Rand, aber bei diesem hellen Planeten ist der violette Halo des sekun- 
dären Spektrums äusserst augenfällig. Dasselbe gilt natürlich auch für 
Sterne erster Grösse. 

Ein von Schröder verfertigtes Sounenprisma, ein sogen, helioskopisches 
Okular, giebt sehr schöne Bilder: die Granulationen der Sonnenoberfläche er- 
scheinen schon an 100 maliger Vergrösserung ungemein deutlich, auch bei 
minder guter Luft. Am meisten habe ich das Instrument bei Anwendung 
auf den Mond erprobt, zu dessen Untersuchung es auch vorzugsweise bestimmt 
ist. Es hat sich ergeben, dass bei hinreichend ruhiger Luft die Anwendung 
einer 550 fachen Vergrösserung noch durchaus vorteilhaft erscheint. Die 
Menge des sichtbar werdenden Details ist dabei so gross, dass es ein aus- 
sichtsloses Unternehmen sein würde, alles zu zeichnen. 

Bei stiller, durchsichtiger Luft zeigen sieh fast überall auf dem Monde 
äusserst kleine Kraterhügel, zwischen denen sich häufig feiue Rillen hinziehen, 
deren Breite ich aus guten Gründen zu kaum 50 Meter veranschlage. Bei Unter- 
suchung des dunkeln Fleckes in der Osthälfte der Wallebene Alphonsus hat die 
optische Schärfe des Instrumentes gestattet, die Natur und wahrscheinliche 
Eutstehungsweise dieses Flecks zu ermitteln, worüber ich bald berichten werde. 
Ferner lässt dasselbe erkennen, was bis dahin der Wahrnehmung der Mond- 
beobachter entgangen ist, dass die dunkeln Flecke, die sich in don ebenen 
Kegionen wie im Hügellande des Mondes häutig zeigen und meist nur bei ziemlich 
hohem Stande der Sonne sichtbar sind, durchaus verschiedenen Klassen au- 
gehöreu; es giebt solche Flecke, die wie dicke Lagen den Boden überziehen, 
und es giebt andere, die durchscheinend sind, unter denen man den Mond- 
boden mit seinem bunten Kolorit erkennt. Die merkwürdige Mondregion 
zwischen Schiaparelli, Wollaston uud Lichtenberg, deren intensive Färbung 
schon dem scharfen Auge von Gruithuisen nicht entging, die aber später 
von keinem Selenograpben mehr erwähnt wird, zeigt sich in dem Ozolligen 
Refraktor so intensiv, dass eine wirkliche Farbe, nicht etwa ein blasser 
farbiger Schimmer, dem Beschauer entgegentritt, welche auch den im tele- 
skopischen Sehen Ungeübten frappieit. Die Anzahl der zwischen Stadius und 
Eratosthenes sichtbaren Krater ist bei naher Lichtgrenze ungeheuer; der 
Boden erscheint dort wie ein Sieb; was aber besonders merkwürdig, ist der 
Umstand, dass das Fernrohr äusserst zahlreiche von diesen Kratern noch 
mit grösster Deutlichkeit zeigte, als die Lichtgrenze schon über den Mer- 
seuius ging. Einen sehr eigentümlichen Anblick bietet Stadius bei Sonnenauf- 
gang. Bekanntlich ist das Innere dieses zerfallenen Ringgebirges mit zahl- 
reichen kleinen Kratern bedeckt. Diese kleinen Kraterhöhlen liegen nun, 
wie ich gefunden habe, alle auf deu Gipfeln von konischen Hügeln, deren 
Hohe 100 Meter sicherlich nicht übersteigt. Wenn die Sonne über Stadius 
aufgeht, zeigt der Refraktor diese Hügel wie Stacheln, welche die innere 
Fläche des Ringgebirges bedecken, ein ganz eigentümlicher Anblick! Objekte 
wie die feinen Krater und Rillcheu auf der inuern Fläche des Mersenius 
gehören zu den leichten Objekten, die sich auch bei mittelmassiger Luft der 

Sin« 1882. Heft 5. 15 



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- 110 - 



Wahrnehmung nicht entziehen können. Im Vollmonde lassen sich viele 
Kinggebirge noch gut unterscheiden, deren Spur bei dieser Beleuchtung in 
kleinern Fernrohren völlig verschwindet. Überhaupt ist dann in allen Gegen- 
den des Mondes, im Berglande, wie in den Ebenen, eine so grosse Menge 
des feinsten Details sichtbar, wie ich niemals erwartet hatte, und es scheint, 
dass gerade zur Zeit des Vollmondes topographische Untersuchungen zu 
wichtigen Ergebnissen führen dürften, sehr entgegengesetzt den früheren 
Ansichten. 

So bietet denn das Instrument eiu im höchsten Grade rühmliches 
Zeugnis für die hohe Ausbildung der optischen Kunst des Hauses Rein- 
felder & Hertel in München. Dieses Zeugnis findet seine vollste Bestätigung 
in der Ausführung von Fernrohren von 5, 4 und 3 V« Zoll Öffnung, die ich 
ebenfalls von der genannten Firma bezog und die in ihren Leistungen den 
Vergleich mit denjenigen der berühmtesten Anstalten des In- und Auslaudes 
erfolgreich bestehen. Schliesslich will ich noch bemerken, dass die Firma 
Reinfelder & Hertel bereit ist, Refraktäre von 7 oder 8 Zoll Öffnung bei 
nur resp. 7 oder 8 Fuss Brennweite auszuführen, deren Leistungen in Bezug 
auf Schärfe und Achromasie nicht hinter denjenigen mit den üblichen 
Brennweiten von 9 und 10 Fuss zurückstehen sollen. 



Die astronomische Bestimmung der geographischen Länge. 

Wie bekannt, bezeichnet mau als geographische Länge eines Ortes den 
Bogen des Äquators der zwischen dem Meridian des Ortes und einem wiU- 
kürlich gewählten Anfangsmeridian liegt. Die Grösse dieses Bogens oder 
allgemein die Meridiandiflerenz zweier Orte kann mau auf geodätischem Wege, 
durch direkte Messung der Entfernung beider Orte ermitteln, sobald Grösse 
und Gestalt der Erde bekannt sind. Allein dieses Mittel ist nur bei sehr 
geringen Entfernungen anwendbar, im allgemeinen muss die geographische 
Länge astronomisch bestimmt werden. Diese Methode besteht kurz darin, 
dass von den zwei Punkten aus der Moment der Wahrnehmung eines 
Signals nach Ortszeit bestimmt wird. Der Unterschied der beiden wahren 
Lokalzeiten ist der gesuchte Längenunterschied. 

Herr Dr. Hilfiker, Astronom an der Sternwarte zu Neuenbürg, hat kürz- 
lich in einer sehr lesenswerten Schrift eine geschichtliche Darstellung der 
astronomischen Längenbestimmungen gegeben, und wir wollen an der Hand 
dieser Schrift einen raschen Blick auf diesen interessanten Gegenstand werfen. 

Die früheste Methode, welche zur Ermittelung von Längendifferenzen an- 
gewandt wurde, besteht in der Beobachtung der Mondfinsternisse, indem 
wohl die meisten Längen der über 2500 Ortsbestimmungen des Almagest 
durch Beobachtung von Finsternissen abgeleitet sind.*) Da der Mond bei 
seinem Eintritt in den Schatten der Erde seiu Licht verliert, so wird der 
Anfang sowohl als das Ende der Finsternis, sowie auch jede einzelue Phase 
derselben au allen Örtern der Erde, für welche der Mond über dem Horizonte 

•) Delarnbre, Histoire de l'astronomie II. \>. 522. 
Ideler, historische Untersuchungen über die astronomischen Beobachtungen der 
Alten. Berlin 1806. 



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- III - 

ist, in demselben physischen Momente gesellen, und eine solche Finsternis 
bietet also wirklich ein »Signal, das nach dem Obigen zur Lösung unserer 
Aufgabe dienen kann. Die Mondfinsternisse lassen sich aber wegen des 
schwachen Halbschattens der Erde, der einen unbegrenzten und verwaschenen 
Kand hat, nicht mit hinlänglicher Genauigkeit beobachten. Wenn man auch 
eine grössere Schärfe bei den Ein- und Austritten der Mondflecken in den 
Erdschatten erhält, so sind diese Beobachtungen doch noch so ungewiss, 
dass selbst geübte Beobachter in den Notierungen derselben Momente um 
mehrere Minuten voneinander abweichen können. 

Die für einen bestimmten Ort viel seltener sich ereignenden Sonnen- 
finsternisse haben in noch höherem Masse wie die Mondfinsternisse das 
Staunen, die Bewunderung und den Schrecken der Menschen aller Zeitalter 
erregt, und Aufzeichnungen über derartige Erscheinungen finden sich denn 
auch bei den ältesten Geschichtsschreibern und Schriftstellern; eine Anwen- 
dung der Beobachtungen von Sonnenfinsternissen für Längenbestimmungen 
gewann man indessen erst im Jahre 1700, als Dominique Cassini aus den 
Beobachtungen der Sonnenfinsternis vom 23. Sept. 1690 die Berechnung der 
Länge für die Beobachtungsorte Nürnberg, Greifswald und Kiel lehrte, eine 
Methode, die I). Cassini schon im Jahre 1661 bekannt war. Eine be- 
deutende Erweiterung erfuhr die Methode bereits im Jahre 1705 durch den 
Sohn des Erfinders, Jakob Cassini, welcher sie ausdehnte auf Bedeckungen 
von Planeten und Fixsternen durch den Mond, und dadurch eine Methode 
schuf, die durch den Umstand, dass solche Bedeckungen sich öfter wieder- 
holen und in der Schärfe, welcher ihre Beobachtung fähig ist, den Sonnen- 
finsternissen mindestens nicht nachstehen, zu den besten und sichersten zu 
zählen ist, die aus der Beobachtung himmlischer Signale abgeleitet werden können. 

Da bei diesen Bedeckungen oder Sonnenfinsternissen die Bedeckung oder 
Verfinsterung abhängt von der Lage des Beobachtungsortes auf der Erdober- 
fläche, so stellt sich die Ableitung der Längendifferenz nicht so einfach wie 
bei der Beobachtung einer Mondfinsternis; die Beobachtungszeiten sind erst 
unter sich vergleichbar, wenn sie alle auf einen bestimmten Ort der Erde 
reduziert werden. Als solchen gemeinschaftlichen Punkt wählt man den- 
jenigen, für welchen alle aus den Tafeln für die Bewegung der Sonne, des 
Mondes und der Planeten berechneten Orter gelten, nämlich den Mittelpunkt 
der Erde. 41 — Amerigo Vespucci machte im Jahre 1499 den Versuch, den 
Längenunterschied zwischen Venezuela und Nürnberg im rohen zu bestimmen. 
Er sah am 23. September jenes Jahres zu Venezuela den Mond um 7 V* h 
abends 1°, um Mitternacht dagegen 5V t ° östlich von Mars, somit musste 
derselbe, in einer Stunde sich um einen Grad entfernend, um 6 V» h in Kon- 
junktion gestanden haben, während die Nürnberger Ephemeride die Kon- 
junktion auf Mitternacht angab, woraus: 

Längend ifterenz 

Venezuela-Nürnberg = 12 — 1C> «/ 2 »* = 5V 4 h oder 82'/*°. 

„Durch diese Bestimmung hat Amerigo Vespucci eine Methode ange- 
bahnt, die für Längenmessungen zur See bis auf unsere Zeit von der grössten 
Bedeutung geblieben ist und die im Jahre 1514 von dem Nürnberger 
Job. Werner und 1524 von dem Sachsen Peter Bienewitz (Apianus) durch 
die Vorschläge, die Meereslänge durch Messungen der Abstände von Fix- 

15* 



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- 112 - 

stemen vom Monde abzuleiten, in der ihr jetzt noch gebliebenen Form auf- 
gestellt wurde. Keppler und Longomontanus begnügten sich, diese Methode 
in ihren Schriften zu erwähnen, und ein erneuerter Vorschlag von Seiten des 
Pariser Mathematikers Job. Baptist Morinus im Jahre 1634 wurde von 
Richelieu insoweit berücksichtigt, dass die Methode einer Kommission von 
fünf Gelehrten zur Begutachtung unterbreitet wurde, die jedoch, entgegen 
einem ersten Gutachten, wegen der Unvollkommenheit der Mondtafeln auf 
Unbrauchbarkeit erkannte. Zu dieser Ungenauigkeit der Tafeln gesellte sich 
der Mangel eines geeigneten Winkelmessinstrumentes und das Fehlen zuver- 
lässiger Uhren, so dass der an sich guten Methode Schwierigkeiten ent- 
gegenstanden. Schon zu Ende des 13. Jahrhunderts besass man Räder- 
uhren, doch erst nach dem Bekanntwerden der Galiläischen Pendelgesetze 
konnte Huygens 1650 diesen Räderuhren einen grösseren Grad von Genauig- 
keit verschaffen, indem er eine Verbindung derselben mit einem Pendel her- 
stellte, und tragbare Uhren erhielt man erst, nachdem Huygens und Hooke 
Unruhe und Spiralfeder erfunden hatten. Schon Gemma Frisius äusserte 
die Idee einer Längenbestimmung mittelst Zeitübertragung, doch erst 1655, 
also 200 Jahre später, wurde dieselbe zum ersten Male auf einer Fahrt 
nach Guinea mit einer Huygensschen Uhr realisiert. 

Aufmunternde Preise wurden von verschiedenen Regierungen ausgesetzt, 
um die Uhrmacher zu weiteren Verbesserungen und die Astronomen zur 
Berechnung genauerer Tafeln anzufeuern, so im Jahr 1600 ein Preis von 
12000 Piaster durch Philip III., dann von 30,000 fl. durch die General- 
staaten von Holland und 1714 durch eine Akte des englischen Parlaments 
drei Preise von 10,000, 15,000 und 20,000 Pfund für den Verfertiger einer 
Uhr, welche nach einer Reise von 6 Monaten die Länge bis auf 1°, */s° 
oder V« 0 genau angiebt Die Folgen, vornehmlich dieser letzteren Parlaments- 
akte, waren ganz bedeutende; Uhren und Chronometer erhielten mit jedem 
Jahre neue Verbesserungen, bis sie endlich auf den jetzigen Stand der Voll- 
kommenheit gelangt sind. Um den Gang der Pendeluhren von der Aus- 
dehnung des Pendels durch die Wärme unabhängig zu machen, erfand 
Graham 1721 die Quecksilber- Kompensation und Harrison im Jahre 1726 
das Rostpendel (Zink-Eisen), und der oben erwähnte höchste Preis (20,000 Pfund) 
wurde 1762 John Harrison für ein Chronometer, das der gestellten Be- 
dingung genügte, zuerkannt. 

Als bestes Mittel für die Ableitung der Meereslängen schlug St. Pierre 
im Jahre 1674 dem Könige Karl II. von England die Beobachtung von 
Monddistanzen vor; der König forderte von einer Kommission hierüber Bericht, 
und in demselben betonte Flamsteed, dass die Methode sich praktisch erst 
bewähren werde, wenn die Sternkataloge und Mondtafeln auf bessere Be- 
obachtungen basiert sein würden. Daraufhin befahl Karl II. im Jahre 1675 
den Bau der Sternwarte zu Green wich und betraute Flamsteed mit der 
Leitung von Beobachtungen, die geeignet wären, di.e Tafeln der Bewegungen 
aller Himmelskörper und die Lage der Fixsterne zu berichtigen. 

Im Jahre 1755 übergab Tobias Mayer seine ersten Mondtafeln dem 
englischen Admiralitätskollegium uud die Beobachtungen, die Campbell auf 
seinen Seereisen von 1757—1759 mit einem Hadley'schen Sextanten an- 
stellte, zeigten für diese Tabellen nach den Reduktionen, die Bradley aus- 
führte, eine genügende Genauigkeit." 



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Ein Mittel zur Längenbestimmung bieten auch die Verfinsterungen der 
Jupitermonde. Besonders für den ersten Mond kann man durchschnittlich 
auf je 2 Tage einen Eintritt oder Austritt aus dem Schatten rechnen. 
Natürlich ist die erste Bedingung, dass genaue Tafeln der Bewegung dieser 
Monde vorhanden sind , welche sichere Vorausberechnuug der Ver- 
linsterungen ermöglichen. Solche Tafeln brachte erst Delanibre zustande. 
„Für genäherte Längenbestimmungen auf Landreisen ist die Methode auch 
beute noch sehr vorteilhaft und kann unter Berücksichtigung der von Pater 
Hell aufgestellten Regeln zu recht guten Resultaten führen. Diese Regeln sind: 

1) Man beobachte blos die Verfinsterungen des ersten und zweiten 
Trabanten, da diese die schnellste Bewegung haben, wodurch die Zeit 
des Verschwindens und Hervortretens aus dem Schatten in engere 
Grenzen eingeschlossen wird. 

2) Man gebrauche immer dasselbe Fernrohr, indem man mit einem 
stärkeren Glase den Trabanten später verschwinden und auch eher 
wieder hervortreten sieht. 

3) Man nehme zur Längenbestimmung so viel Eintritte als Austritte. 

4) Man wähle die Beobachtungen nicht zu nahe bei der Opposition des 
Jupiters, oder zur Zeit der Dämmerung, oder wenn Jupiter sich nahe 
am Horizont befindet. 

5) Man wende eine grosse Menge korrespondierender Beobachtungen an. 
0) Man sorge für eine genaue Zeitbestimmung. 

Seit es möglich geworden ist, auf telegraphischem Wege die Länge mit 
der grössten Genauigkeit zu bestimmen, ergiebt sich eine leichte Kontrolle 
für den Genauigkeitsgrad der schon erwähnten Delambre'schen Tafeln; in 
neuerer Zeit werden auf grösseren Sternwarten selten Beobachtungen der 
Jupiterstrabanten-Verfinsterungen ausgeführt; nur Strassburg giebt seit einer 
Keine von Jahren regelmässige Beobachtungsreihen, nach denen die Summe 
der Fehler, also Tafelfehler und Beobachtungsfehler im Mittel auf nahe 18 a 
zu stehen kommt 

Auf der See lässt sich diese Methode leider nicht anwenden, da die 
immerwährende Bewegung des Schiffes es dem Beobachter unmöglich macht, 
den Trabanten im Gesichtsfelde des Fernrohres zu erhalten, um so mehr, 
da zu Beobachtungen dieser Art stark vergrössernde Fernröhre, die also 
eine verhältnismässig grössere Länge besitzen, angewendet werden müssen. 

Die Methode der Längenbestimmung aus Sonnenfinsternissen, Sternbe- 
deckungen und Vorübergaugen der untern Planeten vor der Sonnenscheibe 
erhielt durch zahlreiche Studien und Untersuchungen über die Theorie der . 
Parallaxen, unter denen namentlich die Arbeiten von Lexell, Cagnoli, La 
Grange, Henry, Delanibre, Olbers und Littrow hervorzuheben sind, bedeutende 
Vereinfachungen, und auch für dieses Problem sind die Bessel'schen Arbeiten 
grundlegend geworden. 

Ein ebenfalls nicht selten angewandtes Mittel zur Langenbestimmung 
bieten die Mondkulminationen, worauf vielleicht schon Rothinann, der Zeit- 
genosse Tychos, gekommen ist, das aber erst gegen Ende des vorigen Jahr- 
hunderts von Zach, Lindenau und Nicolai praktisch erprobt wurde. Das 
Prinzip ist kurz folgendes. Wird unter zwei verschiedenen Meridianen der 
Zeitunterschied zwischen der Kulmination des Mondes und eines benachbarten 
Fixsterns beobachtet, so wird dieser Unterschied, weil der Mond seine Rekta- 



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szension taglich um circa 15° ändert, nicht gleich sein, und man kann aus 
diesem Unterschied auf den Meridianunterschied schliessen, wenn die stünd- 
liche Änderung der Rektaszension des Mondes bekannt ist Viel ge- 
nauerer Resultate ist die Methode der Längenbestimmung durch direkte 
Übertragung der Zeit mittelst Chronometer fähig: die zufälligen Fehler 
lassen sich verringern durch Vergrösseruug der Zahl der Chronometer, und 
die konstanten Fehler, die durch den Transport der Uhren entstehen, kann 
man zum grossen Teile aufheben, indem man die Resultate, die aus Expe- 
ditionen nach beiden Richtungen gewonnen werden, zu einem Mittel ver- 
bindet. Ausserdem gestatten möglichst genaue Zeitbestimmungen aus 
Meridianbeobachtungen an den Hauptstationen, die gleich vor und sofort 
nach der Expedition angestellt werden, den während der Fahrt vorhandenen 
Gang nahe richtig darzustellen. Mittelst 68 Chronometer gelang es 1843 
Struve, die Längen- Differenz Pulkowa- Altona mit einem wahrscheinlichen 
Fehler von nur 0\039 zu bestimmen, und ebenso günstige Resultate erzielte 
mit derselben Methode Airy in der Bestimmung der Länge von Valentia 
in Irland. 

Bis jetzt haben wir bloss derjenigen Methoden gedacht, wobei himmlische 
Signale benutzt wurden (und es könnte noch hinzugefügt werden, dass 
Benzeuberg 1802 und vor ihm schon 1727 G. Lynne das Aufblitzen der 
Sternschnuppen als Signale zu Längenbestimmungen vorschlug): man kann 
aber auch künstliche, irdische Signale zum Zwecke der Längenbestimmung 
benutzen. 

Da die Bestimmung des Längenunterschiedes zweier Stationen gleich- 
bedeutend ist mit der Ableitung der Differenz der wahren Lokalzeiteu der- 
selben für einen und denselben physischen Moment, so wird durch ein 
gleichzeitiges Beobachten künstlicher Lichtsiguale unser Problem gelöst 
werden können, sofern die Signale eine genügende Schärfe in ihrer Beobachtung 
gestatten und wenn an den Beobachtungsorten eine genaue Zeitbestimmung 
ausgeführt werden kann. Der erste Astronom, der diese Methode zur Aus- 
führung brachte, war Picard, indem er im Jahre 1671 im Auftrage der 
Akademie der Wissenschaften eine Reise nach Dänemark unternahm, um 
auf Hveen die Lage der Uranienburg Tycho Brahes zu verifizieren. Auf dem 
astronomischen Turme zu* Kopenhagen wurde ein Feuer angezündet, und die 
Zeit eines mehrmaligen Abblendens desselben beobachteten Picard in Kopen- 
hagen und Glaus Roemer nebst Villiard äuf den Trümmern der Uranien bürg, 
aus welchen Beobachtungen sich für die beiden Beobachtungsorte eine Längeu- 
differenz von 29 Zeitsekunden ergab. Für grosse Entfernungen müssten für 
solche Beobachtungen den Feuern ungemein grosse Dimensionen gegeben 
werden, denn schon für eine Entfernung von 8 geographischen Meilen sah 
Picard ein Feuer von 3 Fuss Breite mit blossem Auge wie einen Stern 
dritter Grösse und im Fernrohr seines Quadranten unter einem Winkel von 
3 — 4 Sekunden. Ein Abblenden eines so grossen Feuers kann nicht scharf 
genug bewerkstelligt werden, um, wie es nötig ist, Bruchteile einer Sekunde 
beobachten zu können. Nützlicher erwies sich das Beobachten von Feuer- 
raketen, deren Platzen in der Luft eine sehr scharfe Auffassung zulässt, 
die aber nur auf kleine Entfernung gesehen werden können. Erst Cassini 
de Thury und La Caille erhielten im Jahre 1740 nach vielfachen Versuchen 
mit Lichtsignalen, die sie sich durch Abbrennen von gewöhnlichem Schiesspulver 



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- 115 — 



verschafften, brauchbare Werte. Die Endpunkte der Gradmessung, die von 
La Caille und Cassini unter der Breite von 43° 32' in den Jahren 1739 
und 1740 ausgeführt worden ist, liegen nahe in demselben Parallel und 
sind in Länge um 1° 53' voneinander entfernt; der eine ist auf dem 
Mont St. Victoire östlich von Aix in der Provence, der andere auf St. Clair, 
einem Berge bei Cette am Mittelmeer. Von diesen beiden Bergen aus 
beobachteten Cassini bei Cette und La Caille auf St. Victoire die Lichtblitze, 
die auf dem Kirchdache des kleinen Marktfleckens Les Saintes Maries durch 
Losbrennen von 10 Pfund Schiesspulver erzeugt wurden. Aus den 4 ange- 
gebenen Versuchen, die im Maximum l 1 /» Zeitsekunden abweichen, folgt 
eine Differenz in Länge von 7 m 33 ".25. 

Leider ist es sehr schwierig, Signalorte zu finden, welche die Beobach- 
tungspunkte iu grössere Entfernung zu verlegen gestatten, doch sind wirklich 
mehrere gute Längenbestimmungen durch Pulversignale erhalten worden. „Die 
sorgfaltigste Längenbestimmung nach der Methode der Beobachtung künst- 
licher Lichtsignale, an der auch Gauss sich beteiligte, wurde im Herbst 1837 
zwischen Göttingen, Marburg und Mannheim unter Gerlings Leituug ausge- 
führt, um einen Anschluss des Kurhessischen Dreiecksnetzes an astronomische 
Bestimmungen zu erhalten. Da inzwischen Gauss in seinem Heliotropen 
ein für geodätische Messungen äusserst wichtiges Instrument erfunden hatte, 
konnte die Methode der Pulversignale kontrolliert werden durch Lichtblitze, 
gegeben vom Heliotropen. Bei diesem Instrumente können Signale dadurch 
gegeben werden, dass der vorher leuchtende Spiegel plötzlich verdeckt, oder 
der vorher bedeckte Spiegel plötzlich geöffnet wird, oder endlich durch einen 
einzelnen Blitz, den der vorher und nachher verdeckte Spiegel giebt, Und 
iim zwischen den Pulverblitzen und den Heliotropsignalen eine möglichste 
Gleichheit in der Art ihrer Beobachtung herzustellen, entschied sich Gerling 
für die dritte Art der eben erwähnten Heliotropsignale. Signale wurden nach 
vorher festgesetzten Zeiten vom Meissner und Feldberg aus gegeben und zwar 
so, dass immer die Meissner Signale den Feldbergsigualen um 4 m voran- 
gingen. Für die Heliotropsignale war überdies zur Vermehrung ihrer An- 
zahl festgesetzt, dass jedesmal drei hintereinander in Zwischenräumen von 30 ■ 
folgten. Ungunst der Witterung und andere Umstände machten es un- 
möglich, dass stets alle Signale korrespondierend gesehen werden konnten. 
Da der Feldberg im Gesichtsfeld des Passageninstrumentes der Mannheimer 
Sternwarte liegt, wurden an diesem Instrumente von Nicolai sowohl die 
Signal beobachtungen als auch die Zeitbestimmungen ausgeführt. In Göttingen 
besorgte Goldschmidt die Zeitbestimmungen ebenfalls an einem Meridian- 
instrument, während Gauss mit Hilfe von Fernröhren die Heliotropsignale be- 
obachtete; die Pulversignale vom nahen Meissner konnten mit blossen Augen 
beobachtet werden. Vom Frauenberg, unweit Marburg, ist sowohl der Meiss- 
ner als auch der Feldberg sichtbar, durch Beobachtung der Feldbergsignale 
in Mannheim und Frauenberg und der Meissner Signale in Göttingen und 
Frauenberg konnte somit die Länge der Hauptstationen Mannheim und 
Göttingen unabhängig von einer Zeitbestimmimg auf dem Frauenberg abge- 
leitet werden." 

„In neuester Zeit haben Laussedat und Liais vorgeschlagen, die rhyth- 
misch gegebenen Signale einer elektrischen Lampe mit Hilfe eines Chrono- 
graphen ganz in der Weise zu beobachten, wie Sterndurchgänge notiert 



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• 



— 110 — 

werden, und die nach diesen Prinzipien im Jahr 1879 von den französischen 
Astronomen Ferner und Bassot und den Spaniern Merino und Esteban aus- 
geführten Längeubestiinuiungen zwischen Spanien und Algier (Tetica — M'Sabiha 
und M'Sabiha — Alger), wobei jeden Abend 040 Siguale gewechselt wurden, 
haben denn auch für diese wichtigen Anschlusspunkte sehr befriedigende 
Resultate ergeben. 4 ' 

Alle bisher angeführten Methoden stehen jedoch in Bezug auf Genauig- 
keit weit hintpr der Anwendung des elektrischen Telegraphen zur Längen- 
bestimmung zurück. Schon 1839 machten fast gleichzeitig Gauss und Morse 
auf dessen Benutzung aufmerksam. Der erste praktische Versuch wurde 
1844 gemacht, indem Kapitän Wilkes uud Lieutenant Eid mittels Telegrapben- 
leitung Vergleichuugen zweier Chronometer in Washington und Baltimore an- 
stellten; im folgenden Jahre wurde auf Veranlassung von S. C. Walker die 
Längendifferenz zwischen Washington, Baltimore und Jersey City bestimmt 
uud 1847 die Beobachtungsmethode selbst vervollkommt. „Die Längenbe- 
stimmungen nach den besten altern Methoden", sagt Dr. Hiltiker, „als welche 
die Beobachtungen von Sternbedeckuugen und Mondkulminatiouen gelten, 
gaben Resultate, die bei sonst normalen und guten Bestimmungen um 
mehrere Sekunden voneinander abweichen konnten. Das Aufsehen, das die 
Resultate der telegraphischen Operationen im Sommer 1847 in der astrono- 
mischen Welt hervorriefen, ist darum leicht begreiflich , denn eine Überein- 
stimmung wie sie z. B. in der folgenden Beobachtungsreihe erreicht wurde, 
musste alle Erwartungen übertreffen. Man erhielt als Tagesresultate für die 
Lungendifferenz Philadelphia- Jersey City die nachstehenden Werte: 

1847. Juli 19 4» 30M4 

24 30.30 

27 3042 

28 30".47 

29 30.41 
Aug. 3 30.39 

10 30.44 
11 30.30 

Im Mittel 4 m - 30-.390 H 0 , .040. 

Im Jahre 1848 wurde eine Läugenbestimmung ausgeführt zwischen New- 
York (Rutherford's observatory) und der Sternwarte in Cambridge; an der 
erstem Station beobachtete Loomis an einem neuen, der Coast Survey ge- 
hörigen Durchgangsinstrument; die Beobachtungen in Cambridge besorgte 
W. C. Bond, und um für die Längendifferenzen eine weitere Kontrolle zu 
erhalten, wurden gleichzeitig auf beiden Stationen die Durchgänge eines und 
desselben Sternes notiert, indem der Beobachter auf der östlichen Station 
zuerst die Fädenantritte eines dem Beobachtungsschema angehörigen Sternes 
beobachtete und dessen Durchgangszeiten mit seinem Taster auch dem Be- 
obachter der westlichen Station bemerklich machte; passierte dann der Stern 
den Meridian des westlichen Beobachters, so übermittelte dieser in gleicher 
Weise seine Fädenbeobachtuugen auf die östliche Station, so dass aus den 
Notierungen eines jeden so beobachteten Sternes auf beiden Stationen die 
Längendifferenz unabhängig von den Tafelfehlern und den absoluten Uhr- 
ständen abgeleitet werden konnte. Als hauptsächlichste Fehlerquelle ver- 



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Wieb also nur noch die Unsicherheit, mit der überhaupt plötzliche Zeichen 
beobachtet werden, und es musste daher das Bestreben der Astronomen 
darauf gerichtet sein, durch den elektrischen Strom die Sekundenschläge der 
Uhr graphisch darzustellen, etwa durch eine fortlaufende Reihe von Punkten, 
die alle gleich weit von einander abstehen und zwischen welche die be- 
obachteten Signale durch den elektrischen Apparat eingetragen werden, so 
dass die Schätzungen nach dem Gehör wegfallen, um einer viel genauem 
Messung mit Zirkel oder Massstab Platz zu machen. Es handelte sich 
also zunächst darum, durch die Uhr einen Sekundenschluss des elektrischen 
Stromes hervorzubringen, und den vereinigten Bemühungen der Astronomen 
nnd Uhrmacher gelang es denn auch, die Aufgabe in verschiedener Weise 
zu lösen. 

Sobald einmal solche Schlussvorrichtungen in genügender Vervoll- 
koramung vorhanden waren, konnte es nicht mehr schwer fallen, die er- 
wünscht« Registriermethode herzustellen; es war nur nötig, die gewöhnliche 
Morse'sche Schreibvorrichtung durch Chronographen zu ersetzen, die eine 
möglichste Gleichförmigkeit m der Bewegung der Papierrolle gewähren. 
Solche Apparate wurden ausgeführt von Saxton, Kerrison, Bond, Mitchell, 
Krille, Lamont, Guessfeld, Hipp u. A., und der erste Längenbestimmungs- 
versuch mittelst Registrierapparaten wurde im Jahre 1849 zwischen Washing- 
ton, Philadelphia, Cambridge und New- York unter Benutzung einer Uhr des 
Prof. Locke ausgeführt, die an der Achse des Hemmrades ein Rad mit 60 
Zähnen enthält, von denen einer nach dem andern eine Platinfeder nieder- 
drückt und dadurch den Strom unterbricht Diese Uhr war in Philadelphia 
aufgestellt und mit dem Telegraphennetze verbunden, derart, dass ihre 
Sekundenschläge auf allen 4 Stationen registriert wurden. Der Beobachter 
der östlichen Station pointierte sodann mit seinem Telegraphentaster die 
Fadendurchgänge des ersten Sterns, wodurch auch an den 3 andern Stationen 
diese Beobachtungen durch den Chronographen notiert wurden, und in gleicher 
Weise wiederholten sich die Beobachtungen bei der Kulmination des Sterns in 
den übrigen Stationen, so dass bei Benutzung nur einer Uhr die Länge aus 
den Notierungen in den 4 Stationen abgeleitet werden konnte unter Voraus- 
setzung bekannter Instrumentalfehler und eines bekannten Uhrganges. Diese 
Methode wurde in der Folge in den vielen, unter der Direktion von 
B. A. Gould ausgeführten amerikanischen Längenbestimmungen fast aus- 
schliesslich benutzt." 

In Europa war man weit hinter den gewaltigen Erfolgen und der Ge- 
nauigkeit der Amerikaner zurück, und erst Airy liess 1852 die erste 
telegraphische Längenbestimmung zwischen Greenwich und Cambridge aus- 
fuhren. Die erste telegraphische Längenbestimmung in Deutschland fand 
statt im August des Jahres 1853 zwischen Frankfurt am Main und Berlin 
und wurde von Encke, Brünnow und Lorey auf Wunsch des physikalischen 
Vereins zu Frankfurt ausgeführt*) Die Uhren wurden verglichen durch ein- 
fache Signale unter Benützung eines Morse'schen Apparates, ganz in der 
Weise, wie die ersten amerikanischen Versuche ausgeführt worden sind. Im 
November 1853 folgte die Bestimmung Greenwich-Brüssel durch Bouvy und 
'Dunkin in gleicher Weise, wie die frühern Verbindungen mit Greenwich 



*) Das Detail ist von Encke mitgeteilt in Astron. Nachr. 39, p. 1. 

Hiriu 188t, Heft 5. 1(3 



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ausgeführt wurden, und um die persönliche Gleichung zu eliminieren, hatten 
die Beobachter die Stationen zu wechseln. Sobald die unterseeische 
Telegraphenleitung fertig war, folgte im Mai und Juni 1854 nach derselben 
Methode die Längenbestimmung Greenwich-Paris durch Dunkin und Faye, 
ebenfalls bei einem Wechsel der Beobachter. Die Beobachtungen wurden 
auf 12 Abende ausgedehnt, und im ganzen sind 1703 Signale gegeben 
worden. Die einzelnen Tagesmittel der beiden Serien stimmen recht gut 
untereinander, und die Längendifferenz Greenwich-Paris, bezogen auf den 
alten Meridian von Frankreich, ist nach dieser Bestimmung: 9 m 20 B .51." 

In den Jahren 1856, 57 und 58 wurden in. Deutschland ausgeführt die 
Längenbestimmungen Berlin-Königsberg, Berlin-Brüssel und Altona-Schwerin, 
und hieran schliesst sich denn die grosse Reihe von Längenmessungen, die 
nach einheitlichen Prinzipien unter der Aufsicht der Europäischen Grad- 
raessungskommission ausgeführt worden sind. Im Jahre 1856 unternahm 
das Pariser Observatorium die telegraphische Längenbestimmung Paris-Berri- 
Boui, wobei es von dem De'pöt de la guerre unterstützt wurde. Von da ab 
ruhten die Arbeiten mehrere Jahre, und erst 1861 konnte das Observatorium 
dieselben mit der Längenbestimmung von Havre wieder aufnehmen. Seit- 
dem wurden sie fast ununterbrochen fortgesetzt. 

Der gewaltige Aufschwung der Gradmessungsarbeiten, welchen General 
Baeyer durch Hervorrufung der mitteleuropäischen, später zur europäischen 
erweiterten Gradmessung veranlasste, musste natürlich die Ausdehnung der 
telegraphischen Längenbestimmungen bedingen. Damit gingen weitere Ver- 
vollkommnungen der Beobachtungsmethode Hand in Hand, worüber man das 
Nähere in der obigen Schrift findet, die auch am Schlüsse eine Tabelle der 
bis jetzt ausgeführten Längenbestimmungen aller Staaten enthält 



Vermischte Nachrichten. 

Die Umgebung des Hyginus auf dem Monde. Hr. Rand Capron teilt 
in No. 59 des „Observatory" eine Zeichnung der nordwestlichen Umgebung 
des Hyginus mit, die er am 28. November 1881 5 h 30 m an 500facher 
Vergrösseruug anfertigte. Auf derselben tritt der neue Krater N samt 
seiner zungenförmigen Verlängerung gegen Süd sehr augenfällig hervor, und 
diese Verlängerung ist ungemein ausgedehnt Hr. Rand Capron bemerkt: 
„Hyginus N zeigt sich als Höhlung mit dunklem Zentrum und sanft ab- 
fallenden Seiten. Die zungenförmige Verlängerung gegen Hyginus hin er- 
schien auch gut, aber sie war im mittlem Teile heller als an den Enden, 
so dass, ausserhalb des Focus das eine Ende wie ein zweiter runder Fleck 
erschien,, aber schwächer als N. Drei kleine Krater umgeben in Gestalt 
eines Dreieckes diese südliche Verlängerung. Ein vierter in der Nähe der 
Hyginusrille konnte nur als heller Fleck erkannt werden." 

An demselben Abende, 6 h mittl. Zeit von Köln, habe ich auch beobachtet 
Die Luft war ziemlich ruhig, aber unsichtig (dunstig), weshalb der mittlere 
Teil der zungenförmigen Verlängerung hier nicht gesehen werden konnte, 
sondern das Ende als abgetrennter rundlicher Fleck, kleiner als N, gesehen 



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und skizziert wurde. Folgende Bemerkung findet sich im Beobaehtungsjournal : 
„Hyginus N und der südlich davon liegende, als dunkle, grosse, getrennte 
Flecke sichtbar; N im Zentrum bisweilen schattenschwarz. Das Thal T ist 
schwach. Keiner der kleinen Krater in der Ebene südlich ist sichtbar. 44 

Dr. Klein. 

Über den Krater Linne hat sich in der Sitzung der Königlichen Astro- 
nomischen Gesellschaft zu London am 10. März d. J., (als Hr. Neisou über 
die im „Sirius 4 ' publizierten Beobachtungen und Zeichnungen des Herrn 
Direktor Schmidt in Athen Hyginus N betreffend, referierte), eine kleine 
Diskussiou entsponnen, die für den Mondbeobachter einige heitere Momente 
darbot. Herr Professor Pritchard erwähnte nämlich, dass der alte Freund 
Linne\ dessen Verschwinden als Mondkrater behauptet worden, ihm zu seinem 
grossen Vergnügen eines schönen Tages unter der Gestalt eines deutlichen 
Kraters erschienen sei. Als Herr Prof. Pritchard vom Fernrohre eilte, um 
rasch eine andere Person herbeizuholen, die ihm den Anblick des Kraters 
bezeugen könne, verschwand dieser letztere in der Zwischenzeit und ward 
wieder zu dem altbekannten weissen Flecke. Daraus schliesst Herr Pritchard, 
dass solche Unterschiede im Aussehen nicht allein von der Beleuchtung, 
sondern von meteorologischen Zuständen unserer Atmosphäre abhingen. Herr 
Newall bestätigte seinerseits, dass er auch einmal, aber nur ein einziges Mal, 
1875, den Linu£ als Krater gesehen habe, seitdem nicht wieder. (Herrn 
Xewalls Refraktor hat 25 Zoll Öffnung!) Diese Wahrnehmungen sollen da- 
zu dienen, die Behauptung von Herrn Dr. Schmidt, dass beim Linne' der alte 
Krater verschwunden sei, zu widerlegen, oder wenigstens deren Gewicht zu 
vermindern. Für den Mondbeobachter sind sie natürlich ein gerader Beweis 
des Gegenteils, eine schöne Bestätigung der Schmidt'schen Behauptung. Herr 
Xeisou hat dies iu drastischer Weise demonstriert, indem er zur Tafel schritt 
und zwei Kreise zeichnete: 




Liune nach 18(35. Liuue vor 18ti5. 

Diese Art und Weise zu zeigen, um was es sich in der ganzen An- 
gelegenheit handelt, ist allerdings drastisch, aber gegenüber den gemachten 
Einwendungen die richtigste! 

Beobachtung des Merkur-Durchgangs am 7. — 8. November 1881. Unter 
sehr günstigen meteorologischen Bedingungen hat Herr John Tebbutt in 
Windsor (N. S. Wales) den Merkur - Durchgang am 7. November v. J. 
beobachtet. Er benutzte hierzu ein i'/azölliges Äquatorial, eine angerusstc 
Objektivlinse und eine Blendung von braungrüner Farbe, so dass der Sonnen- 
rand strohfarbig und der Himmel dunkel erschien. Die Genauigkeit und 
Scharfe der Objekte war so gross, dass ganz genaue Kontakt-Bestimmungen 
möglich waren. Den ersten Kontakt hatte er aber versäumt, so dass er nur 
dio drei andern ausführen konnte. In Bezug auf die Untersuchung der Herren 
Andre* und Angot ist es nun von Interesse, dass Herr Tebbutt keinen 
schwarzen Tropfen und kein schattiges Band beobachtet hat, wie beim Venus- 
IG* 



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Durchgang 1874, noch auch gestört wurde durch das dreieckige, schwarze 
Band, dass er 1878 beim Austritt des Merkur gesehen. 

Der geometrische Kontakt ist mehr ein theoretisches als ein praktisches 
Ding. Die Bildung oder das Zerreissen der Lichtlinie zwischen den Rändern 
kann schwerlich ein augenblickliches Phänomen sein. Im vorliegenden Falle 
erglänzte oder erlosch, trotz der grossen Schärfe, diese Linie so allmählich, 
dass es unmöglich war, innerhalb 2 oder 3 halben Sekunden des Chrono- 
meters zu bestimmen, welches genau der Moment seines Entstehens oder 
Verschwindens gewesen. Beim Eintritt traten zwei oder drei schnelle Licht- 
wallungen zwischen den sich schliessenden Hörnern auf, und dann war der 
Lichtfaden da; 6'/» Sekunden später war der Lichtstreifen sehr deutlich . . . 

Trotz sorgfältiger Prüfung konnte der Planet weder vor noch nach 
seiner Projektion auf die Sonne gesehen werden . . . Um den Planeten war 
kein Hof, ebensowenig eine Spur eines Satelliten. Ein blasser, weisslicher Fleck 
wurde aber gelegentlich auf der Plauetenscheibe gesehen, und die Scheibe 
selbst war nicht immer vollkommen schwarz. Zeitweilig schien sie ein sehr 
schwaches, graues Licht zu reflektieren. (Astronomische Nachrichten Nr. 241 1). 

Der Komet für 1881. Über den sechsten Kometen des vorigen Jahres, 
den Herr W. F. Denning am 4. Oktober entdeckt hatte, giebt dieser in der 
Nature vom 2. März ausführliche Mitteilungen, denen wir das Nachstehende 
entnehmen zur Ergänzung des bereits früher über diesen Himmelskörper 
Berichteten. 

Während der Umlauf des Kometen von Herrn Schulhof auf 8,45 Jahre 
berechnet worden, hat Herr Win necke denselben = 8,4072 Jahre und 
Herr Block = 9,106 gefunden. Letzterer fand die Bahn ähnlich den Bahnen 
der Kometen 1743 I und 1819 IV, welche nach Herrn Clausen identisch 
sind; aber in diesem Falle müsste die Umlaufszeit = 7,7 Jahre sein. Die 
Bahn ist auch der des Kometen von 1585 ähnlich, ausgenommen, dass die 
Perihelentfernung sehr verschieden ist Nimmt man an, dass 17 Umläufe 
erfolgt sind zwischen 1585 und 1743, und 15 Umläufe zwischen 1743 und 
1881, so würde die Umlaufszeit 9,252 und 9,253 Jahre betragen. Der 
Komet von 1539 stimmt gleichfalls mit der Periode von 9,25 Jahren. 

Wie bereits erwähnt, kam dieser Komet der Erde näher, als irgend ein 
anderer Komet ausser dem Biela'schen, dessen Weiterexistenz sehr zweifelhaft 
geworden. Es ist auffallend, dass dieser neue Komet so lange unentdeckt 
geblieben, da er im August auf der südlichen Hemisphäre ein sehr auffallen- 
des Objekt gewesen; denn am 18. jenes Monats war er nur 11000000 iniles 
von der Erde entfernt uud seine Helligkeit 40 bis 50 mal so gross als bei 
seiner Entdeckung. 

„Da dieser Komet sich der Erde etwas mehr nähert, so kam mir der 
Gedanke, dass es möglich sein könnte, ihn in Zusammenhang zu bringen mit 
einem der zahlreichen Meteor-Ströme, die ich beobachtet habe in den wenigen 
vorhergehenden Jahren; aber der theoretische Radiationspunkt des Kometen 
ist ein südlicher, und er ist der Sonne so nahe, dass die Chancen seiner 
Beobachtung sehr gering sind. Professor Herschel berechnet, dass die 
Erde durch den aufsteigenden Knoten des Kometen am 28. November geht, 
zur Zeit wo der Strahlungspunkt etwaiger Meteore, welche der Bahn des 
Kometen folgen, liegen würde in Bektaszension 272°, Deklination 37° S, 



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was nahe bei « Sagittarii ist und 29° südlich dem Sonnenorte folgend. Die 
Geschwindigkeit der Meteore würde = 14 niiles per Sekunde sein, aber der 
Sternscbnuppenregen könnte nur am frühen Abend beobachtet werden, da 
der Strahlungspunkt etwa eine halbe Stunde nach der Sonne untergeht. Am 
14. Dezember geht die Kometenbahn durch -f 0,033 N der Erdbahn, und 
der Strahlungspunkt ist bei R. A. 277°, Deel. 34° S., aber in diesem Falle 
würde ein vom Kometen ausgehender Meteoritenregen unsichtbar sein, weil 
der Strahlungspunkt mit der Sonne zugleich untergeht. 

Vieles ist behauptet worden über die vermutete Ähnlichkeit der Bahn 
dieses Kometen mit der von Blanplain (1819 IV); aber wenn sie identisch 
wären, raüsste die Bahn und die Periode bemerkenswerte Änderungen seit 
1819 erlitten haben, und die Frage kann nicht definitiv entschieden werden, 
bevor die von der Einwirkung des Jupiter bedingten Störungen berechnet 
sind. Es muss angenommen werden, dass einige Kometen, wie z.B. Lexells, 
in neue Bahnen gelenkt worden durch planetarische Einwirkungen, und es 
ist möglich, dass die kumulierenden Einflüsse der Art in dem vorliegenden 
Falle eine Verlängerung der Periode herbeigeführt, denn die Periode von 
Blan piain s Kometen war nach Enckes Berechnung nur 4,81 Jahre, was 
nicht viel mehr als die Hälfte von der des neuen periodischen Kometen ist. 
Ob der letztere zur vorhergesagten Zeit 1890 zurückkehren wird, ist zweifel- 
haft, aber eine sorgfältige Untersuchung der Bahn und der Störungen, die 
in der Zwischenzeit auf ihn wirken, wird die Schwierigkeiten zum. grossen 
Teil beseitigen." 

Der Komet Wels 1882. Herr H. V. Egbert in Albany hat aus den 
Beobachtungen am Dudley - Observatorium die Bahnelemente des obigen 
Kometen berechnet und daraus folgende Ephemeride (für Greenwich Mitter- 
nacht) abgeleitet: 

Rektaszension Deklination Helligkeit 

1882 Mai 5 21 h 37» 53- +72« 22 2' 10 0 

9 23 4 3 74 269 13-4 

13 0 44 33 73 589 169 

17 2 9 15 70 472 21 7 

21 3 7 0 65 393 284 

25 3 44 34 59 200 38 6 

29 4 9 43 52 110 565 

Als Einheit der Helligkeit ist diejenige vom 19. März, dem Tage der 
Entdeckung zum Grunde gelegt Nach obiger Ephemeride wird sich also 
der Komet nördlich unter dem Pole her bewegen und absteigend gegen Ende 
Mai für unsere Breiten nahe den Nordhorizont erreichen. 

Über eine Registriervorriohtung an Mikrometern. Prof. H. C. Vogel in 
Potsdam bildet ab und beschreibt eine sehr einfache Registriervorrichtung 
für Mikrometerablesuugen. Dieselbe besteht darin, dass man einen kleinen, 
mit einer schwertrocknenden Farbe gefüllten Behälter in der Längsrichtung 
der Schraube verschiebbar anbringt, dessen Mündung unmittelbar vor dem 
Bit Papier überzogenen Umfang der Mikrometertrommel steht In dem 
IHälter befindet sich ein Nadelbolzen, welcher, durch eine Spiralfeder 
zurückgehalten, mittelst eines Fingerdruckes vorgeschnellt wird, aus der 
Mündung des Behälters hervortritt und durch die mitgerissene Farbe einen 



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122 - 



feineu Punkt auf dem Umfang des Papierzylinders angiebt Sollen Messungen 
mehrfach wiederholt werden, so verschiebt man den Behälter jedesmal um 
ein geringes. Man kann die Mittelwerte zusammengehöriger Messungen 
ziemlich geuau bestimmen, iudem man auf den Papierstreifeu den Schwerpunkt 
aller Markierungen aufsucht. Da die Farbe schwertrocknend ist, kann man 
nach geschehener Bestimmung die Punkte fortwischen und so den Papier- 
zylinder lange Zeit benutzen. (Zentral-Zeitung für Optik und Mechanik.) 

Zur Handhabung grosser Spiegel beim Versilbern. Von Common. In 
der Januar-Sitzung der Londoner astronomischen Gesellschaft teilte HerrCommon 
Verfahren mit, grosse und schwere Spiegel beim Eintauchen in die Flüssig- 
keit sicher bewegen zu können. Auf die Rückseite des Spiegels wird ein 
flacher Gummiring gelegt und auf diesen wieder eine ruude eiserne Büchse, 
welche einerseits mit einer Luftpumpe, andererseits mit einem Quecksilber- 
gefäss in Verbindung steht. Bei einem Spiegel von 37 Zoll (engl). Durch- 
messer, 4 Zoll Dicke und einem Gewichte von 400 Pfund hatte die eiserne 
Büchse einen Durchmesser von 30 Zoll und war 4 Zoll hoch. Es genügte 
hier eine Differenz von 2 Zoll zwischen dem äussern Luftdruck und dem 
Druck iu dieser Büchse, um den Spiegel zu heben; es wurde jedoch mit 
einer Druckdifferenz von 5 Zoll manipuliert, da es notwendig war, den Spiegel 
auf die Kante zu stellen.*) 

Eine Sternwarte in Konstantinopel. Wie türkische Blätter melden, hat 
der Sultan, der ein grosser Freund der Astronomie ist und sich auch zu- 
weilen Vorträge aus dieser Wissenschaft halten lässt, deu Bau einer eigenen 
Sternwarte in seinem Palaste Yildiz-Kiosk angeordnet, die mit den vorzüglichsten 
Instrumenten ausgestattet werden soll. Im Kaiserlichen Palaste existiert zwar 
schon seit Jahrhunderten ein kleines Observatorium, doch diente dasselbe fast 
ausschliesslich den Hofastrologen als Beobachtungsstätte. Übrigens dürfte 
es weniger bekannt sein, dass schon im Jahre 1851 auf Bestellung des 
Sultans ein Fernrohr nach Konstantinopel kam, welches den besten damals 
überhaupt vorhandenen gleich kam. Es war dies, zur Zeit der Blüte 
Plössls, ein von letzterem selbst angefertigter dialytischer Refraktor von 

10 V« Zoll freier Objektivöftnung. Die Brennweite desselbeu betrug nur 

11 Fuss, die Montierung war parallaktiscb mit Uhrwerk. Das Instrument 
vertrug gut 600 fache Vergrösseruug und zeigte damals y Coronae 
doppelt Plössl's Prüfung an terrestrischen Objekten ergab, dass es helle 
Punkte von 0.2" Distanz deutlich trennte. Auch heute noch würde dieses 
Instrument gewiss mit den grössten und besten Refraktoren der Gegenwart 
um den Preis der Vorzüglichkeit ringen. Niemals hat indessen das Geringste 
verlautet, was aus diesem in seiner Art einzigen Instrumente geworden ist. 



*) (The Observatory 1882. Januar-Heft. Durch Zeitschrift für Instrumentenkunde.) 



Alle für die Redaktion des „Sirius" bestimmten Zuschriften etc. sind an Hrn. Dr. 
Herrn. J. Klein in Köln u/Rh. zu richten, während Abonnements jede Buchhandlung, sowie 
die Verlagshandlung ron Karl Scholtze in Leipzig. Emilicnstrasse 10 entgegen nimmt. 



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Stellung der Jupitermonde im Juli 1882 um ir> h mittl. (ireenw. Zeit 
Phasen der Verfinsterungen. 



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II. 



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III. 



IV. 




Keine Ver- 
finsterung 
diese« 
Monde*. 



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— 124 - 



Planeten8telluiig im Juli 1882. 



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Itektaxiennion 
b. m. ■. 


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6 


11 


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23 


19 


10 


6 


9 


1682 


19 8 54-4 


22 


56 


15 


6 


15 


48-97 


20 0 31-2 


22 


43 


20 


6 


32 


6-34 


20 59 7-8 


22 


40 


25 


6 


57 


53-13 


21 43 40-4 


22 


46 


30 


7 


32 


2-65 


-{-21 50 168 


23 


0 








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5 


9 


20 


835 


-{-17 23 58-9 


2 


27 


10 


9 


43 


27-22 


15 26 40-4 


2 


30 


15 


10 


6 


1218 


13 19 49-2 


2 


33 


20 


10 


28 


2530 


11 4 55-8 


2 


36 


25 


10 


50 


9-21 


8 43 30 0 


2 


38 


30 


11 


11 


27-10 


+ b 16 59 5 


2 


40 










Mars 






5 


10 


20 


36-55 


4-11 28 41-2 


3 


27 


10 


10 


31 


5370 


10 19 54-7 


3 


19 


15 


10 


43 


11-59 


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3 


10 


20 


10 


54 


30-55 


7 57 2-9 


3 


2 


25 


11 


5 


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0 43 17 6 


2 


54 


30 


11 


17 


12-50 


4- 5 28 12-7 


2 


45 








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p i t e r. 






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5 


7 


4190 


+22 23 54 9 


21 


58 


19 




16 


5196 


22 34 53-8 


21 


28 


29 


1 5 


25 


36-39 


4-22 43 27 3 


20 


58 



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Mittag Rekta87.enaion 

b. m. s. 



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Deklination 
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Kulmina - 
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19 
29 

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29 



3 
3 
3 

11 
11 
11 

3 
3 
3 



25 



Saturn. 

13-98 [ 4-16 31 



3-2 ! 



28 46-57 
31 4871 



16 42 30 9 
+16 51 41-8 



Uranus. 

7 28 71 I 4- 6 26 27 5 

9 3-95 6 16 8 7 

10 52 42 ! 4- 6 4 28 2 | 

Neptun. 

5 5 82 I 4-15 36 0 1 

6 8-76 15 39 427 
6 55-28 I 4-15 42 13 0 



20 
19 
19 

3 
3 
2 

20 
19 
18 



16 
40 
4 

58 
21 
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12 

25 
30 









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Mondphasen. 


Juli 


3 


14 




Mund in Erdnähe. 


»» 


7 


10 


454 


Letztes Viertel. 


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14 


19 


549 


Neumond. 


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19 


9 




Mond in Erdferne. 


I« 


22 


23 


III 


Erstes Viertel. 


M 


30 


2 


55- 1 


Vollmond. 


M 


31 


18 


- 


Mond in Erdnähe. 



Verfinsterungen der Jupitermonde 1882. 



(Eintritt in den Schatten.) 



1. Mond. 
Juli 2. 13b 19m 31-6* 
„ 9. 15 13 26-2 
„ 25. 13 29 23-4 



2. Mond. 
Juli 7. 17 h 19» 13-7« 



Lage und Grösse des Saturnringes (nach Besse 1). 

Juli 19. Grosse Achse der Ringellipse: 3914"; klcino Achse 15.59". 

Erhöhungswinkel der Erde Ober der Ringebene 23° 29 7' südl. 



Mittlere Schiefo der Ekliptik Juli 19. 23° 27' 1634" 

Scheinbare „ „ „ „ „ 23° 27' 10 98" 

Halbmesser der Sonne „ „ 15' 46 0" 
Parallaxe .. .. 871" 



Planetenkonstellationen. Juli 3. 10" Sonne in der Erdferne. Juli 9. 0* Merkur 
wird stationär. Juli 9. 22" Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. 
Juli 10. 6h Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Juli 10. 16h Merkur 
in grösster sfidl. heliozentrischer Breite. Juli 12. 3h Jupiter mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. Juli 13 6h Merkur mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Juli 18. 8h Venus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Juli 19. l h Mars mit 
dem Monde in Konj. in Rektaszension. Juli 19. 10 1 ' Uranus mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. Juli 19. 11h Merkur in grösster westlicher Elongation 20° 13'. 
Juli 27. l h Mars mit Uranus in Konj., Mars 6' nördlicher. Juli 29. 16h Merkur 
im aufsteigenden Knoten. Juli 29. 22h Venus mit Uranus in Konj., Venus 0° 17' nördl. 

. (Alle Zeitangaben nacb mittlerer Berliner Zeit.) 



Druck Ton Beck t Schirm er in I.eipxig. 



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Um Ihnen die Reichhaltigkeit unserer Zeitschrift vorzuführen, lassen wir nachstehend 
den Inhalt des XII. — XIV. Bandes folgen: 



Inhalt des XII. Bandes: 

Pbveiache Beobachtungen das Mars in dessen Erdnähe 1S77. S. 1. — Dt« Fernrohre auf dar Aufstell- 
ung wissenschaftlicher Apparat« im South Keusington Museum in London. S. iL — Froax ?. Paula Uruit- 
Ihm "mi und seine astronomischen Beobachtungen. 8. Ü 2£L IhL 83. III 132. — Zusammenstellung der 
Planeten- und Kometen- Kntdnckungen im Jahre 1S77. S. iL j_ — Anhaltender Zustand der Hube auf der 
HonnunoberflArae. Von ]>r. Kamel*. S. 2i. — Ueber daa Spoctrnm der Corona. H. 2L — Neue geowe 
triaeh« und dynamische konstanten des Erdkörper*. 8. 28» — Die Neubildungen buiui HyjjinriH auf di-m 
Mond«. 8- 22. — Classification der DoppeUterne. S. AL — Dar Planet Vulkan. 8. 41L — Die KnUtehung 
der Protnberanxen durch chemiache Protease. 8. iL. — Saturn und aain Hing im gegenwärtigen Jahre. 8. «0. 

— Dia älteste arablache Hiiniuelskugel. Von Dr. Remels. 8. 62. — Uedanken Ober dea l'rsprung des Thier- 
k reise*. Vom Torrald Kohl. 8. 78. — Ueber die Farben der 8terne. 8. 70. — Zur Geschichte der Kern- 
röhr*. Von K. Onan. 8. 85. ML 134. liüL .'4 1 ■ — Ungarns versunkene und vergessene Sternwarte. 8. n. 
1 -» I . 153. 1S4. VJA. — Hyginus N. 8. LLL — Weitere Ergebnisse der letzten Sonaenfinsternisa-Beobacht- 
nngan. S. »-*<- — Einige merkwürdige Bildungen auf der Oberfläche des Jupiter. 8. 145. — Bemerkungen 
zur Topographie der Mondoberfl&che. 8. 148. — Die Vertheilung der Sterne im Kaum«. 8. IM. — Ueber 
•Ii« Natur der Nebelflecke. 8. l.Vi. — Ueber die Farben der Doppel* terne. S. 177. — John lünniughaias 
Katalog der rothon Sterne. 8. Uli- Üi. ^L. 25L Dir Frage der Veränderlichkeit dea Sonaeadurck- 
UMMtii. Von Dr. Karl Kemeis. S. lÄL ÜL - l'ebor J. LL Schröter. H. 2lLi_ leber Ata ■■■H«l>talll Iii 
Coaatitution der Kometen-Schweife, 222. ~ Weitere Mi">harhtung de« Muudk raters Hyginus N. ; 

— Notiz . u r llondtopographle. 8. 248. — Ueber die Saturnsringe. Von L. Trouvelot, 8. — l>i« 
totale Sonnenfinsternis« am LL Januar 1880. 8. -'.'»«i. — Ungarns Sternwarten. Von Dr. N. von Koukoly. 
8. -'«^i- — Die Uebereinstimmung von Kometen und MeteontchwArmea. 8. i7tt. — Beobachtungen absorbirea 
der Dampfe aal der Sonne. 8. 2a2. 

Vermischt« Nachrichten : 3. LL ÜL «5. 03. LLL 141. DLL LzL 212. Zill, griü. — Planetenstellung : 
8. ■ 4S 72. 9«. LÜL 144. Iii. 122. 2i<L 2ÜL 2M. — Stellung dar Jupiiersmoude 8. iL LL 71. «5. JJJL 
143 Lfi7_ IM. 215. fttL 2ö2L 2äL 

H Lithograph Beilagen, darunter eine Doppel-Tafel. 



Inhalt des XIII. Bandes: 

Die rotke Wolke auf dem Planeten Jupiter. B. I. — Die Dutckmeaser der Planeten Venu« und Mar*, 
fl. a. 2a. — Der Meteorit von Estherville. (Jowa.) S. Li. — Satarn und sein King im gegenwärtigen Jahre. 
S. Lii_ — Entdeckung and Beobachtung einea neuen Gas-Nebels. 8. — Beobachtung wellenförmiger Be- 
wegungen in dam Schweife von ('og^ia'" Kometen 1874. S. 2L — Ueber die Temperatur der Sonne. S. 31. — 
Soch einige Bemerkungen in den Gebirgafonnationen und Killen östlich vom Kudoxu* auf dem Monde. 8. 34. 

Ein neuer Katalog der L>.'clinationab«>stiiiiuiungen für 1470 Fixsterne. S. 25. - Die Photographie dar 

Himmelskörper von J. Norman Lockyer. 8. 45. — Die Bildung der Mondoberfl&che von Findels. 8. 52. 76. — 
Dbx Meteor* teinfnll au Gnadenfrei in Schlesien. 8. 99. 82. — an periodisch veränderlicher Nebelfleck. 8. 62. — 
Neue Doppelstern-Beobachtungen. 8. 09. U>J. I.V.». — Photographien der Stem-Spectra. iL 65. 74. — Wirbelstunu«« 
auf der Sonne. Von T. Köhl. S. 89. — Ueber den in den Oppositionen von 1878 und 1S7V auf der Oberfläche 
des Planeten Jupiter beobachteten rotheu Fleck. 8. 99. — Higinua M. 8. 96. JJ£L — Bahabeetimraung einer am 
Juli 1879 in Mähren, Böhmen und Schlesien beobachteten Feuerkugel. S. 96. 1ÜL — Ueber die Beuna 
Wasserstoff linien und die Speetra der weissen Fixsterne. iL 100. — Ueber die Vertheilung der mit bloisem 
Auk« sichtbaren Sterne am Himmelsgewölbe. S. 1 1 2. — Untersuchungen Ober den groasen südlichen Kometen 
von 1880. 8. LLL — Ueber ein Spectroteleskop. 8. 12SL — Christian August Friedrich Peters. 8. ISS. — 
Ueber daa Verlauf der Sonnenthätigkeit in d«n Jahren I S 7 1 und IH7H. S 134. — Kigcn«-« l.icbt de« Planeten 
Jupiter. 8. im». — Die Helligkeit des Planeten Frigga (77). 8. 140. — Die Prinzipien der Spektralanalyse 
und die physischen Zustände der Sonne. £L 142. - - Beobachtungen dea Mars 1877 am LMzölligen Kafractor 
xu Waahioffton. B. l - Bemerkungen xur Topographie der Mondoberfläche. Von J. von Biencrewski la 
Jaslo. S. I — Ueber die Atmosphäre des Jupiter. 8. 154. — Der grosse südliche Komet von 1880. 8. l."»7. 

D| c goxinenfinlternlae dea Schu-king unter der ltegieruag des Kaisers Tschung-khang. S. likL — Einige 

Bemerkung«'« Aber die Leistnngua kleiner astronomischer Farnrohre. Von Dr. Hermann J. Klein. 8. 17". — 
Higinua N. 8. 96. — Die Anordnung dar Gestirne im Sonnensystem. 8. 180. — Die Finsternisse des 
Manuls D«««tuber 1880. 8. ift« — Johann von Lamont. S. I'-'I. :>\ 4 , — Fernrohre für Freunde der Himmel « 
beuba<-btoBK- VuB 1>r - "ermann J. Klein. 8. 301. — E. Neiaon über Higinua N. S- L*04. — Beobachtungen 
von Sonnen flecken und Fackeln xu Rom von Januar bia Man 1880. 8. JOH- — Beziehungen awischen den 
Farben und Grossen der L'omponcnteu binärer Sterne, i. lMO. — Professor iL ''• Vogels eiafache Methode 
zur Bestiiuinung der Brennpunkte und der Abweichungskreise eines Pcrnrohrohjectivs für Strahlen vernähte-- 
dener Br««i bbarkeit. 8. -'11. — Der Mt. Hamilton und das Lick-Observatorium. 8. 222L — Tafeln aar Ite- 
stiuiinunir der Lage der Lichtgrenze auf dem Monde. 8. l-il_ — Einflusa der Sonne auf die magnetischeu Störungen. 

s Per neue auf der Sternwarte zu Straasburg entdeckte Komet. 8. 2üL — William LasseU. 8. 245. 

" ggäberic'e gioasea Uaiversal-Transitinstrament. 8. — Die Doppelsternmessungen des Admiral Smytb. 
8 LL iliW*- — ^ >ie Stelluugxn der Katunuroionde. H. 255. — Bahnbeatiramuag zweier am LL Januar 1879 
in Kuknien nnd den angrenxeadaa Laadern beobachteten Feuerkugeln. 8. 258. — • 

Vermischte Nachrichten : LL SU. 64. 85. UZL 125. 147. 112. IM. 218. 238. 265. — Stellung der Jupiter- 
moade- - 67. 87. JÜL 131. 15L. LLL Uß. 222. 2LL 2fiL — Planeteustelluag: 8. 24. ü. 68. 88. iikL ISS. 
! 'i »i ■ 'l 244. 25a. 

L2 Lithograph. Beilagen. 



— Die Verlagshandluug l>esitzt not-h Kxemplare von Band I — IX der Neuen Folge 
und liefert selbe pro Band zu Iii Mark. Leinen -Decken 75 Pfg. 



Inhalt s XIV. Bandes: 

Zeichnungen dar Maraoberflieh*. 8. 1. — Dt« Rotation das Jupiter. S. 2. — Saturn und aaüi Ring 
Im gegenwärtig«! Jahr*, ?L. iL — Dar Eotnat d 1880. H. iL — ßahnbestlmmung xweier an i_ Jan. 1379 ia 
Böhmen und den angrenzenden Ländern beobachteten Feuerkugeln. (Scbluas.) 8. IL. — Di« wiebtigeren 
interessanteren Sternhaufen und Nebelflecke etc. 8. liL LÜ, lt>s. 17tL 271. — MetaUiacha Eruption anf dar 
Sonne am lt. Juli 1880. B. 21. — Daa Spectrum dea Magnesiums und die Constitution dar Sonne. iL 'IL — 
Jupiter, ä. \i<L — Die physische Libration des Monde*. {L iL 64. — Die Cnteranrhung sphärischer Hohl- 
flächen und der Leistungsfähigkeit ron Fernrohren. 8. IL — Messungen des Horixontaldarrhmssaera der 
Sonne auf der Sternwarte su Oampidoglio xn Rom in den Jahren 187S und 1879. S. Li. — Varinderungen 
auf der Mondoberfliche nnd ihr neneater Leugner. Von Dr. Herrn. J. Klein. S. iL. — Neuere Entdeckungen 
aa Doppelaternen des Dorpater Catalog*. Von S. M. Bamham. jL 73. — Professor IL C. Vogel „ <oeetral- 
photometriaehe Untersurhungen. 8.70. -- Beobachtungen Ober das Zodiakal-Lirht. £L81. — Ü niereu rhungea 
Uber die Bahnverfaältnisso des Meteoriten Orgaeil in Frankreich am IL Mal 1H64. Vun 0. t. Nte**l. 
8. 86. 1 1*1 129 — Zum hundertjährigen OedÄchtnisa der Auffindung dea Planeten Uranus. 8. 87. — 
Studie betreffend die Leistungsfähigkeit kleinerer Fernrohre. Von Oberlehrer W. artiger. 8. 07. 17'». — Ueber 
die Wirkung der Spiegelteleskope und Kefractoraa. Von P. Wagner. 8. 09. LiL — Zur Constitution der 
Sonne. 8. 104. — Darstellungen von Sonnennecken - Gruppen. iL l'JI. — Beobachtung eine* unbekannt«« 
Sterne« im Bilde des kleinen Hundes. 8. 186. — Astronomisches aua Amerika. Von Dr. Oeo. W. "e^fl 
8. 146. — Di« Kometen dea Jahres 1880 und Ober KomeUnbeobachtungen im Allgemeinen. Voa Dr. Carl 
ltemeis. S. 14w — Di« Reibung durch Ebbe und Flnth und die Kntwickelung dea Sonnensystems. 8. — 
Die Prirataterawarl« xu Plonak. 8. 1 «»V» - — Die starken Vergrößerungen in der praktischen Astronomie. 
Von C. Fievex. 8. 112. — Di« schwachen Sterne zwischen r und g Lyme. Von Dr. Kleia. 8. 1 7V — 
Sp«ctroscopische Untersnchungen der Fixst«rnbowegungen. 8. im — Ueber di« Spectmlliuien des Kisen« 
in der Sonn«. 8. 184. — Astronomische Doppel-Fernrohre. 8. 193. — Weiter« Beobachtungen das grossen 
Kometen b 1881. S. IM, — Venu.beobachtungen xur Ermittlung der Sonneaparallax«. S. 2u2. — Die Be- 
wegungsTerhaltniss« in dem dreifachen Steroayatera f im Krebs. 8. SQL 230. — Dar Marcura-Durchgang 1881. 
Not. L 8. 207. — Das EU» -Observatorium. 8. 217. — Die Thätigkeit des D«arbora-Obs«rratoriunis xa 
Chicago. 8. 21 H. — Schiaparellis neu« Beobachtungen über die Rotationsaxe und di« Topographie da« 
Planeten Mars wahrend der Opposition 1879 bis 1880. S. 822. — Weitere Beobachtungen dea gro- r ; K- 
meten b 1881. 8. 22Il. — Kathselhafte uchwarxe Punkte anf und bei dem Ringgebirge Copernicaa. .- ,:j ■ — 
Vierfache Storno. Von 8. W. Burnham. S. ALL — Di« grosse Sternwarte bai Nixia 8. ,'H. — Einige 
Bemerkungen des Herrn E. Neiaoa über Mondbeobachtungen. 8. 244. — Nachweis eines Fehlers Im dar 
Mondkart«. Von J. F. Jul. Schmidt. 8. 24 -V — Spectroacopiache Beobachtungen des Kometen b lt-Sl anf 
dar Sternwarte xn Brüssel. 8. 247. — Spectroacopiache Beobachtungen de* Kometen b 1881. angestellt aa 
Astrophysikalischau Observatorium in O'Oyalla. 8. 218. — Die partiell« Mondfinsternis 1881. Dec. L S. 2.*.-'. 
— Ueher den Farbenwechsel von « uraae majori« S_ 2> — Beobachtungen Aber den V«rlanf der 
Sonnsnthätigkoit. 8. 561. — Di« dunklen Flecke in Innern der Wallebene den Alphonaua anf dam Mond. 
Von Dr. Herrn. J. Klein. 8. — Einige Bemerkungen aar Mondtopographi«. Von Dr. A. T. BienexewsVi 
in Paalo. S. 2jLL — Nochmala di« achwachen Sterne swiachen c und 1 Lyra«. 8. 270. 

Vermischte Nachrichten: S. tL HL 66. 90. LLL, 138. IM. LiL 2Q& 23JL 2XL 2IiL — Plenetenstelluag : 
8. 2L LL 72. 96. LüL 144. IfijL JJÜ 2ÜL ÜSL 2fi!L — Stellung der Jupiteramonde : 8. 71. «6. ÖL 
148. lfiL 1ÄL. 2JJL 222. ÜS. 27 tf. 

12 Lithograph. Beilagen. 



Der Unterzeichnete bestellt hiermit durch die Buchhandlung: 



(Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für 1882. 10 m. 

do. — do. N. P. L U. HL IV. V. VI VU. Vm. DL Bd. a ü» M. 
— Verlag von Karl Bcholtze in Leipzig. — 

Ort, Strasse und Datum: Name und genaue Adrease: 



BECK « HClUfCMEK. I.K1PZIU. 



Für tiiebildete aller Stände! 






Herausgegeben unter Mitwirkung 
hervorragender 

Fachmänner und astronomischer Schrift- 
^p?«^x\\ steller. 

ßedaktoirKfar. Hermann J. Klein in Köln. 

# — 

Band XV oder neue Folge Band X. 

V O. HEFT. 





v 







%, Jtftpjhj 1552. 

1 Karl Scholtze. i 









SIRIUS. 



Zeitschrift für populäre Astronomie. 

ZeRlrnlorgaD für alle rTruodr und Förderer der lliiniiii'lskuBdt. 

Herausgegeben mit«-r Mitwirkung 

hervorragender Faehniihiiier und utreBomlsefcer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Killn. 



XV. Jahrgang (1882). 



Monatlich 1 lieft. 

— Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. — 

Einzelne Semester können nicht abgegeben werden. 



Urteile der Presse: 



Daheim 1881, No. 41 sagt: Die Sternkunde hat vor den meisten andere 
achaften das voraus, dass ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Int 



\\~, 



Laien erregen. In der That üben die Wunder dos Himmels einen eigentümlichen Reiz 
auf jedes empfängliche GemQt aus, und wer sich in sie versenkt, wird gleichsam mit 
magischer Gewalt gefesselt. Die Zahl begeisterter Freunde der Himmelskunde ist daher 
eine verhältnismässig sehr grosse, und besonders in England und Nordamerika finden wir 
zahlreiche Gebildete, die nicht allein durch Lektüre, sondern auch mit Hilfe guter Fern- 
gläser den Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bildet obige Monatsschrift „Sirius" 
das Zentralorgan für die Freunde der Himmelskunde. Regelmässig berichtet sie über 
alle interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aufmerksam, was der Freund der 
Sternkunde zeitweilig am Himmel nachsehen kann und bringt in Photographien und 
farbigen Tafeln herrliche Darstellungen von Mondlandschaften, Sonneneruptionen, Stern- 
gruppen, Nebelflecken, Instrumenten etc. Unter -lein Einfius.se der obigen Zeitschrift 
hat sich in den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen Freunde der Sternkunde, 
welche mit einem grosseren oder kleineren Fernrohre den Himmel durchmustern, bei uns 
erheblich vermehrt. Möge dieser edle Sport immer mehr begeisterte Anbänger finden! 
Der Heraasgeber des „Sirius", Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter, ist seit Jahren 
bemüht, den Freunden der Himmelskunde mit Rat and That zur Hand zu gehen und *•> 
soll denn seine schöne Zeitschrift besonders empfohlen sein! 

Hamb. Tribüne vom 24. Oktbr. 1SS1 sagt: Diese treffliche Fachzeitschrift 

beginnt demnächst iu neuer Folge ihren zehnten Band. Allmonatlich erscheint 1 Heft, 
— das Jahres -Abonnement beträgt nur 10 M. Der „Sirius" ist ein Wegweiser durch 
die grosse, blaue Himmelsdecke , welche sich in majestätischer Pracht scheinbar über ans 
wölbt, und bei heller Nacht einem Mantel des Allmächtigen gleicht, mit unzählbaren 
Diamanten besäet, wie es keinen besseren giebt, und empfehlen wir wiederholt diese 
Zeitschrift nicht nur allen mit der Himmels- und Navigation« -Kunde sich Beschäf- 
tigenden, sondern dem gebildeten Publikum überhaupt, welches sich für eine wirklich 
populäre Astronomie interessirt. Der „Sirius" wird von Dr. Hermann J. "Klein in Köln 
raligirt. 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgende genannt: 

Das Auslaud 1877 No. 14 — Litter Merkur I. Bd. No. 12 — Prag. Ztg. 187(5 No. I 
Das neue Blatt 1876 No. 39 — Der Hausfreund 1877 No. 7. 



Band X. Neue Folge. 



6. Heft, 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Zentralorp für alle Freunde onfl Förderer der Binielütiude. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender FachmBnner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Wissen and Erkennen sind die Freude and die 
• Juni 1882. Berechtigung der Menschheit." Kosmos. 

Inhalt: Johann Karl Friedrieh Zöllner. 8. 125. — Über du Licht der Kometen. Ton Dr. Karl 
Remeis. S. 127. — Die wichtigeren und Interessanteren Sternhanfen und Nebelflecke mit besonderer Be- 
rücksichtigung der schon in gewöhnlichen Teleskopen sichtbaren Objekte. (Fortsetzung.) 8. 13«. — Ein 
Observatorium für Kometenbeobachtungen. 8. 140. — Wanderbare Leistungen von Teleskopen. 8. 140. — 
Vermischte Nachrichten: Das Trapez im Orion. 8. 142. — Sonnenglas, Mondrillen. 8. 143. — Photographie 
des 8pektrutns des Orionnebels. 8. 144. — Zur künstlichen Nachbildung der Meteorsteine. 8. 144. — Der 
Redaktion eingesandte Werke. 8. 146. — Anzeigen. 8. 14«. — Stellungen der Jnpiteraonde im Juni 1882. 
8. 147. — Flanetensfollung im Juni 1382. 8. |148. 



Johann Karl Friedrich Zöllner. 

Ganz unerwartet ist am 26. April Professor Johann Karl Friedrieh 
Zöllner in Leipzig von hinnen geschieden. In einer Zeitschrift, die wie der 
„Sirius", hauptsächlich demjenigen Teil der Sternkunde gewidmet ist, der als 
„Astrophysik" gegenwärtig eine so hohe Bedeutung erlangt hat, ist natur- 
gemäss der Name Zöllner so häufig genannt worden, dass unter den Lesern dieses 
Blattes das Hinscheiden des genialen Forschers einen ganz besonders schmerz- 
lichen Widerhall finden wird. In der That verliert Deutschland in Zöllner 
einen Forscher von ungewöhnlicher Begabung, einen Mann, dessen Namen 
für immer mit der Wissenschaft der Astrophysik verknüpft bleiben wird. 

Am 8. November 1834 zu Berlin geboren, widmete sich Zöllner auf 
den Universitäten zu Berlin und Basel dem Studium der Physik und wandte 
sich besonders der astronomischen Photometrie zu. Gerade dieser Zweig der 
beobachtenden Astronomie war bis dahin auffallend zurückgeblieben, trotzdem 
er mit einer Reihe der wichtigsten Fragen über die Natur und Verteilung 
der Fixsterne im innigsten Zusammenhange stehi Die Ursache lag darin, 
dass es nicht gelingen wollte, ein Instrument herzustellen, welches zü ge- 
nauen Messungen benutzt werden konnte. Zwar hatte John Herschel ein so- 

foanntes „Astrometer" konstruiert, mit dem er am Kap Sternhelligkeiten he- 
mmte, allein dieser Apparat war so unvollkommen, dass es wohl nur der 
grosse Namen Herschels verursacht hat, dass man den Messungen mit dieser 
primitiven Vorrichtung Aufmerksamkeit schenkte. Andererseits hatte in den 

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150 — 



Charakters, um ganz seinen Lieblingsbeschäftigungen, dem Studium der 
Astronomie und der Naturwissenschaften, leben zu können. 

1876 war er kurze Zeit Vorstand der Bamberger „Naturforschenden 
Gesellschaft", die sich unter seiner Leitung damals zu neuer Blüte erhob. 
Von 1874 — 1880 hielt er in verschiedenen Gesellschaften Vortrüge über 
Astronomie, namentlich über die Sonne, den Mond, Mars etc., und suchte 
diese durch Nebelbilderdarstellungen auch dem Laien fasslich zu machen. 

Seit 1875 brachte Beineis den Winter von Mitte November bis Mitte 
März stets in Rom zu; er hatte dort zahlreiche liebe Freunde, und nament- 
lich knüpften ihn wissenschaftliches Beatreben und Freundschaftbande eng 
an Secchi, Tacchini und Respighi; besonders war er mit Secchi sehr be- 
freundet und empfand dessen Tod recht schmerzlich. 

Zwei- bis dreimal in der Woche besuchte er dort die Sternwarte des Collegio 
Romano, wo er auch von Tacchini gerne gesehen wurde; ausserdem machte 
er in den letzten Jahren mit Respighi fleissige Beobachtungen auf dessen 
Privatobservatorium. 

Doch nicht nur von Fachgenossen wurde Renieis in Rom geehrt und 
geschätzt: auch in allen übrigen Kreisen schätzte man ihn als liebens- 
würdigen Gesellschafter; besonders viel verkehrte er mit Künstlern, und von 
diesen wissen viele, dank seiner Gastfreundschaft, in der ewigen Stadt von 
Bamberg und seiner anmutigen Lage zu erzählen. 

Auf einem westlich von dieser Stadt gelegenen Hügel bcsass Remeis 
eine reizende Villa, 'von der aus man einen herrlichen Ausblick auf Bam- 
berg und dessen schöne Umgebung geniesst; auf diesem schönen Stückchen 
Erde verbrachte er seine glücklichste Zeit Von hier aus machte er fleissig 
astronomische Beobachtungen mit einem 3 zolligen Tubus auf parallaktischem 
Stativ. Erst im Jahre 1879 schaffte er sich einen 4 Zoll - Refraktor von 
Reinfelder & Hertel an, der ganz Vorzügliches leistet; zugleich errichtete er 
sich auf dem Türmchen seiner Villa ein kleines Observatorium, das 1880 
wegen Platzmangel in ein Gebäude am Fusse des Hügels verlegt wurde. 
Es wurde zugleich sehr erweitert und auch der Instrumenten Vorrat vermehrt. 
Ein Chronometer von Krille, auf der Leipziger Sternwarte geprüft, ein drei- 
zolliger Kometensucher von Merz, ein Universalinstrument von Ertel und 
ein Theodolit von dem nämlichen Künstler bildeten mit den oben erwähnten 
Instrumenten die Ausrüstung. Remeis beschäftigte sich hier vorzüglich mit 
Sonnenbeobachtungen, indem er fast täglich die Flecken- und Fackelgruppen 
aufnahm; am Sternenhimmel beschäftigten ihn die verschiedensten Beobach-' 
tungen; nur für Doppelsterne hatte er weniger Interesse, da er der sehr 
richtigen Meinung war, dass die Beobachtung dieser Objekte ohne sehr ge- 
naue mikrometrische Messungen der Wissenschaft nur geringen Nutzen 
bringen könne. 

Schon seit mehreren Jahren ging Remeis mit dem Gedanken um, sich 
einen grösseren Refraktor anzuschaffen; dazu bot sich nun Anfang dieses 
Jahres eine gunstige Gelegenheit, als der Schrödersche 10- Zoller, der 
während der vorjährigen Ausstellung in Frankfurt aufgestellt war, vom 
Ausstellungskomite* verkauft wurde. Nach längeren Unterhandlungen gelang 
es ihm, dieses herrliche Instrument, dass sich bei der Prüfung als ganz aus- 
gezeichnet erwies, um die relativ geringe Summe von 13 500 Mark mit der 
dazugehörigen Kuppel zu erwerben; nach dem Preiskurant betrug der Preis 



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151 — 



50 000 Mark. Der Ausstellung war es um etwa 25 000 Mark überlassen 
worden. Am 8. April traf der Refraktor in Bamberg ein; wegen sehr 
mangelhafter Verpackung forderten aber alle Teile eine gründliche Reinigung 
und Reparatur, so dass Remeis die Aufstellung nicht mehr erlebte; gegen- * 
wärtig befindet sich derselbe zerlegt, aber zur Aufstellung fertig, im Ge- 
bäude des Observatoriums. 

Was seine Beschäftigung mit Astronomie betrifft, so kam Remeis dabei 
über den gewöhnlichen Rahmen des Dilettantismus weit Ii in aus, weniger als 
Beobachter wie als astronomischer Schriftsteller. In den letzten Jahren er- 
schien ja fast kein Heft des „Sirius", in dem sich nicht etwas aus seiner 
Feder gefunden hätte; namentlich über den Stand und Fortschritt der 
Astronomie in Italien erstattete er ausführliche und fortlaufende Berichte, 
wie die Leser des „Sirius" wissen; er erwartete sehr viel von der Pflege 
der Himmelskunde in diesem Lande, das er wegen seiner klaren und ruhigen 
Luft vor allen andern für befähigt hielt, auf dem Gebiete der Astrophysik 
wichtige Resultate zu erzielen. Auch ist es nicht sein geringstes Verdienst, 
dort sowohl als bei uns eifrig für die Gründung der Ätna-Sternwarte gewirkt 
zu haben. 

1879 liess Remeis eine Schrift erscheinen über die noch ungelöste 
Frage der „Veränderlichkeit des Sonnendurchmessers". Er giebt darin eine 
historische Schilderung des Ganges der betreffenden Untersuchungen, be- 
spricht eingehend die diesbezüglichen Beobachtungen der neueren Zeit und 
entwirft dadurch ein Gesamtbild des bis nun vorliegenden Materials und 
des gegenwärtigen Standpunktes der Frage. Kurz darauf erschien eine um- 
fangreichere Abhandlung über die „Strahlung und Temperatur der Sonne", 
eine sehr mühsame, aber auch verdienstvolle Arbeit, da die Forschungen 
über die Temperatur unseres Zentralgestirns fast ausschliesslich von ausser- 
deutschen Astronomen herrühren, so dass das Material aus den verschieden- 
sten Quellen zusammengetragen werden musste. Beide Arbeiten fanden in 
Fachjournalen eingehende und lobende Erwähnung, und vorzüglich durch die 
letztere erwarb sich Remeis die Anerkennung bedeutender Forscher, wie .die 
des berühmten italienischen Physikers Rossetti in Padova, der seit ihrem 
Erscheinen in eifrige Korrespondenz mit ihm trat — Den herrlichsten und 
besten Beweis jedoch für die hohe Begeisterung, die er für die Himmels- 
kunde hegte, gab Remeis durch die edle Verwendung, die er mit seinem 
sehr bedeutenden Vermögen machte, indem er, laut Testamentsbestimmung, 
dessen grössten Teil für die Gründung einer Sternwarte in oder bei Bam- 
berg aussetzte. 

Da die Testamentsbestimmungen, bis ins Detail ausgearbeitet sind, 
dürfte es nicht uninteressant sein, diese grossartige Stiftung im folgenden 
etwas näher zu betrachten. 

Zur Errichtung der Sternwarte ist die Summe von 400 000 Mark be- 
stimmt und zwar: 

180 000 Mark für den Bau; der Platz, auf dem dieser aufgeführt 
werden soll, ist von den Direktoren der Sternwarten Leipzig und München 
zu bestimmen; die Pläne von renommierten Architekten einfach und ge- 
schmackvoll zu entwerfen und der Bau vom Bamberger Bauamt auszu- 
führen. 

70 000 Mark zur sofortigen Beschaffung der Instrumente; der 10. Zoller 

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von Schröder wird jedenfalls das Hauptinstrument des Observatoriums bilden, 
obwohl darüber vom Testator nichts Näheres bestimmt ist; auch dessen 
übrige Instrumente, sowie seine astronomische Bibliothek fallen an die 
• Sternwarte. 

80000 Mark Kapital, aus dessen Zinsen der Astronom zu besolden 
ist; derselbe ist auf Vorschlag der Universität München vom bayer. Staats- 
ministerium zu ernennen. Jährlich hat er mindestens einmal an die philo- 
sophische Fakultät der genannten Universität Bericht über seine Thätigkeit 
zu erstatten, und ausserdem dem wissenschaftlichen Interesse Bambergs 
durch öffentliche Vorträge etc. entgegenzukommen. 

20 000 Mark, aus deren Renten derCustos zu besolden ist, und endlich 
50 000 Mark, aus deren Renten das Observatorium zu unterhalten ist. 

Interessant sind die Worte, mit welchen der edle Stifter diese seine 
Stiftung motiviert. Es heisst im Testament wörtlich: 

„Ich bin überzeugt, dass die beste Verwendung der materiellen Güter 
darin besteht, die wissenschaftliche Forschung, welche den Menschen geistig 
erhebt und veredelt, zu unterstützen und zu fördern" und weiter: „Die 
Astronomie halte ich vor allem berufen und fähig, die geistige Erziehung zu 
fördern, wahre Religiosität zu begründen und sittlichen Ernst wie Be- 
friedigung in weitere Kreise zu tragen. Sie ist die Wissenschaft, welche 
dem Menschen zur richtigen Erkenntnis seiner selbst und seiner Stellung im 
Universum verhilft und zugleich aber auch ihn in die Lage versetzt, die 
ewigen Gesetze des Alls zu finden, dem Schöpfungsgedanken nachzudenken 
und in sich selbst einen göttlichen Funken zu fühlen." 

Durch diese grossartige Stiftung, die, als von einem Privaten ausgehend, 
in Deutschland bis jetzt einzig dasteht, hat sich Remeis in der Wissenschaft 
ein unvergängliches Denkmal gesetzt 

Möchte die zu gründende Sternwarte Resultate erzielen, die ihres .edlen 
und hochsinnigen Schöpfers würdig sind und der Wunsch in Erfüllung 
geben, den derselbe ausspricht: 

. „Möchten von der zu errichtenden Himmelswarte für viele Generationen 
geistige Früchte in Hülle und Fülle gespendet werden!" 

Frz. Thorbecke. 



Die Thätigkeit der Pariser Sternwarte im Jahre 1881. 

Von der Direktion des Pariser Observatoriums erhielten wir den Jahres- 
bericht über den Zustand der Sternwarte und die Beobachtungen im Jahre 
1881. Wir Jieben aus demselben nachstehend das Interessantere hervor. 

Zunächst bezeichnet der Direktor, Herr Contre-Admiral Mouchez, als 
wichtigen Umstand die Thatsache, dass im Jahre 1881 die Sternwarte in 
den Besitz eines Terrains gekommen ist, welches die Ausdehnung des Gartens 
verdoppelt, die Sternwarte gegen Süden hin vollständig freistellt und die 
Aufstellung der neuen Instrumente gestattet. Um für alle Zukunft die Sicht- 
barkeit des Horizonts gegen Süden hin zu sichern, würde blos noch die 
Erwerbung eines kleinen, sonst wenig wertvollen Terrains an der Ecke der 
Place Saint-Jacques übrig bleiben, zu dem Zweck, dort den Bau von Häusern 



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153 — 



zu verhindern. Was den gewöhnlichen Dienst am Observatorium anbelangt, 
so giebt der Direktor davon folgende Übersicht. 

Die Meridianbeobachtungen wurden 1881 in regelmässiger Weise fort- 
geführt und die Beobachtung des Mondes so organisiert, dass sie bis 5 Uhr 
morgens fortgesetzt wurden. 

Bezüglich der kleinen Planeten, die seit 15 Jahren nach einem mit 
Greenwich vereinbarten Plane beobachtet wurden, ist eine Veränderung ein- 
getreten, insofern nunmehr Paris die Beobachtungen allein fortsetzt Im 
Besitz des kraftvollsten Meridianinstruments, hofft man, dass diese Beobach- 
tungen der Wissenschaft von besonderem Nutzen sein werden. Die einzige 
Unterbrechung der Planetoidenbeobachtungen zu Paris wird, abgesehen vom 
Wetter, zur Zeit des Vollmondes stattfinden, da alsdann die lichtschwachen 
Planetoiden unsichtbar sind. 

Lalande's Stern-Katalog. Seit drei Jahren ist die Pariser Sternwarte 
mit der Neubegtimmung der Lalandeschen Sterne beschäftigt, -und diese 
Arbeit hat auch 1881 ihren regelmässigen Fortgang gehabt, Um den ersten 
Teil des grossen Katalogs, der23 640 Sterne enthält, zum Drucke zu be- 
fördern, fehlen nur noch die Örter von etwa 2500 Sternen, und diese hofft 
man im gegenwärtigen Jahr zu erhalten. 

Was den Zustand des Himmels anbelangt, so war 1881 an 179 
Tagen das Wetter günstig, an 40 Tagen mittelmässig und an 146 Tagen 
ungünstig, sodass keine Beobachtungen angestellt werden konnten. 

Die Beobachtungen der Sonne und der Planeten belaufen sich auf 1018, 
wovon 156 an den schönen Instrumenten, mit welchen Herr BischofFsheim 
der Sternwarte ein Geschenk gemacht hat, erhalten wurden. Die Zahl der 
Beobachter, welche 1881 am Pariser Observatorium thätig waren, beziffert 
sich auf 18, und die Gesamtzahl aller Beobachtungen überhaupt auf 28 747. 

Der Bischhoflfsheim'sche Kreis, welcher speciell zur Beobachtung der 
Fundamentalsterne bestimmt ist, wurde 1881 von den Herren Loewy und 
Pengaud in bezug auf Biegung und Teilungsfehler einer sehr sorgfältigen 
Untersuchung unterzogen. Es ergab sich, dass die zufälligen Teilungsfehler 
nicht den_ Betrag von 01" übersteigen. 

Die Äquatoriale stehen unter der besonderen Regie des Herrn Tisserand; 
an den beiden Instrumenten des Gartens beobachteten die Herren Henry, am 
Äquatorial im westlichen Turm Herr Bigourdan. Jene haben sich haupt- 
sächlich mit der Herstellung ekliptischer Sternkarten beschäftigt, dieser mit 
Kometenbeobachtungen und Doppelsternmessungen. Auch wurden einige 
Zeichnungen der Jupitersoberfläche und des grossen Kometen angefertigt 

Das grosse Spiegelteleskop hat zu photographischen Aufnahmen des 
Mondes gedient, die jedoch keinen Fortschritt über die anderweitigen 
Leistungen dieser Art dokumentieren. Herr Wolf hat mit Hilfe des grossen 
Teleskops spektroskopische Untersuchungen des Kometen b angestellt und 
ebenso hat Herr Thollon, der mehrere Wochen des Juni am Observatorium 
thätig war, verschiedene spektroskopische Beobachtungen gemacht. Auf der 
Terrasse des Observatoriums wird gegenwärtig ein Pfeiler aufgestellt, der 
bestimmt ist, einen Heliostaten zu tragen, welcher bei spektroskopischen Unter- 
suchungen benutzt werden soll. 

Unter einer besonderen grossen Kuppel, die sich im südlichen Teile des 
Gartens der Sternwarte befindet, wird ein kolossaler Refraktor von 16 Meter 



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- 154 



Brennweite Aufstellung finden. Das Objektiv desselben liefert Herr Martin, 
und soll dasselbe vor Ende dieses Jahres fertig werden. „Wenn dieses 
grosse Fernrohr," heisst es in dem Bericht, „vollendet sein wird, so bleibt 
noch zur Vervollständigung des Beobachtungsmaterials die Beschaffung 
einiger sehr nützlicher Instrumente, welche mau erstaunt ist, auf einer Stern- 
warte ersten Ranges nicht zu finden, nämlich ein Heliometer, ein Kometen- 
sucher, ein Altazimuth und ein Fernrohr für astronomische Photographie. 

Als Vorbereitung zur Beobachtung des Venusdurchganges 1882 sind 
an einem besonderen Apparate Übungen von seiten derjenigen Beobachter, 
welche für die Expedition zur Beobachtung des Durchganges bestimmt sind, 
angestellt worden. 



Der Planet Venus im Frühling 1881. 

(Hierzu Tafel VII.) 

Herr F. W. Denning hat in den Mouateu März und April des ver- 
gangenen Jahres den Planeten Venus häufig beobachtet, hauptsächlich zu 
dem Zwecke auf der Oberfläche desselben dunkle Stellen wahrzunehmen. 
Man weiss, dass zu gewissen Zeiten solche Streifen ziemlich leicht sichtbar 
sind, während zu andern Zeiten der Planet selbst in den grössten Fern- 
rohren nur das Aussehen einer völlig monotonen Scheibe oder Sichel 
darbietet. 

Herr Denning begann seine Beobachtungen am 10. Dezember 1880, 
aber der Planet stand damals dem Horizonte zu nahe, so dass nichts Be- 
stimmtes wahrzunehmen war. Am 20. Dezember 1880, zwischen 3 h 40 m 
und 4 h 5 m , erschien jedoch Venus an 200facher Vergrösserung gut begrenzt, 
und auf ihrer Oberfläche konnten einige Flecke unterschieden werden, doch 
waren dieselben äusserst schwach. Am 6. Januar 1881, 3 h 50 m — 4 b 5 m , 
zeigten sich mit der gleichen Vergrösserung einige schattierte Stellen, so dass 
die Oberfläche der Planetenscheibe etwas scheckig erschien. Einige helle 
Fleckchen erschienen in der Nähe des kreisförmigen Westrandes, woselbst 
die Scheibe sehr hell sich darstellte. 

Am 31. Januar 5 h war kein dunkler Fleck zu erkennen; um so 
interessanter zeigte sich dagegen der Planet am 16. Februar zwischen 5 h 
und 5V* h - Die Begrenzung war scharf, am meisten beim Nordhorn der 
Planeteusichel. Wolkenähnliche Verdichtungen erschienen über die Ober- 
fläche der Venus verteilt, ausser längs dem westlichen Rande, wo die Hellig- 
keit sehr beträchtlich war. „Ich vermutete 44 , bemerkt Herr Denning, „nahe 
an der Lichtgrenze mehrere kraterförmige Objekte von sehr kleinem Typus, 
ferner einen dunklen Schatten, der vom Nordhorne ungefähr Vs herum ging 
und zwar parallel dem hellen innern Rande des Planeten. 

Am 1. März konnten zwischen 4 , / 2 b und 5V2 h wiederum dunkle Fleck- 
chen gesehen werden, doch nur mit Anstrengung und in dem Augenblicke 
bester Definition. 

März 22. 5 h bis 7 h . Kein bestimmter Fleck wurde gesehen, doch 
vermutete der Beobachter zeitweise schwache längliche Schatten zwischen 
der Lichtgrenze und dem Westrande. An der Lichtgrenze war kein Fleck 
und kein kraterähnlicbes Objekt zu sehen, auch war die Lichtgrenze offenbar 



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- ir,r, - 



nicht so ausgedehnt, wie sie von einigen Beobachtern beschrieben worden 
ist. Die Hörner der Sichel waren sehr hell und ebenfalls die Oberfläche 
längs des Westrandes, die Lichtgreiwe erschien dagegen schattiger. Ein- 
kerbungen der Lichtgrenze konnten trotz grösster Aufmerksamkeit nicht 
wahrgenommen werden. 

März 26. 6 l lt h —7 l U h . Die Definition war nicht so gut als bei der 
vorhergehenden Beobachtung. Die Scheibe erschien scheckig mit grauen 
Flecken und hellen Adern oder Streifen, doch ist dies vielleicht nur eine 
Folge der Undulationen. Die Hörner der Sichel waren sehr scharf und 
glänzend, dabei ansehnlich über den Halbkreis ausgedehnt 

März 28. 6 b — 7 h . Es zeigt sich ein heller, kleiner Fleck, genau inner- 
halb des Nordhorns, an der Liehtgrenze. Ferner erstreckt sich auf der süd- 
lichen Hälfte eine sehr matte, wölken förmige Fläche von der Lichtgrenze 
gegen den "Westrand hin. Auch auf der nördlichen Hemisphäre zieht sich 
ein matter, grauer Schatten von der Lichtgrenze her ins Innere der Sichel. 
Die Luft war ausgezeichnet, denn es konnte bei scharfen Bildern eine 400- 
fache Vergrösserung angewandt werden. Das scheckige Aussehen des 
Planeten war weniger bemerkbar, und dies fand der Beobachter stets wenn 
die Bilder gut waren. 

März 30. 0 h 30 ,n . Schlechte Definition, wie immer, wenn die Sonne 
noch sehr hoch über dem Horizonte stand. Als ein Kellnersches Kometen- 
okular mit 38 facher Vergrösserung angewendet wurde, erschienen sofort zwei 
Venussicheln im Gesichtsfelde, von denen die kleinere ungefähr y 6 vom 
Durchmesser die grössere zeigte. 

Die grosse und schwache Sichel erschien mehr zentral im Gesichts- 
felde, während die kleine, helle (das reelle Bild des Planeten) etwas west- 
lich davon stand. 

Die beiden Sicheln waren gleich gerichtet und gewissermassen genaue 
Kopieen voneinander. Das Okular wurde rund gedreht, ohne dass die 
relativen Positionen beider Bilder sich änderten. Als der Beobachter jedoch ins 
Innere des Fernrohres schaute, ergab sich die Erklärung der Erscheinung 
leicht und einfach, indem die Sonne zum Teil auf die schmale Köbre des 
Okulars schien und dort eine helle sichelförmige Figur erzeugte, die schwach 
reflektiert und im Okular umgekehrt gesehen wurde. Herr Denning zweifelt 
nicht, dass die Beobachtungen eines Venusmondes, welche im vorigen 
Jahrhunderte wiederholt auftauchten, wahrscheinlich eine ähuliche Erklärung 
rinden dürften. 

März 30. 6V* h — 7 h . Der helle Fleck erscheint wieder am nörd- 
lichen Home der Sichel und ebenso der diffuse wolkige Fleck auf der süd- 
lichen Hemisphäre. In der Nähe des hellen Fleckes am Nordhorne steht 
eine dunkle Einkerbung der Lichtgrenze; jener hejle Fleck ist sehr klein 
und sieht etwas kraterähnlich aus, ohne dass darüber Gewissheit erlangt 
werden konnte. 

März 31. Q l U h — 6 VA Venus erscheint ziemlich ähnlich wie gestern, 
ausgenommen, dass die Streifen etwas westwärts gerückt zu sein scheinen. 
Der helle Fleck und die dunkle Einkerbung am Nordhorne wnrden wieder 
gesehen, doch wie erstere nicht so bestimmt als an den früheren Abenden. 

April 1. 0 h 30 m . Luft schlecht und kein Detail zu sehen. Das 
falsche Nebenbild der Sichel erschien wieder wie am 30. März. 



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April 5. 6 h — 6 l /i h - Die Sichel war offenbar bedeutend schmäler ge- 
worden, und in der sichtbaren nördlichen Hälfte erschien ein leichter Schatten, 
sowie eine Auszackung am Nordhorne# Dieselbe war sehr augenfällig, aber 
mehr von der Spitze entfernt als diejenige vom 30. und 31. März, daher 
auch mit dieser wohl nicht identisch. Der Beobachter vermutet, dass die 
Scheibe leicht mit hellen und dunklen Flecken gesprenkelt sei und die Licht- 
grenze helle Fleckchen zeige. Die Hörner erschienen bemerkenswert bell 
und standen in dieser Hinsicht in grossem Kontraste mit den mehr schattigen 
Gegenden an der Lichtgrenze. Die Schwierigkeit, mit positiver Sicherheit 
über das scheckige Aussehen und das Auftreten von kraterähnlichen Objekten 
am Rande der Lichtgrenze zu urteilen, entspringt aus zwei Gründen, erstlich 
der Feinheit dieser Objekte an und für sich, dann der Unruhe der Luft, 
welche die Bilder stets in undulierender Bewegung erhält 

Seine Wahrnehmungen fasst Herr Denning schliesslich in folgender 
Weise zusammen: „Es ergiebt sich, dass auf dem Planeten Venus dunkle 
Schatten und hellere Gebiete erscheinen, ebenso gelegentlich Flecke nahe 
den Hörnern der Sichel. Diese letzteren sind sehr hell; ebenso sind aoch 
die Ränder, während die mehr innen gelegene Gegend weniger leuchtend 
ist. Es ist ein allmähliches Schattigerwerden vorhanden nach der Licht- 
grenze hin, die kein deutlich gezacktes oder gekerbtes Aussehen zeigt, ob- 
wohl ihr Umri8s entschieden wellig ist, hin und wieder mit einer Ein- 
zackung, die deutlich genug ist, um die Aufmerksamkeit zu fesseln. Was 
die kraterähnlichen Objekte betrifft, die nahe der Lichtgrenze vermutet 
worden, so glaube ich, dass es Täuschungen waren, veranlasst durch das 
Zittern des teleskopischen Bildes. Es ist schwer, sich vorzustellen, dass 
derartige Objekte auf Venus gesehen werden könnten, wenn wir nicht an- 
nehmen, dass sie nur eine kleine oder gar keine Atmosphäre hat, was un- 
möglich ist, wenn wir bedenken, dass die Verlängerung der Hörner und 
andere Erscheinungen ihr Vorhandensein sicher bestätigen. Es ist kein 
Zweifel, dass dieser Planet sehr sorgfaltiger Beobachtung bedarf, und dass 
seine Konfiguration nicht so interesselos ist, wie oft behauptet worden. 

Man kann es an den Zeichnungen sehen, und ich habe es mehrere Male 
während meiner Beobachtungen notiert, dass die Örter der Flecke die zu 
ähnlichen Zeiten in sich folgenden Nächten beobachtet wurden, eine geringe 
Bewegung westwärts zeigten. Dies bestätigt näherungsweise die Rotation 
von 23 h 21 m , die von Cassini und anderen angegeben worden. Die Achse 
scheint stark geneigt, denn die Richtung der Flecke war von etwa SSO 
nac h NN W im Vergleich zur Hörner-Linie. *)" 

*) Dass Herr Denning sich über die von ihm wahrgenommenen krater- oder viel- 
mehr ringgebirgähnlichen Formationen auf der Venusoberfläche nur mit Vorsicht aus- 
spricht und deren Existenz zunächst noch für zweifelhaft hält, zeigt den vorsichtigen 
und gewissenhaften Astronomen, der zahlreichere und genauere Beobachtungen abwartet, 
bis er ein positives Urteil abgiebt. Indessen scheint es Herrn Denning nicht bekannt zu 
sein, dass auch 1841 Pater de Vico in Rom vielfach solche ringgebirgartige Formationen 
auf der Oberfläche der Venus wahrgenommen hat, zur Zeit als er seine berühmten Be- 
obachtungen über die Rotationsdauer dieses Planeten anstellte. De Vico schrieb damals, 
dass jene Gebilde in allem den Mondkratern gleich, nur viel grösser als diese seien. Es 
dürfte sonach an dem wirklichen Vorhandensein dieser Formation auf der Oberfläche des 
Venus wohl kaum zu zweifeln sein, doch scheinen dieselben nur dann wahrgenommen 
werden zu können, wenn auch dunkle Flecke auf den Venus sichtbar sind, was nur in 
gewissen Jahren der Fall ist. Dr. Klein. 



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— 157 — 



Über einige Hillen der Mondoberfläche. 

Von Dr. Klein. 

Im Verlaufe meiner Mondbeobachtengen habe ich eine nicht unbeträcht- 
liche Anzahl von Rillen aufgefunden, die sich weder bei Mädler noch bei 
Lohrmann finden. Der Grund dieses Fehlens ist in der Natur der Arbeiten, 
sowie den schwächeren optischen Mitteln beider Selenographen zu suchen. 
Eine Anzahl dieser Killen ist jedoch von Gruithuisen gesehen und teilweise 
gezeichnet worden, die meisten aber hat, ganz unabhängig, Herr Dr. Schmidt 
in Athen ebenfalls aufgefunden und in seine Mondkarte eingetragen. Im 
allgemeinen stimmt die Lage und Ausdehnung solcher Rillen, wie sie die 
Mondkarte des Herrn Schmidt enthält, sehr gut mit meinen eigenen Wahr- 
nehmungen überein, und selbst das feinste Detail ist an vielen Stellen dieser 
Kar^e mit einer Sorgfalt und Treue wiedergegeben, die nur der Mondbe- 
obachter in vollem und richtigem Masse zu würdigen weiss. Darin jedoch 
weiche ich von Herrn Direktor Schmidt ab, dass ich nur in ausnahms- 
weisen Fällen Rillen als aneinandergereihte Krater bezeichnen kann. Langes 
und specielles Studium zahlreicher Rillen hat mich zu der Überzeugung ge- 
bracht, dass diese Formen nur in ausnahmsweisen Fällen als Eruptions- 
phänomene aufzufassen sind. Der Lauf der Ufer derjenigen Rillen, bei denen 
man überhaupt noch Untersuchungen dieser Art anstellen kann, ist entweder 
scharf und vielfach gradlinig oder zerfallen und gewissermassen verwittert. 
In dem letzteren Falle erscheint dann die Form der Kraterrille, verursacht 
durch Ausbuchtungen der Uferränder. Man kann dies sehr leicht an der 
Hyginusrille studieren, aber auch bei den Rillen des Triesnecker und der 
Kille bei Birt, ferner an den Rillen im Innern des Gassendi und bei vielen 
anderen. 

Das nachstehende Verzeichnis enthält einige bis jetzt noch nicht be- 
kannte, von mir in den letzten Jahren aufgefundene Rillen, die zum Teil 
sehr schwierig sind; ausserdem mehrere Korrekturen zu bereits bekannten 
Killen in den Mondkarten von Mädler, Neison und Schmidt. Die angegebenen 
stenographischen Koordinaten sind nur beiläufige und bezwecken, den Ort 
auf der Karte zu fixieren. 

46° w. L., 25° n. Br. 
Nördlich der starken Rille bei Bürg, kleiner wie diese, aber gut sichtbar. 

45 0 w. L., 5° n. Br. 
Ziemlich leicht sichtbare Rille, welche den Ostwall des Taruntius durch- 
schneidet und flacher werdend, in der Ebene verschwindet Richtung 
NW-SO. 

42° w. L., 1° s. Br. 
Die Darstellung nördlich von Lubbock bei Lohrmann, Mädler und 
Neison, ist nicht richtig, sehr nahe dagegen diejenige von Schmidt Die 
Rille y existiert nicht, sondern an ihrem Orte ein schmaler Hügeldamm der 
bei unvollkommenen Bildern den Eindruck einer Rille hervorrufen mag. 

42 • w. L, 7 * s. Br. 
Von den Goclenius- Rillen sehe ich nur y mit der Verlängerung q 
(Neison Tafel XXII), sowie ff. Letztere ist irrtümlich bei Schmidt als 
Hügelzug dargestellt; überhaupt ist auf Schmidts Tafel XI diese Gegend 

Siriw 1882. Htft 7. 21 



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in der Richtung 0— W zu schmal gezeichnet Bei Mädler und Neison er- 
scheint f als Krater, aber Schmidt stellte es richtig als Hügel wesen dar. 
Die Rille £, welche nach Mädler uud Neison von f gegen NO ausgehen 
soll, existiert nicht, denn es sind dort nur 2, nicht aber 3 Rillen vorhanden. 

37 0 w. L., 16 0 s. Br. 
Die Rille <p zwischen Rosse und Bohnenberger (Neison, Tafel XXII) habe 
ich nie sehen können, obgleich am dortigen Abhänge des Mare Foecund 
viele äusserst feine, rillenartige Falten erscheiueu. Ich glaube, jene Rille g> 
ist überhaupt nicht vorhanden. 

29° w. L., 3° u. Br. 
Bei Maskelyne zieht eine Rille bis zum NO Walle, fast in der Weise 
wie die Rille bei Thebit, aber viel schwächer und sehr schwierig wahrzu- 
nehmen. Ihre Ränder scheinen nicht so scharf wie sonst bei Rillen. 

28° w. L., 9° s. Br. 
Zwischen Mädler und Theophilus, nördlich, im Hügellande, etwas west- 
lich von dem Punkte, wo auf Mädlers. Mondkarte der Buchstabe f\ steht. 
Sehr schmal und fein; benachbarte flache Thäler ahmen Rillen nach. Sie 
zieht wahrscheinlich zwischen Theophilus und Mädler hinweg, doch kann 
sie hier wegen der Terrainkoufiguration wohl kaum jemals als Rille deutlich 
erkannt werden. Südlicher wird sie dagegen wieder sichtbar und zieht sich 
westlich dicht neben dem Hügelzuge hin, der sich von Theophilus gegen 
Beaumont erstreckt. Dieser Teil der Rille ist nicht sehr schwierig. 

27 0 w. L, 4 0 s. Br. 
Nordöstlich von Toricelli, nahezu in Meridianrichtung verlaufend uud 
östlich neben Toricelli einen gegen W hin konvexen Bogen beschreibend. 
Nicht schwierig. 

19o w . i J t 8» n. Br. 
Ziemlich gerade Rille im Hügellande zwischen Arago und Maclear, 
von S W nach N 0 streichend, auf einen schwachen Krater zu, den sie aber 
nicht erreicht. Mädler beschreibt hier zwei Rillen (No 20. u. 21), die sich 
an einem Krater vereinigen als „äusserst schwach" und „nur einmal ge- 
sehen". Der Zeichnung nach stimmt eine davon mit der obigen, doch ist 
die Rille sehr leicht zu sehen. Südöstlich von ihr ist noch eine kleine, 
schwache Rille vorhanden, und östlich von dieser folgt endlich die ziemlich 
starke Rille, welche sich nahe von Sosigenes a, südwärts auf Ariadäus zu 
erstreckt. 

17» w. L., 22»/*° n. Br. 
Nördlich voy Bessel, im Mare, eine kurze äusserst feine Rille. Sie 
liegt östlich neben der Bodenwelle, die sich vom nördlichen Walle des Bessel 
in das Mare erstreckt. Richtung NNO — SSW. 

13° w. L., 4° n. Br. 
Zwischen Ariadäus und Ritter, im grauen Flachlande, drei ungleich 
lange und starke Rillen. Mädler hat die westlichste davon am Berliner 
Refraktor gesehen und beschreibt sie als von Ariadäus zum Westwalle eiues 
3 Meilen entfernten Kraters ziehend. Die Rille zieht jedoch östlich au 
diesem Krater vorbei. Die beiden anderen Rillen zeichnet Schmidt in seiner 
grossen Mondkarte so, als wenn sie am Nordostwalle von Ritter zusammen- 



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— 150 — 



trafen. Ich sehe jedoch die nordwestliche sich gegen Kitter C und h hin 
erstrecken und zwar in einem flachen Bogen. Vielleicht steht sie mit der 
erstgenannten, von Mädler gesehenen Rille in Verbindung. 

12° w. L., 47 Vs 0 n. Br. 
Westsüdwestlich von Egede, in der halbkreisförmigen Bucht, liegen 
zwei gekrümmte Rillen. Schmidt hat eine davon in richtiger Lage ge- 
zeichnet Die Darstellung bei Neison Tafel VI ist unrichtig, indem f, tj 
nicht existieren. 

10Vi° w. L., 9 Vi 0 n. Br. 
Starke Rille im Südosten des Boskowich, dessen Umwallung durch- 
brechend. Häufig sichtbar und schon von Gruithuisen gesehen. 

8° w. L., 9° n. Br. 
Drei sehr schwache Rillen bei Hyginus N. Zwei liegen westlich zwischen 
N und den benachbarten Hügelzügen, und eine davon erstreckt sicli fast bis 
zum Schneckenberge. Die dritte Rille liegt nordöstlich von N und kommt 
vom Sch necken berge nordsüdlich fast bis zur Breite von N. 

5 0 w. L., 52 0 n. Br. 
Südöstlich von Archytas A streicht eine Rille in Meridianrichtung. Die 
bei Neison Tafel VI angegebene Rille existiert nicht; die obige läuft nahe 
über den Punkt, wo auf Neisons Karte der Buchstabe £ steht. 

4° ö. L., 14° s. Br. 
Mehrere, wahrscheinlich 3, kurze und feine Rillen oder Bodenfalten im 
südöstlichen Teile des Alphonsns. Sie liegen südwestlich von der starken 
Rille die sich aus dem dunklen Dreieck in den Südostwall des Alphonsus 
erstreckt. 

7° ö. L, 27 «/* ü n. Br. 
Die Rille südöstlich von Archimedes A endigt etwas südwestlich von A 
und steht nicht mit der Rille rp, <f> (Neison Tafel IX) in Verbindung. 

8° ö. L., 22° s. Br. 
Zwischen dem Krater Birt und der langen Wand, letzterer parallel, 
kurz und äusserst fein. 

11» ö. L., 21° s. Br. 
Östlich der Rille bei Birt und ungefähr Vs so lang als diese. Unge- 
mein schwierig. 

12» ö: L., 23° s. Br. 
Die von Gruithuisen und Mädler gesehene südliche Fortsetzung der 
Hille bei Birt ist oft durchaus nicht aufzufinden, zu anderen Zeiten aber 
leicht sichtbar. Östlich von ihr und fast parallel damit streifen 2 oder 3 
sehr feine Rillen. Diese letzteren münden in ein breites, flaches Thal, des 
sich von dem Hügel, aus dem die grosse Birt-Rille y kommt, gegen Südost 
bin erstreckt. 

12» ö. L., 9» n. Br. 

Un 100 

Westlich neben Stadius, eine kleine aber deutliche Rille, nördlich vom 
Stadius, in dem beiderseits von Hügeln eingefassten Terrain gegen Eratosthenes 
hin, ebenfalls eine kleine RUle von NW— SO gerichtet 

21* 



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- ir>o - 



10° ö. L., 6° s. Br. 
Im Fra Mauro. Von der Mitte in flachem Bogen durch das mit 
niedrigen Hügeln erfüllte Innere zum Südostwalle ziehend. Schwer sichtbar. 

28° ö. L, 24° s. Br. 
Mädlers Hippalus #. Die Bemerkung bei Neison S. 274 zu Gunsten 
Mädlers ist nicht zutreffend. Schmidt, der diese Rille nicht für eine Fort- 
setzung von Agatharchides £ hält, sondern für eine selbständige Kille, hat 
ganz recht Die Kille hat einen selbständigen Ursprung, mehrere Meilen 
östlich von dem nördlichen Ende der Kille Agatharchides f. Was Neison vom 
Schatten des Berges d sagt, der die Rille überdecken und die genauere 
Untersuchung verhindern soll, verstehe ich nicht Die Rille entwickelt sich 
bei zunehmendem Monde am deutlichsten, wenn der Schatten des Berges 6 
sich schon weit von ihr zurückgezogen hat 

28 Vi 0 ö. L., 27° s. Br. 
Die Rille Campanus d bei Mädler (No. 58, Schmidt, Rillen-Katalog 
No. 276). Mädler beschreibt sie als die schwächste unter den dortigen 4 
Killen, und in Schmidts Rillen-Katalog ist sie als „gut sichtbar" bezeichnet ; 
auch ist sie auf der dortigen Tafel 2 abgebildet, und Neison führt sie eben- 
falls auf. Die Kille existiert aber gar nicht. Zwischen Campanus y und 
Campanus « liegt hügeliges Terrain mit einem ziemlich grossen Krater. Als 
1866 die Schrift von Schmidt „Killen auf dem Monde" erschien, worin auf 
Tafel II obige Kille als sehr stark dargestellt ist, habe ich mir viel ver- 
gebliche Mühe gegebeu, die Kille zu identifizieren, und kam endlich dazu, dass 
sie nur irrtümlich auf die Karte gekommen sein muss. Mit Vergnügen 
sehe ich, dass neuerdings Schmidt in seiner grossen Mondkarte die Rille 
auch gestrichen hat. Der oben genannte Krater ist auf dieser Karte als 
hufeisenförmiger Berg dargestellt, es ist aber doch ein normaler Krater. 

29° ö. L., 24° s. Br. 
Zwischen der starken Kille Hippalus 6 und dem Westwalle des Hippalus 
liegen südwärts mehrere flache, thalartige Rillen, die annähernd, der starken 
Kille parallel laufen. * 

46° ö. L., 22 '/a ü s. Br. 
Die Kille Mersenius t durchbricht den Nordwall von Mersenius d in 
einer ziemlich breiten, schroffen Schlucht. 

47 V« 0 ö. L., 22° n. Br. 
Schwache geschlängelte Rille südlich zwischen Aristarch und Herodot 

50° ö. L., 25° b. Br. 
Die Rille No. 262 in Schmidts Katalog vom Ostwalle von Mersenius a 
durchbricht den Wall von Cavendish d. 

50° ö. L., 25° u. Br. 
Äusserst feine Rille, von Hügeln begleitet, innerhalb des Bogens, den 
die grosso Rille des Herodot beschreibt, mündet bei M in letztere. Richtung 
SW — NO. Sehr schwierig. 



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— 161 — 

Der Clark'sche Riesenrefraktor für Pulkowa. 

Wie den Lesern des „Sirius" längst bekannt, ist für die Sternwarte zu 
Pulkowa bei Clark & Sons ein Refraktor bestellt worden, der alle bisherigen 
an Grösse des Objektivs übertreffen wird. Herr Geh. Rat 0. Struve, Direktor 
der Sternwarte zu Pulkowa, giebt in den Astronomischen Nachrichten 
No. 2428, in einem Schreiben an den Herausgeber derselben, ausführliche 
Mitteilungen über die Vorgeschichte dieses Riesenfernrohrs, und teilen wir 
dieselben ihres sehr grossen Interesses halber hier mit. Herr Geheime Rat 
Struve schreibt a. a. Orte: 

„Der Gedanke, Pulkowa mit einem Refraktor, der womöglich alle zur 
Zeit vorhandenen an optischer Kraft übertreffen würde, auszurüsten, war be- 
sonders durch die Leistungen des Washingtoner und anderer grosser von 
Alvan Clark für amerikanische Sternwarten gelieferter Refraktoren hervor- 
gerufen. Offenbar konnte unser alter Merzscher 15 Zöller (Engl. Mass) bei 
all seinen vortrefflichen optischen Eigenschaften, die ihm ungeschwächt bis in 
die neueste Zeit geblieben sind, nicht mehr an Lichtstärke mit jenen ameri- 
kanischen Riesen konkurrieren. Namentlich waren es die zahlreichen Ent- 
deckungen Burnhams an Doppelsternen (besonders lieh tsch wacher Begleiter 
in unmittelbarer Nähe heller Hauptsterne), welche mir persönlich den 
Wunsch nach einem noch kräftigeren Sehwerkzeuge nahe legten, und dieser 
Wunsch fand bei unserer Regierung, eingedenk der vom Gründer der Stern- 
warte Kaiser Nicolai I ausgesprochenen Intentionen, die bereitwilligste Unter- 
stützung. 

Ohne auf die Vorgeschichte der Bestellung näher einzugehen, will ich 
hier gleich bei der Thatsache beginnen, dass ich im Herbst 1879, nach Be- 
ratung mit unserem hochgeehrten Freunde S. Newcomb und unter dessen 
thatkräftiger Mitwirkung, bei den Herren Alvan Clark & Söhne in Cambridge- 
port ein Objektiv von 80 Zoll freier Öffnung beordert habe. Nach eingehen- 
der Erwägung hielten wir es für geraten, in den Dimensionen nicht noch 
weiter zu gehen, indem einerseits nach freilich nur auf sehr vagen Daten 
beruhenden Schätzungen der genannte Durchmesser nahezu die Grenze be- 
zeichnet, über welche hinaus der Gewinn an optischer Kraft, solange man 
nicht über ein wesentlich anderes Material disponiert, kaum mehr wachsen 
dürfte, und andrerseits, weil es sehr fraglich erschien, ob die entsprechenden 
Glasmassen bei noch grösseren Dimensionen in der gewünschten Reinheit und 
optischen Vollkommenheit zu jetziger Zeit beschafft werden könnten. 

In den zwischen uns am 1. Sepi 1879 getroffenen Vereinbarungen 
haben die Herren Clark sich einen Termin von 3 1 /* Jahren für die An- 
fertigung des Objektivs ausbedungen, indem sie dabei 2 Jahre für die Be- 
schaffung der Glasmassen ansetzten. Dass der letztgenannte Zeitraum nicht 
zu weit gestellt war, hat die Erfahrung gelehrt. Herr Alvan Clark jun., der 
Entdecker des Siriusbegleiters, kam gleich im September 1879 nach Europa, 
um die Glasmassen zu beordern. Als glücklicher Zufall musste es anfangs 
angesehen werden, dass er bei der bekannten Firma Chance Brothers in 
Birmingham eine genügend grosse Crownglasmasse fertig vorfand, welche 
bei vorläufiger Prüfung sich als vorzüglich rein und in jeder Beziehung 
zweckentsprechend erwies. Diese in annähernd kubischer Form gegossene 
Masse sprang aber leider wenige Wochen darauf bei der Operation des 



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— 162 — 

Ramolliereiis, und da inzwischen Veränderungen in der Leitung jenes Ge- 
schäfts eingetreten waren, so schien es den Herren Clark geeignet, auch das 
Crownglas, ebenso wie gleich anfangs das Flintglas bei den Herren Feil in 
Paris zu beordern. Von diesen wurde das Flintglas gleich in den ersten 
Monaten 1880 geliefert, und die Prüfung erwies dasselbe als von sehr be- 
friedigender Qualität Mit der Herstellung des Crownglases hat es aber be- 
deutend länger gedauert. Nachdem, wie es scheint, einige Güsse nicht be- 
friedigend geglückt waren, konnten die Herren Clark mir erst im Nov. 1881 
melden, dass sie nun eine Glasmasse erhalten hätten, die in bezug auf 
Durchsichtigkeit und Freiheit von Streifen und Blasen ganz ausgezeichnet 
zu sein schien. 

Es trat jedoch hierbei ein erschwerender Umstand auf. Kontraktmässig 
hatten die Herren Clark es mir frei gestellt, das Verhältnis der Brennweite 
zur Objektivöffnuug innerhalb der Grenzen 13:1 und 20:1 zu bestimmen, 
und ich hatte mich für den beiläufigen Mittelwert 16:1, der auch beim 
Washingtoner Refraktor stattfindet, entschieden. Dieser Beschluss, dem ent- 
sprechend die Brennweite zu 40 Fuss angenommen werden musste, wurde 
allen weiteren Plänen für den Bau des Refraktors, sowie des Drehturms für 
denselben zu Grunde gelegt. Nun ergab sich aber leider, dass die Herren 
Feil in bezug auf die Dicke des Glases die ihnen aufgegebenen Dimensionen 
so wenig eingehalten hatten, dass die Herren Clark befürchten mussten, dass 
das Objektiv, wenn auf die angegebene Brennweite geschliffen, nicht die ge- 
nügende Steifigkeit haben würde. Ihrer Meinung nach würde jedoch die 
Annahme einer Brennweite von 45 Fuss, also nahezu im bekannten Fraun- 
hoferschen Verhältnis von 18:1 gestatten, die Kurven soweit abzuplatten, 
dass das Glas dabei an den Rändern die nötige Stärke haben würde. 

In Erwägung, dass das Beschaffen der gelieferten Glasmasse nahezu 
zwei Jahre in Anspruch genommen hatte, dass also leicht eine ähnliche 
Frist verstreichen könnte, bis eine neue dickere Masse von gleicher Güte 
hergestellt werden könnte, dass es überhaupt einigermassen fraglich sei, ob 
es in jetziger Zeit gelingen würde, die Glasmasse bei grösserer Dicke in 
gleicher Vollkommenheit zu erhalten, bin ich schliesslich auf die vorge- 
schlagene vergrösserte Brennweite eingegangen, unter der Bedingung jedoch, 
dass erst die nach definitiver Herstellung des Objektivs direkt am Himmel 
vorzunehmende Prüfung über die Annahme desselben zu entscheiden und 
namentlich den direkten Beweis zu liefern hätte, dass es keiner der Güte 
der Bilder schädlichen Biegung unterworfen sei. Dem entsprechend sind 
nun seit Neujahr die Herren Clark ans Schleifen gegangen, und die vor 
wenigen Tagen erhaltenen Nachrichten berechtigen zu der Hoffnung, dass 
das in Arbeit genommene Objektiv in sehr vollkommener Weise allen Er- 
wartungen entsprechen wird. 

Wenn nicht noch unerwartete Schwierigkeiten auftreten, ein Umstand, 
den jedoch die grosse Erfahrung der Herren Clark unwahrscheinlich macht, 
hoffen dieselben im Laufe des bevorstehenden Sommers mit der Bearbeitung 
des Objektivs zustande zu kommen, so dass es wahrscheinlich schon im 
Herbste dieses Jahres der definitiven Prüfung am Himmel durch einen von 
Pulkowa aus dafür zu delogierenden Astronomen unterworfen werden kann. 
Zu diesem Zwecke haben die Herren Clark sich verpflichtet, eine vorläufige 
parallaktische Aufstellung bei ihrer Werkstatt in Cambridgeport herstellen zu 



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— 163 - 



lassen, die sowohl ein Aufsuchen der auszuwählenden Prüfungs-Objekte, wie 
auch deren Verfolgung während ein paar Stunden in bequemer Weise ge- 
statten würde. Durch wen aber diese Prüfung vorgenommen werden soll, 
ist noch ganz unbestimmt, indem diese Frage wesentlich durch den Zeit- 
punkt, wann dieselbe erfolgen kann, bedingt ist. 

Bei der Bearbeitung des Objektivs kann selbstverständlich von den all- 
gemeinen optischen Kegeln nicht abgewichen werden. Indessen beabsichtigen 
die Herren Clark doch bei der Konstruktion eine nicht unwesentliche 
Neuerung einzuführen, welche, wenn sie sich, wie zu hoffen steht, bewährt, 
gewiss häufige Nachahmung bei Anfertigung grosser Objektive finden wird. 
Sie beabsichtigen nämlich, die beiden Linsen sich nicht, wie bisher üblich, 
nahezu berühren zu lassen, sondern dieselben durch einen erheblichen 
Zwischenraum, in unserm Fall 5 — 6 Zoll, voneinander zu trennen, dabei 
aber die beiden Linsen durch eine sehr solide Fassung in möglichst unver- 
änderlicher Lage zu einander zu erhalten. In praktischer Beziehung wäre 
diese Einrichtung gewiss vou grosser Bedeutung. Ks würde hinfort nicht 
nötig sein, die Linsen behufs ihrer eventuellen Reinigung aus der Fassuug 
herauszunehmen, indem^ der freie Zwischenraum bei zweckmässig in der 
Fassung angebrachten Öffnungen vollkommen hinreichen würde, den Arm 
zwischeu die Linsen hineinzuführen, um auch die innern Flächen zu reinigen. 
Diese Einrichtung wird gewiss jedermann als sehr zweckmässig einleuchten, 
der mit grossen Objektiven zu thun gehabt und die Unbehaglichkeiten erfahren 
hat, welche das Herausnehmen und Wiedereinsetzen schwerer Linsen dem 
besorgten Beobachter erzeugt Bei unserm alten Refraktor beträgt das Ge- 
wicht der beiden Linsen 35 Pfund und deren Fassung 30 Pfund. Da wir 
es bei dem neuen Instrumente mit einem doppelt so grossen Durchmesser 
wie beim alten zu thun haben werden, müssen wir fiär das Gewicht der 
Linsen beiläufig das 8 fache des alten Objektivs ansetzen. Wenn dann auch 
das Gewicht der Fassung vielleicht nicht in ganz gleich grossem Verhält- 
nisse zunimmt, so übersieht man doch leicht, dass das Gesamtgewicht des 
Objektivs in der Fassung sich leicht auf gegen 500 Pfund belaufen könnte, 
ein Gewicht, zu dessen sicherer Behandlung nicht mehr einfach Menschen- 
kräfte ohne Anwendung besonderer Hilfsmittel ausreichen. Derartige Hilfs- 
mittel sind zwar schon bei kleineren Instrumenten gelegentlich in Anwen- 
dung gekommen, und namentlich wäre in dieser Beziehung auf den sinn- 
reichen, aber reichlich komplizierten Apparat aufmerksam zu machen, den 
Airy für den Greenwicher 12-Zöller hat ausführen lassen. Aber auch diese 
Apparate verlieren zum grossen Teile ihre Bedeutung in bezug auf das Hin- 
und Herwenden der einzelnen Linsen, wie das beim Reinigen derselben un- 
umgänglich ist. Wenn also dieselben so in ihrer Fassung unterstützt wer- 
den, dass voraussichtlich nie eine Veranlassung vorliegen wird, sie aus 
derselben herauszunehmen, so müssen wir das als einen bedeutenden Gewinn 
betrachten. 

Noch wichtiger dürfte sich die beabsichtigte Einrichtung in anderer Be- 
ziehung erweisen. Schon bei Instrumenten mässiger Dimensionen erfährt es 
der Beobachter häufig, wie lange es dauert, bis das Objektiv die Temperatur 
der umgebenden. Luftschichten annimmt und dem entsprechend die Güte der 
Bilder zur vollen Geltung gelaugt. Das wird bei grösseren Massen natürlich 
in bedeutend verstärktem Masse stattfinden und somit manche kostbare Zeit 



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— 1G4 — 



verloren gehn. Werden aber die beiden Linsen getrennt, so wird offenbar 
die Zeit, welche dazu erforderlich ist, dass die einzelnen Linsen die ge- 
wünschte Temperatur annehmen, nahezu auf die Hälfte reduziert werden, und 
noch erheblich mehr, wenn die Fassung so eingerichtet wird, dass durch 
Öffnungen in derselben die Luft zeitweilig frei in den Zwischenraum 
zwischen den beiden Linsen streichen kann. Ähnliche Öffnungen, die nach 
erfolgter Ausgleichung der Temperatur wieder leicht geschlossen werden 
könnten, müssten dann auch im Rohre selbst dem Objektiv möglichst nahe 
augebracht werden. 

Die Herren Clark beabsichtigen, die Fassung des Objektivs aus Guss- 
stahl herzustellen und die einzelnen Linsen nicht, wie sonst üblich, auf 3 
symmetrisch gegeneinander belegenen Punkten, sondern auf der ganzen 
Peripherie in einer Breite von beiläufig einem Zoll, ohne Anwendung von 
Federn, aufliegen zu lassen. 

Auch seitlich d. i. in der Richtung senkrecht zur optischen Achse be- 
absichtigen die Künstler keine Federu anzubringen, indem sie befürchten, dass 
durch dieselben in verschiedenen Lagen ein ungleicher Druck ausgeübt 
werde, der Spannungen in den Gläsern erzeugen und dadurch deren optische 
Wirkung beeinträchtigen könnte. Gegen ihren ersten Vorschlag, die Linsen 
fesfc gegen die umgebende Stahlfassung auliegen zu lassen, habe ich jedoch 
das Bedenken erhoben, dass die Ausdehnungen von Stahl und Glas erheblich 
verschieden seien und dass wir bei dem grossen Durchmesser, wenn etwa 
die Fassung so gearbeitet würde, dass sie bei einer mittleren Temperatur 
ganz fest anläge, Gefahr liefen, dass bei einer sehr niedrigen Temperatur 
durch das stärkere Zusammenziehen des Stahls die Gläser gesprengt werden 
könnten. Um diesem Einwände zu begegnen, ist mir von den Herren Clark 
der Vorschlag gemacht, eine Kompensationseinrichtung an der Fassung an- 
zubringen, indem sie (wie ich höre, nach einer Idee von Prof. Young in 
Princeton) zwischen den Stahlring und die Linsen noch einen, beiläufig 
2 Zoll breiten, Ring von Zink anbringen wollen. In der That hat dieser 
Vorschlag auf den ersten Blick sehr viel Verlockendes für sich, indem es 
nicht schwer fallen dürfte, die Dimensionen des Zinks so zu wählen, dass, 
soweit überhaupt die Ausdehnungskoeffizienten der verschiedenen Stoffe be- 
kannt und konstant sind, sowohl bei den niedrigsten wie bei den höchsten 
Temperaturen das Anliegen des Glases an die Fassung ein gleichartiges sein 
würde. Trotzdem habe ich mich nach reiflicher Erwägung gegen diesen 
Vorschlag erklärt. Die gehoffte Wirkung desselben ist nämlich der Voraus- 
setzung unterworfen, dass Glas und Metall immer dieselbe Temperatur 
haben. In aller Strenge wird diese Voraussetzung nie erfüllt sein und kann 
in speziellen Fällen, namentlich bei raschen Temperaturwechseln, wie sie 
z. B. jedesmal nach Öffnen der Klappen des Turms im Innern desselben 
eintreten, wegen der verschiedenen Leitungsföhigkeit der verschiedenen Stoffe 
für Wärme, so wenig erfüllt sein, dass dadurch nicht geringere Gefahren 
entstehen könnten, als wenn wir überhaupt auf die Differenzen der Aus- 
dehnungskoeffizienten von Stahl und Glas, unter Annahme gleichmassiger 
Wirkuug, gar keine Rücksicht nähmen. Die Verhandlungen über diesen 
Gegenstand sind noch nicht geschlossen, indem der letzterwähnte Einwurf erst 
vor ein paar Wochen nach Amerika befördert ist. Es ist übrigens zu bemerken, 
dass es sich dabei überhaupt nur um minimale Quantitäten handelt, indem 



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— 1 65 — 



der Effekt des Ausdebnungsunterschieds von Stahl und Glas sich bei einem 
Durchmesser von 32 Zoll (30 freie Öffnung und 2 Zoll Aufliegen) selbst für 
Teinperaturverschiedenheiten von 100° C. kaum auf >/« Linie beläuft. Wenn 
daher bei einer mittlere^ Temperatur den Linsen ein freies Spiel von Vi 6 
Linie in der Stahlfassung gegeben werden könnte, ohne dass zu befürchten 
stünde, dass durch gelegentliche Verschiebungen um den angegebenen Betrag 
die Güte der Bilder leiden würde, so wäre dies das einfachste Auskunfts- 
mittel, vorausgesetzt, dass dabei der Verschluss ein so vollkommener ist, 
dass ein Hineindringen von Feuchtigkeit zwischen Glaa und Fassung und 
eventuelle Eisbildung an dieser Stelle nie stattfinden könnte. 

An die Montierung des Instruments konnte natürlich nicht eher ge- 
sungen werden, als bis die Brennweite definitiv festgestellt war. Über diesen 
Punkt genügt es gewiss, zu melden, dass die Arbeit von den Herren Repsold 
übernommen ist, um bei allen Kennern des gegenwärtigen Betriebs der 
astronomischen Technik die zuversichtliche Erwartung zu begründen, dass 
wir eine so vollkommene Aufstellung für unsern Refraktor erhalten werden, 
wie sie überhaupt nur in jetziger Zeit geliefert werden kann. Als ein der 
Aufgabe besonders förderlicher Umstand darf es dabei angesehen werden, 
dass dieselben Künstler erst kürzlich beim Bau der grossen Refraktoren von 
Strassburg und Mailand Gelegenheit gehabt haben, die einschlagenden Fragen 
nach allen Seiten zu erwägen. Dazu bot ihnen ebenfalls der vor anderthalb 
Jahren erfolgte Umbau unseres alten Refraktors Gelegenheit, und zugleich 
wurde uns damit die Möglichkeit geboten, die Zweckmässigkeit der von den 
Künstlern ausgeführten Modifikationen des Baues in allen Teilen zu prüfen. 
Diese beiderseitigen Studien haben die Grundlage eingehender Beratungen 
gebildet, welche ich im vergangenen Herbste mit den Herren Repsold in 
betreff der Aufstellung des neuen Refraktors gepflogen habe. In der Haupt- 
sache wird der Bau sehr dem der erwähnten bereits in weiteren Kreisen 
bekannten Instrumente ähneln, doch sind für unser Instrument von neuem 
verschiedene nicht ganz unwesentliche Modifikationen in Aussicht genommen, 
welche einzelnen Teilen einen noch höhern Grad von Vollkommenheit zu 
geben versprechen. Über diese Modfikationen behalte ich mir vor, nach 
Vollendung des Instruments zu berichten, indem der schaffende Geist der 
Künstler gewiss auch noch während des Baues selbst manche zweckmässige 
Änderungen hervorrufen wird. Hier will ich nur kurz erwähnen, dass die 
Arbeit um Neujahr begonnen hat und die Herren Repsold es übernommen 
haben, dieselbe innerhalb zweier Jahre zu Ende zu führen. 

Aus dem Vorstehenden ist ersichtlich, dass wir, wenn nicht unerwartete 
Zwischenfalle eintreten, darauf rechnen können, vielleicht schon im Herbst 
1883, spätestens im Frühjahr 1884, an die Aufstellung des Refraktors hier 
am Orte zu gehen. Es wird daher Zeit, dass wir ernstlich den Bau des 
Drehturmes vornehmen, an welchen auch bislang wegen der erst vor kurzem 
definitiv festgestellten Brennweite noch nicht gegangen werden konnte. Im 
kommenden Sommer beabsichtigen wir den steinernen Unterbau auszuführen, 
damit derselbe bis zum folgenden Sommer sich genug gesetzt haben kann, 
um den beweglichen Teil darauf auffuhren zu können. Bis jetzt sind diese 
Bauten noch wenig über das Stadium allgemeiner Projekte erhoben. Den 
Durchmesser des Turms haben wir, auf 60-G3 Fuss angesetzt und seine 
Höhe vom Fussboden aus gerechnet zu 55 Fuss, davon 24 Fuss bis zur 

Sirini 1982. H*ft 7. 22 



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— 1 66 — 



Klappenöffnung; den Fussboden selbst werden wir nur ein wenig über den 
Erdboden erheben, so weit nämlich, dass er nur etwas über die in der 
Regel sich im Winter anhäufenden Schneemassen erhoben sein wird. Die 
Neubauten, sowie überhaupt das Architektonische des Baues wird der 
Architekt Herr A. Widoff leiten, der bereits seit einer Reihe von Jahren in 
ähnlichen Fragen unser Beistand gewesen ist. Den Bau des eigentlichen 
Drehturmes und der damit verbundenen Mechanismen wird der Direktor der 
St. Petersburger Metallfabrik, Herr Otto Krell, der sich hier zu Lande durch 
vorzügliche Ausführung verschiedener schwieriger technischer Probleme einen 
wohlverdienten Ruf erworben hat, übernehmen. 

Als Ort für den Turm haben wir eine Stelle auf der südlich vom 
Hauptgebäude der Sternwarte sich ausdehnenden Wiese ausersehen in bei- 
läufig 350 Fuss Abstand südwestlich vom Mittelturm. Dort wird der 
Himmel nach Osten, Süden und Westen bis zum Horizont hin vollkommen 
frei sein, und nur nach Nordosten werden in gewissen Richtungen einige 
Grade des Himmels durch die neuen Türme der Sternwarte, nach Nord- 
westen durch einige Baumspitzen verdeckt sein. In bezug auf den Dreh- 
turra werden wir uns im allgemeinen an die bewährte Form unserer alten 
Drehtürme, vertikale Seitenwäude und schwach geneigtes Dach, halten, in- 
dem die anderweitig übliche Kuppelform für unser Klima, namentlich mit 
Rücksicht auf Schneewehen und Glatteis nicht zu empfehlen ist Auch ge- 
denken wir die vertikal aufschlagenden Klappen beizubehalten, deren günstige 
Wirkung als Schutz gegen Wind wir vielfach erfahren haben. Für die 
Klappenöfihung haben wir beiläufig eine Breite von 8 Fuss angesetzt, so- 
wohl behufs rascherer Ausgleichung der Temperatur, wie auch um nicht zu 
häufig durch Drehen des Turms in den Beobachtungen unterbrochen zn 
werden. Da jedoch Klappen von 8 Fuss Breite sehr schwierig zu hand- 
haben sein würden, beabsichtigen wir eine doppelte Reihe von Klappen von 
je 4 Fuss Breite ausführen zu lassen, die sich in der Mitte decken werden. 
Erwähnt möge hier noch werden, dass der Drehturm durchweg aus Eisen 
aufgeführt, von aussen aber mit leichten Brettern gedeckt werden soll, 
während eine zweite im Innern des Eisengerippes anzubringende Decke 
wahrscheinlich aus Filz ausgeführt werden wird. Der Boden unseres Hügels, 
fester Sand, ist im allgemeinen für derartige Bauten sehr günstig. Bei 
alledem werden wir doch dem Fundamente eine bedeutende Tiefe geben 
müssen, damit nicht etwa in strengen Wintern durch den in den Erdboden 
eindringenden Frost die Horizontalität der Mauerfläche, auf welcher sich der 
Drehturm bewegen soll, gefährdet werde." 



Vermischte Nachrichten. 

Der von Wells entdeckte Komet, der am 10. Juni seine Sonnennähe 
erreichte, bot trotz der grossen Helligkeit, die er erreicht, eine dem unbe- 
waffneten Auge nur wenig auffallende Erscheinung. Sein Anblick im Fern- 
rohr bietet auch wenig Interesse. Der Schweif war von regelmässiger Form, 
der Kopf parabolisch zugespitzt; der Kern sehr hell und bildet eine deutliche 
Scheibe, zeigt aber keinerlei unregelmässige Ausstrahlungen, wie solche häufig 



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- 167 - 



bei andern Kometen beobachtet worden sind und das Interesse au der Er- 
scheinung erhöht haben. 

Das Spektrum dieses Kometen ist aber wesentlich abweichend von den 
Spektren aller seit 1864 beobachteten Kometen, in welchem Jahre der be- 
kannte Astrophysiker Huggins zuerst das Licht eines Kometen analysierte 
und nachwies, dass dasselbe nicht nur reflektiertes Sonnenlicht sei, sondern 
dass diese Himmelskörper auch eigenes Licht aussenden. Seit jener ersten 
spektroskopischen Beobachtung eines Kometen ist das Licht von etwa 15 
Kometen mit dem Spektroskop analysiert, und es ist von verschiedenen Seiten 
übereinstimmend erkannt worden, dass das eigene Licht aller dieser Kometen 
von glühenden Kohlenstoffverbindungen, vorwiegend von Kohlenwasserstoffen 
herrühre. Der jetzige Komet zeigt nun, neben den nur schwach auftretenden 
Kohlenwasserstoffstreifen im Spektrum eine äusserst intensiv helle Linie in 
Gelb, die nach den auf dem Astrophysikalischen Observatorium zu Potsdam 
angestellten Messungen, mit der D-Linie des Sonnenspektrums identisch ist. 
Somit zeigt sich das überaus interessante Ergebnis, dass das eigene Licht 
dieses Kometen seinen Ursprung vorwiegend in glühenden Metalldämpfen 
und zwar des auf unserer Erde überall verbreiteten Natriummetalls hat 
Zufolge der Eigentümlichkeit, dass die glühenden Dämpfe des Natriums fast 
nur gelbes Licht aussenden, erscheint denn auch der Kern und die nächste 
Umhüllung des Wellsschen Kometen auffallend gelb gefärbt. 

Über das Ringgebirge Eudoxus auf dem Monde teilt uns Hr. Hoecle in 
Stuttgart folgende, an einem Fernrohre von Reinfelder & Hertel angestellte 
Beobachtungen mit: 1882 Januar 29. 5 h — 5 1 /« h - Lichtgrenze hart östlich 
von Scheiner und dem Sinus Iridum. Der von Schröter gesehene Halbschatten 
im Eudoxus*) ist heute deutlich sichtbar und folgt ziemlich der Krümmung 
des Hauptschattens der westl. Umwallung, nur ist er mehr als doppelt so breit 
wie der erstere und erstreckt sich gegen N weiter der Umwallung entlang als 
der Kernschatten. (Luft ruhig, aber zeitweise getrübt. 120 fach. Vergr.) Fe- 
bruar 25. Eudoxus erscheint vollständig klar und zeigt nur einen ganz schmalen, 
normalen Kernschatten am Westwall (ruhige, aber dunstige Luft, 120f. Vergr.). 

Februar 27. 6 h 30— 7 h 30, 8 h 30 bis 8M5. Lichtgr. östL vom Kap 
Laplace und Clavius. Der im Eudoxus gesehene Halbschatten ist heute 
wieder so wie am 29. Januar und dieses Mal sehr deutlich. Er zeigt voll- 
ständigen Schattencharakter und ist besonders merkwürdig, dass sich derselbe 
an einer Stelle zeigt, die vor zwei Tagen vollständig hell und klar er- 
leuchtet war (120 und 168 fache Vergr. Luft sehr klar und ruhig.) 

Zur Aufstellung der Kometensucher, worüber im vorigen Hefte des „Sirius" 
gesprochen wurde, ist noch zu bemerken, dass die erste Idee der dort be- 
schriebenen Montierung von Herrn Professor Winnecke ausging, der bei 
Repsold einen 6 zolligen Koraetensucher in jener Weise montieren Hess. 
Ausfuhrlicheres hierüber und über verwandte Montierungen wird der Leser 
übrigens bald in einem prächtigen Werke nachlesen können, welches Herr 
Dr. von Konkoly demnächst erscheinen lässt, und in welchem alle astro- 
nomischen Instrumente in einer Vollständigkeit beschrieben und durch 
prachtvolle Zeichnungen dargestellt sind, wie solches bis jetzt noch niemals 
der Fall war. 

*) Vergl. Klein, Anl. zur Durchmusterung des Himmels. S. 188. 

22* 



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— 108 — 



Der Veränderliche ß Ursae minoris. Herr J. E. Espin teilt in den 
Mouthly Notices of tue Royal Ast Soc. Vol. XLll No. 6 (April 1882) seine 
Beobachtungen über ß Ursae ininoris mit. Der Stern erschien dem Beobachter 
ungewöhnlich hell am 5. Nov. 1881, und dadurch veranlasst, hat er ihn 
seitdem mit einigen Unterbrechungen aufmerksam verfolgt. Hiernach fand 
sich der Stern in bezug auf Helligkeit: 

nahe dem Maximum uaho dem Minimum 

1881. Novbr. 5. 0 h 1881. Nov. 9. ll h 

15. 6 „ 20. (S 

25. Iii „ 29. 6 

1882. März 8. 8 Dzbr. 21. 0 

13. 8 1882. März 5. 8 

April 3. 11 April 0. 10 

Der Stern wurde ferner im Maximum seiner Helligkeit gefunden 1879 
März 11, abends. Die folgenden Elemente stellen nach Herrn Espin die 
Beobachtungen befriedigend dar: 

Periode: 10.6747 Tag;e. 
Helligkeitsveränderung: von 2.2 bis 2.8 Grösse. 
Epoche des Maximums: 1882 April 4.10. 

Das Minimum tritt ein 2 oder 3 Tage nach dem Maximum. Die Farbe 
ist gewöhnlich hellgelb; im Minimum wird sie wahrscheinlich etwas mehr 
rötlich. 

Über die Dispersionsverhältnisse Optisoher Gläser macht Herr Sigmund 
Merz in der Zeitschrift für Iustrumentenkuude 1882 Heft 5 einige Mit- 
teilungen, die um so interessanter sind, als darin unseres Wissens zum ersten 
Male etwas über die Zusammensetzung gewisser optischer Glaser von Seiten 
der Firma Merz publiziert wird. „Um den Achromatismus eines dioptrischen 
Systems zu erhalten", sagt Hr. Merz, „sind bekanntlich zwei Gattungen von 
Glas nötig, deren Farbenzerstreuungs-Differenz eine relativ grosse sein soll. 
Unsere bekannten Crown- und Flintgläser besitzen ein solch schickliches 
Verhältnis, nahe wie 1:2, nur den Übelstand mit sich führend, dass die 
Farbenräume beider Gläser nicht parallel gehen, deshalb ein sogenanntes 
sekundäres Spektrum erzeugen und den Wuusch nahe legen, andere Glas- 
sorten zu erhalten. Schon Fraunhofer macht in seiner Monographie über 
das Brechungs- und Farbenzerstreuungs- Vermögen darauf aufmerksam. Er 
sagt Seite 17: „Man hat gegründete Hoffnung, durch Veränderung der 
Bestandteile der Glasarten solche erhalten zu können, bei welchen diese 
Unterschiede geringer sind, als bei Glasarten, die bisher zu Objektiven ge- 
braucht wurden; Crownglas lit. M. ist einer der Versuche, die ich in dieser 
Absicht im kleinen gemacht habe." 

Fraunhofer verband jenes Crownglas lit M mit den Flintgläsern No. 3 
und No. 13. Für die, beim Fernrohre wichtigsten Räume des Spektrums, 
zwischen den Spektrallinien C und E, ergaben sich bei Crownglas M und 
Flint No. 13 als Verhältnis der partiellen Dispersionen oder Ausdehnungen 
der entsprechenden Farbenräume des Spektrums zwischen D— C : 1-704, und 
zwischen E—D: 1-705." 

Hieraus ergiebt sich nun als Ausdruck der Grössen des sekundären 



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- 100 - 



Spektrums die Differenz 1 715 — 1704 = 0 011, und es scheint also die 
Parallelität leicht herstellbar. „Dennoch," sagt Herr Merz, „fand sich bis 
da keine wesentlich bessere Zusammensetzung von Gläsern für das astro- 
nomische Objektiv als diese." Zum Beweise führt er einige Gläser an, die 
als Repräsentanten einer guten Verbindung betrachtet werden dürften. Es 
sind dies: 

I. Fraunhofer-Glas, Crownglas No. 9 und Flintglas No. 13, 
IL Glas von Georg Merz (Vater Merz), Crownglas No. VIII und Flintglas 
No. XIV, aus welchen das 14 zölligc Objektiv von Pulkowa besteht, 

III. Glas von Sigmund Merz, 

IV. Glas, englisches, von Chance & Brothers, neueres den Proceedings of the 
Royal Society No. 182, 1877 Article „Refractive indices of Glass, By 
J. Hopkinson D. Sc. M. A. entnommen." 

Hieraus berechnet Herr Merz die oben genannte Differenz 

für I : 0.088 
ii II : 0.079 
,i III : 0.013 
„ IV : 0.079 

„Es treten hier", bemerkt Merz, „nicht allein grössere Differenzen auf als 
oben bei Fraunhofer Crownglas lit M, sondern es zeigen sich auch überhaupt 
jene Gläser mehr parallel in ihren Farbenräumen, die sich von dem Verhält- 
nisse 1 : 2 mehr und mehr entfernen, übrigens Crownglas No. 29 in Verbin- 
dung mit Flintglas No. 34 (Sigmund Merz) dem besten Verhältnisse Fraun- 
hofer-Gläser ganz nahe gleich. Daher dürfte es wohl praktisch sein, einmal 
zu untersuchen, wie Fraunhofer dieses sein Crownglas lit. M erhalten 
haben mag. 

Ich finde diesbezüglich, dass dasselbe aus Crownglas, mit einem aliquoten 
Teil Flintglas zusammengeschmolzen, hergestellt worden sein muss, wenn ich 
den in meinem Besitze befindlichen Spektral-Tafeln Fraunhofers für die Gläser 
die beinotierten Indices entnehme." 

Herr Merz beweist dies, indem er für Mischungen von Fraunhoferschen 
Flint- und Crowngläser die Brechungsindices berechnet und sie mit Fraun- 
hofers Angaben vergleicht. „Die erhaltenen Werte differieren so wenig, dass 
mit Rücksicht auf den Schmelzprozess, während dessen längerer oder kürzerer 
Dauer Refraktion und Dispersion sich stets minimal ändern, der volle Be- 
weis hierfür erbracht sein dürfte, dass Flintglas lit. W ein Gemenge aus 
Crownglas No. II und Flintglas No. I ist 

Wird ferner Crownglas No. II mit Flintglas lit. W gemischt, so wird 
in diesem Gemenge ein Glas erhalten, welches Fraunhofers Crownglas Lit. 
M so nahe steht, dass eine geringe Zugabe von Flint Iii W volle Uberein- 
stimmung erzielt haben würde. „Sicher", sagt Herr Merz, „ist also dadurch 
der Weg vorgezeichnet, zum gewünschten Ziele zu gelangen." Herr S. Merz 
hat nun sein Crownglas lit. T zu neuen Mischungen benutzt und teilt von 
vielen möglichen Gemengen mehrere mit, welche den Fortschritt am besten 
illustrieren. Hier sei nur erwähnt Flint Xd, ein Gemisch aus 65% Flint 
No. 34 und 35% Crown T, ferner Flint Xe, ein Gemisch aus 50% Flint 
No. 34 und 50% Crown T. Diese Gläser als FUntgläser mit Crownglas 



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No. 29 kombiniert, geben folgende Differenzen als Ausdruck der Grössen 
des sekundären Spektrums: Xd: 0.0033, Xe: — 0.0005. 

„Die volle Parallelität ist hiermit soviel als erreicht Die 
Grenze liegt zwischen Flintglas Xd und Flintglas Xe und zwar sehr nahe 
an Flintglas Xe. 

„Es fragt sich jetzt nur, ob es geraten ist, von dem Verhältnisse 1 : 2 
derart weit abzugehen und den Zerstreuungs-Quotienten in seinem Werte 
von 2 bis auf nahe 1.3 fallen zu lassen, da der Aplanatismus des Objektivs 
bei ersterem Werte jedenfalls mindere Schwierigkeit bereitet? Erwägen wir 
übrigens, dass der Parallelismus von Crown- und Flintglas in so bequemer 
Weise einfach dadurch erzielt worden ist, dass wir dem Crownglassatze Blei- 
oxyd beigaben, so werden wir uns auch dem Verhältnisse von 1 : 2 wieder 
nähern können, wenn wir ebenfalls bleihaltigere Flintgläser nehmen. Es zeigt 
uns dies schon die Kombinierung von Fraunhofers Crownglas Iii M mit Flint- 
glas No. 3 im Vergleiche der Kombination ebendieses Crownglases lit. M mit 
dem Flintglase No. 13." 

Bei der zweiten Kombinierung steigen die Zerstreuungsquotienten schon 
bedeutend. Welche enorme Erfolge sich durch anscheinend geringe Ände- 
rungen im Satze erzielen lassen, dafür bringt Herr Merz ein eklatantes Bei- 
spiel bei, in einer Mischung, die erkennen lässt, dass Bleigläser in schick- 
licher Verbindung der Forderung paralleler Dispersion selbst noch für die 
äussersten Strahlen genügen können. 



Der Redaktion zugesandte Werke: 

Annales de Tobservatoire de Moscou. Publiees par le Prof. Dr. Th. 

Bredichin. Vol. VIII. 1. Livr. Moscou 1882. 

Enthält u. a. die Untersuchungen des Herrn Prof. Bredichin über die Kometen 
1881 b und c und 1825 IV. 

Osservazioni astronomiche eseguite all' osservatorio della R. Universitä 
di Padova No. 1. 

Sülle osservazioni della Cometa b (III 1881), fatte al R. Oss. di Padova. Me- 
moria del Prof. Giuseppe Lorenzoni. 

R. Falb, Sterne und Menschen. Wien 1882. 
A. Hartlebens Verlag. Eine lesenswerte Schrift, in welcher in populärer Weise 
eine Anzahl astronomischer Themata besprochen wird. 



Ein schöner Tubus von Merz, 83 Mm. Obj., 130 Ctm. lang, ist zu 

verkaufen bei H. Baumeister in Magdeburg. 

Soeben erschien Aber sämtliche astronomische Instrumente (Tubusc, Refraktoren, 
Reflektoren, Spektralapparate etc.), welche in dem astronomischen und optischen 
Institute von 

Karl Fritscli vorm. ^Prokescli, 
Wien VI, Gumpen dorferstrasse No. 31. 

erzeugt werden, ein reichhaltig illustrierter Katalog, welchen die Firma den Lesern 
des Sirius bei Aufforderung gratis und franko einsendet. 

Alle für die Redaktion des Sirius" bestimmten Zuschriften etc. sind an Hrn. Dr. 
Herrn. J. Klein in Köln a/Rh. zu richten, während Abonnements jode Buchhandlung, sowie 
die Verlagshandlung von Karl Seholtze in Leipzig, Emilienstrasse 10 entgegen nimmt. 



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171 



Stellung der Jupitermonde im September 1882 um 14* mittl. Greenw. Zeit 








Phasen der Verfinsterungen. 




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Planetenstellung im September 1882. 



Berlin. 
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Geoteatr. 
KektaaienMoi 
h. m. a. 



Kulmini 

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12 29 14 47 

12 54 30 97 

13 18 6-44 
13 39- 40-71 
13 58 24 07 



13 41 45-51 

14 1 4465 
14 21 48*64 

14 41 40-41 

15 1 3067 
15 21 813 

M 

12 43 12 13 - 

12 55 14 33 

13 7 25 07 
13 19 45 04 
13 32 14-92 



Merkur. 

— 0 0 24 2 
3 43 6 2 
7 6 50-3 
10 13 39-4 
12 58 45-4 
-15 15 20 8 

Venu». 

' —12 13 39 5 

14 30 8-8 

10 39 27 9 

18 40 23-7 

20 31 46 0 

-22 12 31 1 



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13 44 55 53 -10 41 45 9 



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5 55 8-88 

5 59 47-92 

6 3 15-76 



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+22 58 39-8 
22 59 12 1 
4-22 59 20-5 



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18 
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38 
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Berlin. 
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Geocentr. 
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S a 

3 37 41 63 
3 37 14 91 
3 36 5 45 



turn. 

+ 17 3 479 
17 0 190 
4-16 54 33-7- 



Uranus. 

9 I 11 20 1 201 + 5 5 54-4 
19 11 22 20-77 4 51 5 6 
29 11 24 38-27 + 4 36 31 9 

Neptun. 

3 7 24 63 I +15 42 3 0 
3 6 57-10 15 39 30 5 
3 6 12 66 | 4-15 35 53- 1 



3 
15 
27 



Kulmina- 
tion 
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15 44 

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8 




26 


18 


35 



Mondphasen. 

Letztos Viertel. 
Neumond. 
Mond in Erdfer 
Erstes Viertel. 
Mond in Erdnähe. 
Vollmond. 



Sternliedi'<-kiiiitf«>n durch d<-n Mond für Berlin 1882. 



Monat 



Septbr. 27. 



Stent 



d Fische 



Grosse 



4-5 



Eintritt 



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0 



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41-4 



Verfinsterungen der Jupitermonde 1882. 



Austritt 



h 
7 



in 

31-4 



XN (Eintritt in den Schatten.) 

1. Mond. 
Septbr. 2. 11* 18« 41-4" 
„ 16. 15, 40 26 3 
„ 18. 10 8 45 5 
12 2 7 9 



2. Mond. 
Septbr. 2. 14» 15™ 50-4» 
„ 9. 16 52 340 
27. 11 23 26-7 



M 



„ 25. iz z 

Lage und Grösse des Saturnringes (nach Bessel). 
Septbr. 17. Grosse Achse der Ringellipse: 43 48"; kleine Achse 17.47". 

Erhöhungswinkel der Erde über der Ringebene 23° 418' sudl. 

Mittlere Sclüefe der Ekliptik Septbr. 17. 23° 27' 16 26" 

Scheinbare , „ „ 23° 27' 11 34" 

Halbmesser der Sonne ,. „ 15' 56 9" 
Parallaxe 8 81" 

Planetenkonstellationen. Septbr. 2. 10 h Neptun mit dem Monde in Konjunktion 
in Rektaszension. Septbr. 2. 23* Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Septbr. 5. 9» Jupiter mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Sept. 6. 1» Merkur 
im niedersteigenden Knoten. Sept. 7. 23* Saturn wird stationär. Sept. 11. 9* Uran u s 
mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Sept. 14. 51» Merkur mit dem Monde in 
Konj. in Rektaszension. Sept. 14. 14* Mars mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Sept. 16. 6* Venus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Sept. 16. 6* Merkur 
in der Sonnenferne. Sept. 19. 4* Venus in der Sonnenferne. Sept. 20. 20* Merkur 
mit Venus in Konj. in Rekt. Merkur 2 U 21' BÜdL Sept. 22. 17" Sonne tritt in das 
Zeichen der Wage. Herbstanfang. Sept. 23. 0* Jupiter in Quadratur mit der Sonne. 
Sept. 26. 18* Venus in grösster östlicher Elongation. 46° 37'. Sept. 28. 12* Merkur 
in grösster östlicher Elongation, 25° 53". Sept 29. 19* Neptun mit dem Monde in 
Konj. in Rektaszension. Sept. 30. 7* Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 

(All« Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 
Prack vun Berk k Sctiirmer in t.eipt'g. 



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„Sirius"-Beilage No. X (1882) 





22. März 6 Uhr. 26. M<h-z 7 Uhr. 28. Marz 6% Uhr. 




30. Marz 6 ! t Uhr. 31. März 6' t Uhr. 5. April 6 % J t Uhr. 

VENUS 1881 

beobachtet und gezeichnet von W. F. Denning. 



Phot. u Druck von Wi Mm ünflnunr., Dr**>lrn 



Um Ihnen die Reichhaltigkeit unserer Zeilschrift vorzuführen, lassen wir nachstehend 
den Inhalt des XII. — XIV. Bandes folgen: 



I nl uih des XII. Bande«: 

Physische Beobachtungen des Mars In dessen Erdnähe 1877. S. 1. — Dio Fernröhro auf der Ausstell- 
ung wissenschaftlicher Apparate im South Kensington Museum in London. S. 6. — Franz v. l'ania Uruit- 
knisen und seine astronomischen Beobachtungen. S. 12. 35. 53. 82. III. 132. — Zusammenstellung der 
Planeten- und Kometen - Entdeckungen im Jahr» 1S77. S. 17. 33. - Anhaltender Zustand der Kuba auf der 
Soanenoberfläche. Von l>r. Itemeis. 8. 25. — lieber das Spectrain der Corona, S. 27. — Neue gnouie 
trisebe und dynamische Constanten des Erdkörpers. 8. 23. — Die Neubildungen beim Hyginus auf dem 
Monde. 8. 29. — Classification der Duppelsterne. 8. 31. — Der Planet Vulkan. 8. 49. — Die KuUtehuug 
der Protnberanzen durch chemische Prozesse. 8. 51. — Saturn und sein King im gegenwartigen Jahre. 8. 60. 

— Die älteste arabische Himmelskugel. Von Dr. Hern eis. 8. 62. — Gedanken über den Ursprung des Thier- 
kreises. Von Torvald Köhl. 8. 73. — Ueber die Farben der Sterne. S. 76. — Zur Geschichte dar Fern- 
rohre, Von E. Gnau. S. 85. 101. 134. 169. 241. — Ungarns versunkene nnd vergessene Sternwarte. 8. 97. 
121. 158. 184. 193. - Hyginus N. S. 114. — Weitere Ergebnisse der letzten SonneunnsteraUs- Beobacht- 
ungen. S. 128. — Einige merkwürdige Bildungen auf der Oberfläche des Jupiter. S. 145. — Bemerkungen 
zur Topographie der Mondoberfläcbe. 8. 148. — Die Vertheilnag der Sterne im Kaume. S. 150. — Ueber 
die Natur der Nebelflecke. 8. 155. — Ueber die Farben der DoppeLsterne. 8. 177. — John Birminghams 
Katalog der rothen Sterne. 8. 179. 206. 229. 251. Die Frage der Veränderlichkeit des Sonneudarch- 
messers. Von Dr. Karl Beineis. 8. 196. 217. — Usber J. H. Schröter. 8. 208. — Ueber die wahrscheinliche 
Constitution der Kometen-Schweife. 8. 233. — Weitere Beobachtung des Mondkraters Hyginus N. 8. 235. 

— Notiz zur Mondtopogrsphie. 8. 248. — Uebor die Saturnsringe. Von L. Trouvelot. S. 249. — Die 
totale SonnenriBsterniss sin 11. Januar 1880. 8. 256. — Ungarns Sternwarten. Von Dr. N. von Koiikoly. 
8. 265. — Die Uebereinstimmnng von Kometen nnd Meteorschwärmen. S. 27:1. — Beobachtungen absorbireu- 
der Dämpfe an/ der Bonne. S. 282. 

Verwischte Nachrichten: 8. 19. 40. 65. 93. 117. 141. 162. 187. 212. 237. 256. 285. - PlaueUnsUlluug : 
8. 24. 48. 72. 96. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 264. — Stellung der Jupitersmoude 8. JH. 47. 71. 95. 119. 
143. 167. 191. 215. 239. 263. 287. 

12 Lithograph. Beilagen, darnnlar eine Duppel-Tafel. 



Inhalt des XIII. Bandes: 

Die rothe Wolke auf dem Planeten Jupiter. S. 1. — Die Durchmesser der Planeteu Venus und Mars. 
8. 8. 28. — Der Meteorit von Esthsrville. (Jowa.) 8. 14. — Satnrn und «ein Bing im gegenwärtigen Jahre. 
8. 16. — Entdeckung und Beobachtung eines neuen Gas-Nebels. S. 25. — Beobachtung wellenförmiger Be- 
wegungen in dem Schweife von Coggia's Kometen 1874. 8. 27. — Ueber die Temperatur der Sonne. 8. 31. — 
Noch einige Bemerkungen zu den Gebirgsformationen nnd Hilten östlich vom Kudoxus auf dem Monde. S. 34. 

— Ein neuer Katalog der Declinationibestiuiinungen für 1476 Fixsterne. 8. 35. Die Photographie der 
Himmelskörper von J. Norman Lockyer. 8. 45. — Die Bildung der Mondoberfläche von Findeia. 8. 53. 76. — 
Der Meteorsteinfall au Gnadenfrei in Schlesieu. S. 59. 82. — Ein periodisch veränderlicher Nebelfleck. 8. 62. — 
Neue Doppelstern-Beobachtungen. S. 69. 109. 159. — Photographien der Slem-Speetra. S. 65. 74. — Wirbelstürme 
anf der Sonne. Von T. Köhl. S. 89. — Ueber den in den Oppositionen von 1878 und 1879 auf der Überdacht« 
des Planeten Jspiter beobachteten rothen Fleck. 8. 92. — Hlginus N. 8. 96. 182. — Bahnbestimmung einer am 
13, Juli 1879 in Mähren, Böhmen und Schlesien beobachteten Feuerkugel. S. 98. 115. Ueber die neneu 
WasserstoflTinien und die Spectra der weissen Fixsterne. S. 100. — Ueber die Vertheilung der mit blossem 
Auge sichtbaren Sterne am Himmelsgewölbe. 8. 112. — Untersuchungen über den grossen südlichen Kometen 
von 1880. 8. 113. — Ueber ein Spectroteleskop. 8. 120. — Christian Augnst Friedrich Peters. S. 133. — 
Ueber den Verlauf der Sonnenthätigkeit in den Jahren 1871 und 1878. S. 134. — Eigenes Licht des Planeten 
Jupiter. 8. 139. — Die Helligkeit des Planeten Frigga (77). 8. 140. — Die Prinzipien der Spectralannlysa 
nnd die physischen Zustände der Sonne, S. 142. — Beobachtungen des Mars 1877 am 26zölligea Kefract«r 
xu Washington. S. 153. Bemerkungen »ur Topographie der Mondoberfläche. Von J. von Bienctewaki in 
Jaslo. 8« 154. — Ueber die Atmosphäre de« Jupiter. B. 154. — Der grosse südliche Komet von 1880. 8. 157. 

— Die Sonnenfiusterniss des Schu-king unter der Regierung den Kaisers Tschung-kbang. 8. 163. — Einige 
Bemerkungen über die Leistungen kleiner astronomischer Fernrohre. Von Dr. Hermann J. Klein. 8. 177. — 
Higinns N. 8. 96. 182. — Die, Anordnung der Gestirne im Sonnensystem. 8. 186. — Die Finsternisse des 
Monats December 1880. 8. 188. — Johann von Lamont. 8. 191. 214. — Fernrohre für Freunde der Himmel»- 
beobachtung. Von Dr. Hermann .). Klein. S. 201. — E. Neison über Higinus N. 8. 204. — Beobachtungen 
tou Sonnenflecken nnd Escheln zu Rom von Januar bis März 1880. 8. 208. — Beziehungen zwischen den 
Farben und Grössen der Coropouenteu binärer Sterne. 8. 210. — Professor H. C. Vogels einfache Methode 
zur Bestimmung der Brennpunkte nnd der Abweichungskreise eines Fernrohrobjectivs für Strahlen verschie- 
dener Brechbarkeit. 8. 211. — Der Mt. Hamilton und das Li.-k -Observatorium. 8. 225. — Tafeln zur Be- 
stimmung der Lage der Lichtgrenze anf dem Monde. 8.231. — Einfluss der Sonne auf dio magnetischen .Störungen. 
8. 234. — Der neue anf der Sternwarte zu Straasburg entdeckte Komet. 8. 237. — William Lassell. 8. 245. 

— Bamberg's grosses Universal-Transitinstrument. S. 247. — Die Doppelsternroessungen des Admiral Smyth. 
8. 237. 253. — Die Stellungen der Satumsraonde. 8. 256. — Bahnbestimmung zweier am 12. Januar 1879 
in Böhmen nnd den angrenzenden Ländern beobachteten Feuerkugeln. S. 258. — 

Vermischte Nachrichten: 18. 38. 64. 85. 102. 125. 147. 173. 196. 213. 239. 265. — Stellung der Jupiter- 
monde: 43. 67. 87. 107. 131. 151. 175. 199. 222. 243. 267. - Planetenstellung: S. 24 . 44. 68. SS. 108. 132. 
1Ö2. 176 . 200. 223. 244. 268. 

12 Lithograph. Beilagen. 



— 5 Die VerlagMhandlung besitzt noch Exemplare von Bant! I— IX der Xeueu Folge 
und liefert selbe pro Band zu 10 Mark, leinen -Decken 75 Pfg. 



Inhalt des XIV. Bandes: 



Zeichnungen dar Marsol.erliicb*. 8. 1. — Die Kolation <1m Jupiter. 8. 2. — Satarn and Min Hing 
im gegenwärtigen Jahre. S. 6. — Dar Komet d 1880. S. 8. — Bahnbestimmung zweier an 13. Jan. 1879 In 
Böhmen und den angrenzenden Landern beobachteten Feuerkugel«. iSehlusa.) S. 11. — Dia wiebtigeren 
interessanteren Sternhaufen nnd Nebelfleck* etc. S. 10. 122. 158. ITA. 271. — Metallische l'.niptton auf dar 
Sünna am 31. Juli 1880. 8. SA. — Daa Speetrura das Magne«foms und die Constitution dar Sünna. S. '27 — 
Jupiter. 8. 30. — Dia physische Libration da« Mondat. 8. 35. 04. — Die Uatereucbung sphärischer Hohl- 
flächen und der Leistungsfähigkeit tob Farnrobraa. 8. 41. — Ma«<ungen das Horizontal dur<htne»s*ra dar 
Sonne auf der Sternwarte sn «'ampidoglio xn Rom in den Jahren l*»78 nnd 1879. 8.. 40. — Veränderungen 
auf der Mondoberfliehe und ihr neuester Langner. Yon Dr. Ilerm. J.. Klein. 8.54. — Neuere Entdeckungen 
an Doppelsternan des Dorpater f'atalog*. Voa 8. M. Bamham. 8. 73. — Professor II. C. VogaFe Spactral 
photometrischa Untersuchungen. 8. 70. — Beobachtungen ober da* Zodiakal-LickL 8.81. — Untersuchungen 
über dia Bahnverh&ltniste des Meteoriten Orgneil in Frankreich am 14. Mai 1804. Von O. r. Nie*«!. 
8. 85. 110. 129. — /um hundertjährigen (Sedächtnias der Auffindung de* Plaaeteu Uraana. 8. 87. — 
Studie betreffend die Leistungsfähigkeit kleinerar Fernröhr*. Voa Oberlehrer W. Krüger. 8.97. 170.— t'ebar 
• Ii» Wirkung der Spiegelteleskope nnd Kefractoren. Von F. Wagaar. 8. 99. 125. — Zur Constitution dar 
Soaae. 8. 104. — Darstellungen tob Sonnaafleckea- Orappen. 8. 121. — Beobachtung eine« unbekannten 
Sternes im Bilde das kleinen Hundes. 8. 136. — Astronomisches ans Amerika. Von Dr. Ueu. W. Rachel. 
8. 145. — Dia Kometen daa Jahres 1880 and Ober Kowetenbeobachtuagan im Allgemeinen. Vun Hr. ('.tri 
Hemels. 8. 149. — Die Reibung dnreh Kbbe und Flnth und die Kntwickelnng dos Sonnensystems. 8. 101. 
Di« Priratsternwarte zu Floask. 8. 1A9. — Dia starkea Vergrößerungen in der praktischen Astrononir. 
Von C. Fiavez. 8. 172. — Di« schwachen Sterne zwischen e und p Lyme. Von Dr. Klein. 8. 175. — 
Spectroscopische Untersuchungen der Pizstarnbawegungen. 8. 181. — Uabar dia Hpactralliaien des P.iseas 
in dar Sonne. 8. 184. — Astronomische Doppel-Fernrohr*. 8. 193. — Weiter* Beobachtungen da* grossen 
Kometen b 1881. 8. 198. — Venusbeobacbtungea zur Ermittlung der Sonnenparallax*. 8. 202. — Dia Be 
wegungurerhaltnissa in dem dreifachen Sterasystam ( im Kreba. 8. 204. 230. — Dar Mercara-Darcbgang 1881. 
Not. 7. 8. 207. Da« Ktaa-Ohsorratoriam. 8. 217. — Die Thätigkeit das Daarborn - Obserratoriums za 
Chicago. 8. 216. — Scbiaparolli* nena Beobachtungen Aber dia Rotations*** und die Topographie dea 
Planeten Mars wahrend der Opposition IH79 bis 1880. 8. 232. — Weiter* Beobachtungen dea grosses Ko- 
met«* b 1881. S. 225. - Kätb«e1lutft* schwarze Punkte anf und bei dem Ringgabirge Copernicaa. 8.329. — 
Vierfache Sterne. Ton 8. W. Burnham. 8. 232. — Die grosse Sternwarte bei Nizza 8. 241. — Einig« 
Bemerkungen da* Herrn E. Naison Ober Mondbeubachtungea. 8. 244. — Nachweis eine« Fehlers in dar 
Mondkarte. Von J. F. Jul. Schmidt. 8. 945. — Spectroacopiacha Beobachtungen des Kometen b 1881 auf 
dar Sternwarte zu Brüssel. 8. 247. — Spectroacopische Beobachtungen d«N Kometen b 1881. angestellt an 
Astropfaysikalischen Observatorium in O'Oyalla. 8.249.— Di« partialle Mondflasteraias 1881. D«c. 5. S. 252. 
— Ueber den Farbenwechsel tob U uraaa majoris. S. .'">"•. — Beobachtnngeu Aber den Varlauf der 
Sonnentbätigkeit. 8. 201. — Die dunklen Flecke im Innern der Wallebene des Alphunsn« auf dam Mond. 
Von Dr. Harra. J. Klein. 8. 204. — Einige Bemerkungen aar Mondtopographie. Von Dr. A. t. Biencrewski 
in Paslo. 8. 208. — Nochmals die schwachen Sterne zwisch«a £ und 5 Lyra«. 8. 270. 

Venni*. bte Nachrichten: 8. 21. 40. 66. 90. 114. 138. 164. 187. 203. 286. 255. 270. — Planetenstallnag : 
8. 24. 48. 72. 96. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 200. 280. — Stellung der Jupitersmonde : 8. 71. 95. 1IW. 
143. 167. 191. 215. 239. 259. 279. 

12 Lithograph. Beilagaa. 



Der Unterzeichnete he*Mlt hiermit durch die Buchhandlung: 



Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für 1882. 10 m. 

do. do. N. P. I. II. III. IV. V. VI. VII. VIII. IX. Bd. * 10 M. 

— Verlag von Karl 8choltze in Leipzig. — 

Ort, Straase und Datum: Name und genaue Adresse: 



BECK A SCHIBMEK. LElPZUi. 




F)ä 



Herausgegeben unter Mitwirkung 
hervorragender 

PachmtmiCT und astronomischer Schrift- 
steller. 

Rodakteur Dr. Hermann J. Klein in Köln. 

fStöffi/ß*" 0 XV oder neue Folge Band X. 

J^*V+J&$\ 8. HEFT. 





Xrinjig 1352. 
Karl Scholtze. 




[Ie 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zfitraltrg&n für alle, Freund und Förderer der lliiHnielskunoV 

Herausgegeben unter Mitwirkung 
herYorra$eiitlcr Fnchniiliincr und astronomischer Schriftsteller. 

Reduktion: Dr. Hermann J. Klein in Km In. 

XV. Jahrgang (1882). 

Mnnatlltih 1 JIol*. 

— Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. 

zu Einzelne Semester können nicht abgegeben werden. — 



Urteile der Presse: 

Daheim 1881, No. 41 sagt: Die Sternkunde hat vor den meisten anderen Wissen- 
schaften das voraus, dass ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Int* i 
Laien erregen. In der That üben die Wunder des Himmels einen eieentninlM • 
auf jedes empfängliche ÜemOt aus, und wer sich in sie versenkt wi«l «.i«- i -Ü 
magischer Gewalt gefesselt Die Zahl begeisterter Freunde der Hinuuelskni d * EÜ 
eine verhältnismässig sehr grosse, und besonders in England und Nordamerika' Y l - r 
zahlreiche Gebildete, die nicht allein durch Lektüre, sondern auch mit Hilfe nt» p 
gläser den Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bildet obige Monatssehr ff " ? 
das Zentralorgan für die Freunde der Himmelskunde. Regelmässig b,. r i.| t -'"n?" 
alle interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aufmerksam was d » v 8,0 , , 
Sternkunde zeitweilig am Himmel nachsehen kann und bringt in Ph ,to r r . c>u 
farbigen Tafeln herrliche Darstellungen von Mondlandschaften, ßonnenerui riSon en . u 
gruppen, Nebelflecken, Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse der obn? ° yV** i ™" 
hat sich in den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen Freunde l" <a* i 
welche mit einem grosseren oder kleineren Fernrohre den Himmel dm-Mm * ötcrnkuiu,e ' 
erheblich vermehrt. Möge dieser edle Sport immer mehr be^eister^ a i » 01 UDÄ 

Der Herausgeber des „8iriua". Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter i ? ng "\ W 6 "' 
bemüht, den Freunden der Himmelskunde mit Rat und That znr Hand ? Jahren 

soll denn seine schöne Zeitschrift besonders empfohlen sein! ZU ffoJlon nn, l *> 

Hamb. Tribüne vom 24. Oktbr. 1881 sagt: Diese trefriw.1.« t« i 
beginnt demnächst in neuer Folge ihren zehnten Band. Allmunnti; Vi ^"Zeitschrift 
- das Jahrea-Abonnemcnt beträgt nur 10 M. Der „8irius" ist ein 1 1 Heft ' 

die grosse, blaue Himmelsdecke, welche sich in majestätischer IVirlY We K w *iser durch 
w.lbt. und bei heller Nacht einem Mantel d»- s Allmäclitigen eiei "l f 8C 0l . nbar °ber uns 
Diamanten besäet, wie es keinen besseren giebt, und empfehlen lu V**hIbaiW 
Zeitaelirift nicht nur allen mit der Himmels- uu.l Navigation* \ Wn * WClle,ll "lt diese 
tigendeu, sondern dem gebildeten Publikum Überhaupt, welches £ 5410,1 Be *" ,h «tf- 

populäre Astronomie interessirt. Der „Sirius" wird von Dr Hör»,« , L e,ne wirklich 
redigirt. * »ermann J. Klein in Köln 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgend« 
Das Ausland 1877 No. 14 — Litter Merkur I. Bd No 10 p Scannt: 

Das neue Blatt 187« No. 39 - Der Hausfreund 1 87T No^T 1876 N ° 1,2 



Band X. Nene Folge. 8. Heft. 




Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Zentralorgan für alle Freunde onJ Förderer ier Himmelslcnnde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Winnen and Erkennen eind die Freude and die 
AugriiBt 1NH2. Berechtigung der Menschheit." Koamoa. 



Inhalt: Henry Drapers Photographie den Orionnebela. S. 173. — Da» Spektrum de« Kometen WeU«. 
a 174. - Methoden und Apparate aur Beobachtung der Sonne. Von Dr. Hugo Schröder. S. 177. - Di« 
Krhaltung der Sonnenenergie. S. 183. - Vermischte Nachrichten: Die totale Sonnenfinaternia vom 17. Mai. 
S 190. — Mondbeobachtung. S. 191. — Der Komet Wella. S. 191. - Doppelaternbahneu. 8. 191. — 
Meteorit. 8. 192. — Die Deutliche Expedition zur Beobachtung dea Venusdurchgangoe. S. 192. — Nene 
l'Bterxnehnngnn über die Hypothese eine« widerstehenden Mittel«. S. 193. — Anzeigen. S. 194. — Stellungen 
<ior Jnpitermonde im Oktober 1882. S. 195. — Planetenatelluag im Oktober 1S82. 8. 196. 



Henry Drapers Photographie des Orionnebels. 

(Hierzu Tafel VIII.) 

Herrn Henry Draper in New-York ist es jüngst gelungen, eine Photo- 
graphie des Orionnebels zu erhalten, der man wissenschaftlichen Wert nicht 
absprechen kann. Die frühesten Versuche, welche von einem Resultate ge- 
kröut wurden, fanden am 30. September 1880 statt, allein die jüngste 
Photographie ist unvergleichlich besser. Sie ist auf Tafel 8 in Lichtdruck 
wiedergegeben. Die Aufnahme erfolgte am 14. März dieses Jahres, und die 
Eipositionsdauer betrug 137 Minuten. Sehr gross sind die Schwierigkeiten 
bei einer so langen Expositionsdauer, besonders da eine 180 fache Ver- 
grösserung des Teleskopes angewendet werden musste, wodurch die geringste 
Unregelmässigkeit im Gange des Uhrwerkes eine merkliche Verschiebung 
des optischen Bildes auf der photographischen Platte hervorrufen musste. 
Eine solche ist. auch, aber kaum merklich angedeutet, indem man die 
Verlängerung der Stemscheibchen in ostwestlicher Richtung darauf zurück- 
führen kann. Diese Sterne erscheinen überhaupt erheblich gross und am Rande 
diffuse, besonders die helleren. Es ist dies eine Wirkung der sogenannten 
Uberexposition. Um nämlich von dem lichtschwachen Nebel einen photo- 
graphischen Eindruck zu erhalten, muss die Platte sehr viel länger dem 
Licht desselben ausgesetzt werden, als für die gleichzeitig sich abbildenden 
helleren Sterne erforderlich ist, und letztere erscheinen dadurch gross und 
verwaschen. 

Was nun den Nebel und seine Umgebung selbst anbetrifft, so stellt 

23 



- 174 - 

sich, meinem Erteil nach, dieser so dar, wie man ihn bei der schwachen Ver- 
grösserung eines 4 zolligen Kometensuchers sieht, doch ist der Nebelarm, 
welcher sich von den 3 Sternen, die über dem Trapez stehen, gegen N 0 hin 
erstreckt, äusserst schwach. Auf der Original-Vorlage sehe ich ihn zwar, 
wenn man diese etwas schräg hält, aber der photographische Eindruck dieses 
Teiles des Nebels ist viel schwächer als der optische beim Beobachten mit 
blossem Auge. Die Trapezsterne können wegen der Überexposition nicht ge- 
trennt zur Darstellung kommen, aber die rautenförmigen Abschnüningen 
nördlich über ihnen sind in der Photographie schön angedeutet Recht 
charakteristisch sind die Sterne wiedergegeben, zwischen denen der Nebel steht; 
viel charakteristischer als in irgend einer durch Zeichnung erhaltenen Ab- 
bildung des Nebels und seiner Umgebung. Am meisten Übereinstimmung 
hiermit zeigt noch die Darstellung von de Vico, auf Tafel V meiner „An- 
leitung zur Durchmusterung des Himmels". In der That ist Drapers Photo- 
graphie ein glänzendes Zeugnis für die Genauigkeit der Wiedergabe der 
Sterne in dem Orionnebel in de Vico's Zeichnung. Doch fehlen merkwürdiger- 
weise einige hellere Sterne auf der Photographie, welche sich bei de Vico 
finden. Herr Draper bemerkt, dass seine Photographie nach Stern 14.7 Gr. 
noch Pogson's Skala zeige. Ich weiss nicht, worauf sich diese Angabe 
gründet; nach meiner Prüfung sind die schwächsten photographierten Sterne 
nicht kleiner als höchstens 10.5 Grösse. Dr. Klein. 



Das Spektrum des Kometen Wells. 

Wie bereits an diesem Orte kurz angezeigt worden, hat der Komet 
Wells den Astrophysikern eine grosse Überraschung dadurch bereitet, dass 
er in seinem Spektrum die helle Doppellinie des Natriums zeigte, wovon in 
keinem der früher beobachteten Kometenspektra auch nur eine Andeutung 
gegeben war. 

In den Monaten April und Mai war übrigens diese Linie noch nicht 
zu sehen, denn weder Prof. Vogel noch Dr. v. Konkoly haben sie damals 
wahrgenommen. Erst am 31. Mai sah Herr Vogel in Potsdam die gelbe 
Linie und konstatierte am 1. Juni ihre Übereinstimmung mit der Natrium- 
linie. Am 3. Juni sah Herr Dun£r in Lund ebenfalls diese Linie und mass 
auch ihre Lage. Prof. Vogel berichtet in No. 2437 der Astronomischen 
Nachrichten : 

„Am 2. Juni war die Intensität der hellen gelben Linie im Kometen- 
spektrum so gross, dass Messungen sich mit Leichtigkeit ausführen Hessen, 
aus welchen mit grosser Bestimmtheit die Identität der Linie im Kometen- 
spektrum mit der D-Linie hervorging. Bei der angewandten Zerstreuung war 
es jedoch nicht möglich, die Linie im Kometenspektrum doppelt zu sehen. 

Die helle Linie war übrigens nicht nur im Spektrum des Kerns, son- 
dern auch in den benachbarten Teilen des Kometen sehr gut zu erkennen. 
Es waren ausserdem noch mehrere helle Streifen zu sehen, die besser her- 
vortraten, wenn der Spalt des Spektroskops nicht auf den Kern, sondern 
auf Teile des Kometen ganz in der Nähe des Kerns gerichtet war. Ich 



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— 175 — 



glaube dieselben für Streifen des Kohlenwasserstoffspektrums halten zu 
müssen. Für die intensivste Stelle eines hellen, nach Blau verwaschenen 
Streifens im Kometenspektrum, weniger brechbar als 1), habe ich aus 
mehreren Messungen die Wellenlänge 613 Mill. Mm. abgeleitet; diese helle 
Partie ist unzweifelhaft mit einer Bande des Kohlenwasserstoffspektrums 
(Wellenlänge 619 bis 595) zusammenfallend, die jedoch bisher noch nicht 
in einem Kometenspektrum beobachtet worden ist. — 

Dunkle Absorptionsstreifen, die noch im Kometenspektrum sichtbar 
sind, mögen wohl vorzugsweise ihren Ursprung in unserer Atmosphäre 
haben, deren absorbierende Wirkung in der geringen Höhe, in der sich der 
Komet über dem Horizont befand, beträchtlich wird. 

Juni 5. Kern und nächste Umhüllung des Kometen erschienen stark 
gelb gefärbt. Im Spektrum war die gelbe Linie von auffallender Intensität. 
Ausserdem waren noch mehrere helle Stellen im Spektrum zu erkennen, die 
sich aber nur sehr wenig von dem intensiven kontinuierlichen Spektrum ab- 
hoben. 

Dass die hellste Linie des Kometenspektrums mit dem Natrium- 
Spektrum absolut übereinstimmte, habe ich auf sehr einfache Art dadurch 
nachweisen können, dass ich, während das Fernrohr mit Spektroskop auf 
den Kometen gerichtet war, vor das Objektiv des Fernrohrs eine Natrium- 
flamme halten Hess, deren Licht, gleichzeitig mit dem von dem Kometen 
ausgehenden Licht, auf den Spalt des Spektroskops gelangte. 

Am 6. Juni war die Intensität der gelben Linie im Kometenspektrum 
so gross, dass es gelang, mit einem stark zerstreuenden Spektral- Apparat 
dieselbe deutlich als doppelt und mit den künstlich erzeugten Natriumünien 
übereinstimmend zu erkennen. Die beiden Natriumlinien des Kometen- 
spektrums waren von sehr ungleicher Intensität, die brechbarste Linie er- 
schien stark verbreitert, etwa fünf mal so breit, an den Bändern verwaschen 
und sehr viel heller, als die weniger brechbare. Hieraus lässt sich folgern, 
dass die Dampfdichte des glühenden Gases eine sehr grosse gewesen ist. 

Bei der Vergleichung der Kometenlinie mit den Linien der Natrium- 
flamme hatte ich wiederholt den Eindruck, als ob die Mitte der stark ver- 
breiterten Linie im Kometenspektrum nicht ganz genau mit der künstlichen 
Linie D 8 zusammenfiele, vielmehr etwas nach Rot verschoben wäre. Nach 
Zöllner*) erleidet die Mitte einer durch Druckerhöhung verbreiterten Linie 
eine Verschiebung nach derjenigen Seite des Spektrums, auf welcher die 
grösseren Werte des Absorptionsvermögens des glühenden Gases liegen. Bei 
Natriuradämpfen liegen dieselben nach der brechbareren Seite, es hätte dem- 
nach eine Verschiebung der Mitte der Linie nach Blau erwartet werden 
müssen. Wenn nun der von mir gemachten Beobachtung einer geringen 
Verschiebung nach der entgegengesetzten Seite des Spektrums Realität zu- 
erkannt wird, so kann diese Verschiebung nur durch Bewegung der Licht- 
quelle vom Beobachter weg erklärt werden und in der That hat sich der 
Komet zur Zeit der Beobachtung mit einer Geschwindigkeit von ca. 3 7 
Meilen im Visionsradius fortbewegt, was einer Verschiebung von etwa Vi* 
der Entfernung der D-Linien entsprechen würde, einer Grösse, die bei der 
angewandten Zerstreuung sehr gut wahrnehmbar ist. 



*) Berichte d. K. Sachs. Gesellsch. d. W. Okt. 1870. 

23* 



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— 17C - 

Wie schon an früheren Beobachtungstagen bemerkt wurde, waren die 
Natriumlinien nicht nur im Spektrum des Kometenkerus sichtbar, sondern 
erschienen auch recht intensiv in anderen Teilen des Kometen. Das von 
den glühenden Natriumdämpfen ausgehende Licht überragte an Intensität das 
sonstige eigene und das reflektierte Licht des Kometen so sehr, dass der 
Komet ohne Spektroskop gelblich erschien und als ich am 6. Juni den 
Spalt am Spektroskop weit öffnete, erschien, wie bei den Beobachtungen von 
Protuberanzen, die volle Form des Kometen in gelbem Lichte von der 
Wellenlänge D. 

Die ungünstige Witterung an den folgenden Tagen erlaubte keine wei- 
teren Beobachtungen, nur ganz kurze Zeit ist es am Vormittag des 10. Juni 
Herrn Dr. Müller gelungen, den Kometen dicht bei der Sonne zu sehen." 

Herr Prof. Bredichin in Moskau hat genau wie Herr Vogeldie Coin- 
cidenzen der bellen Linie mit D festgestellt und ebenso durch Öffnen des 
Spalts das monochromatische Bild des Kometenkernes gesehen. 

Herrn William Huggins ist es gelungen, das Spektrum dieses Kometen 
zu photographieren; am 31. Mai erhielt er eine Photographie nach einer 
Expositionsdauer von l 1 /* Stunde*). Zum Vergleich wurde auf derselben 
Platte das Spektrum von a Ursae majoris photographiert Das Kometen- 
spektrum zeigt sich lebhaft und kontinuierlich von F bis etwas über H hinaus. 
Fraunhofersche Linien lassen sich darin nicht erkennen. 001' Spalt des 
Spektroskops war beim Photographieren noch etwas weiter geöffnet worden 
als im gleichen Falle bei dem Kometen des vergangenen Jahres. Hierdurch 
müssen die Linien etwas weniger scharf werden, aber im Sternspektrum von 
« Ursae, das unter den gleichen Verhältnissen aufgenommen wurde, sind die 
Linien G und H sehr gut zu sehen. Hieraus schliesst Herr Huggins, dass 
der Teil des ursprünglichen Kometenlichtes, welcher ein kontinuierliches 
Spektrum giebt, in Vergleich zum reflektierten Sonnenlichte viel be- 
deutender ist beim gegenwärtigen Kometen, als bei demjenigen des ver- 
gangenen Jahres, und dass deshalb die dunklen Fraunhofer'schen Linien 
nicht sichtbar sind. Der sichtbare Teil des Spektrums zeigte auch Herrn 
Huggins die Thatsache (durch die gelbe Linie), dass der Komet von dem 
Typus der etwa 20 bisher spektroskopisch untersuchten Kometen sehr 
abweicht. 

Die Photographie des Spektrums zeigte, was zu erwarten war, dass 
diese beträchtliche Abweichung des Spektrums vom bisherigen Typus auch 
für die brechbareren Regionen (welche allein nur photographiert werden 
können) besteht. Die sehr starke ultraviolette Gruppe, welche dem Cya- 
nogen zugeschrieben wird, ist auf der photographierten Platte nicht sichtbar, 
und ebensowenig scheinen die hellen Gruppen zwischen G und h und 
zwischen h und H vorbanden zu sein. Der Kopf des Kometen erschien auf 
dem Spalt scharf und das kontinuierliche Spektrum mit scharfen Grenzen, 
entsprechend dem Kern, der bei diesen Kometen sehr bestimmt erschien. 
In dem kontinuierlichen Spektrum wurden wenigstens 5 Stellen mit grösster 
Helligkeit gesehen, welche sehr wahrscheinlich Gruppen von hellen Linien 
entsprechen, die in der Photographie nicht aufgelöst sind. Dass diese 
Interpretation richtig ist, findet Herr Huggins durch den Umstand bestätigt, 



•) Royal Society, Sitzung vom 15. Juni 1882. 



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— 177 — 



dass die hellen Stellen in der Photographie an einer Seite über das kon- 
tinuierliche Spektrum hinausragen. Diese Seite korrespondiert derjenigen, wo 
das Licht der Coma, an dem der Sonne zugewandten Teile des Kerns, auf den 
Spalt fiel. Es ist nicht möglich, mit Schärfe Anfang und Ende der Gruppen 
zu messen, da diese zu schwach sind. Die Wellenlängen der hellsten Teile 
sind: 4253, 4412, 4507, 4634, 4769. 

A. Herschel und Dr. v. Konkoly haben nachgewiesen, dass für die ver- 
schiedenen periodischen Meteorschwärme gewisse Verschiedenheiten im Spektrum 
vorhanden sind, und es ist daher nicht gar zu wunderlich, dass wir nun 
auch einen Kometen kennen, dessen Kopf unter dem Einfluss der Sonnen- 
wärme, chemische Verschiedenheiten im Vergleich zu den bisher bekannten 
Kometen zeigt, 



Methoden und Apparate zur Beobachtung der Sonne. 

Von Dr. Hugo Schröder.*) 

Die Beobachtung eines so intensiv Licht und Wärme ausstrahlenden 
Körpers wie unsere Sonne ist bekanntlich mit ganz besonderen Schwierig- 
keiten verknüpft. 

Für das ungeschützte Auge ist es höchst gefahrlich, in die Sonne zu 
blicken; nur Tieren, deren Pupille sich bis auf eine feine Öffnung zu 
schliessen vermag, wie der Adler, ist es möglich, ungestraft direkt in die 
Sonne zu sehen. 

Mit Hilfe eines Teleskops ohne Schutz die Sonne zu betrachten, wäre 
fast ebenso gefährlich, wie das Auge dem Fokus einer Brennlinse auszu- 
setzen. 

Man kann nun fragen, wie muss der Apparat beschaffen sein, um das 
Auge genügend zu schützen und gleichzeitig die Deutlichkeit des Sehens nicht 
zu beeinträchtigen? ~ 

Das Ideal eines solchen Apparates müsste die Wärmestrahlen voll- 
ständig ausschalten, die Lichtintensität so weit mildern, dass das Auge 
weder zu viel noch zu wenig Licht empfangt und den genauen Gang der 
Strahlen von der Sonne zum Auge in keiner Weise irritieren, sowie die 
volle Pupille des Auges zur Geltung kommen lassen und endlich die Sonne 
vollkommen in ihrer natürlichen, weissen Farbe zeigen. 

Diese Bedingungen sind weit schwieriger zu erfüllen, als es auf den 
ersten Blick wohl erscheinen mag, und ist auch dieses der Grund, dass wir 
erst der allerneuesten Zeit wirklich gute Apparate zur Beobachtung der 
Sonne verdanken. 

Beginnen wir beim denkbar einfachsten Apparat, einem sehr engen 
Diaphragma, etwa einem Nadelstich im Kartenblatt, so wird man finden, 
dass selbst bei der feinsten Öffnung die Intensität des Lichtes und der 
Wärmestrahlen eine noch recht erhebliche ist, während die Lichtbeugung 
jede Schärfe und Deutlichkeit des Bildes unmöglich macht. In ähnlicher 
Weise nachteilig wirkt solche starke Diaphragmierung auch auf Fernrohre. 

*) Aua der Zentral-Zeitung für Optik und Mechanik. II. Jahrg. No. 22. 



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— 178 - 



Statt durch Diaphraginierung das Licht und die Wärme zu schwächen, 
können wir Licht und Wärme absorbierende Medien anwenden. Eins der 
einfachsten und ältesten ist wohl das Berussen einer durchsichtigen Glas- 
platte durch Lampenschwalch. Nach der schwarzen Farbe des Lampenrusses 
zu urteilen, sollte man glauben, dass derselbe auch in durchgehendem Licht 
weisse Sounenbilder geben würde; dies ist jedoch nicht der Fall, diese fein- 
zerteilte Kohle erscheint in durchgehendem Licht dunkelrotbraun, sowie alle 
ähnlichen Kohleverbindungen, wie Pech, Teer etc. Ein Vorteil ist jedoch, 
dass der Russ ziemlich viel Wärme absorbiert, dagegen ist die Russschicht 
niemals so gleichförmig und dicht, dass nicht direktes Sonnenlicht durch 
unzählige feine Poren eindringt, wodurch das Bild und das Auge beein- 
trächtigt wird. Man kann nun sehr viele Körper, welche in feinen Schichten 
hinreichend durchsichtig sind, für diesen Zweck gebrauchen, so z. B. 
Steine, wie der Obsidian (rotbraun), geschmolzener Basalt (rotbraun) und 
viele ähnliche Materialien, ganz besonders aber gefärbte Glasflüsse. Sehr 
feine Metallschichten sind indes ganz besonders günstig zu diesem Zweck, 
denn die Metall-Oberfläche, welche der Sonne zugekehrt ist, entfernt das meiste 
Licht und die meiste Wärme durch Reflexion; während das durch gelassene 
Licht bei passender Dicke genügend geschwächt wird. Eine feine Goldschicht 
giebt z. B. ein dunkelgrünes Sonnenbild, eine Platinschicht ein graublaues, 
eine Silberschicht ein lebhaft blaues besonders schönes Sonnenbild. Es 
würde sich daher wohl der Mühe lohnen, einmal alle hierzu geeigneten 
Metalle einer genauen Prüfung zu unterziehen. Mau kann auch leicht bei 
der Herstellung derartiger feiner Metallniederschläge auf Glas durch un- 
gleichhohe Flüssigkeitsschicht die Dicke der Metallschicht konvergent 
machen, so dass man die feinste Abstufung in der Helligkeit des Sonnen- 
bildes in seiner Gewalt hat; nur ist eine notwendige Bedingung für gute 
Bilder, dass die Schicht nicht durch Poren unterbrochen ist Die farbigen 
Gläser, zu denen wir uns jetzt wenden, geben im allgemeinen kein so gün- 
stiges Resultat Mit alleiniger Ausnahme des roten, durch Kupferoxydul 
gefärbten Glases, welches ziemlich homogenes Licht von der Qualität des 
Spektrallichtes zwischen den Linien C und D durchlässt, ist bis jetzt kein 
hinreichend homogen farbiges Glas vorhanden. 

Das rote Glas hat ausserdem noch den Nachteil, dass es sehr wenig 
Wärmestrahlen absorbiert und dem Auge die Sonne in einer wahrhaft 
diabolischen, dasselbe anstrengenden Beleuchtung zeigt. Die grünen 
Gläser, welche vielmehr Wärmestrahlen absorbieren, geben auch ein dem 
Auge viel angenehmeres Bild, lassen jedoch noch einen Teil der gelben und 
blauen Strahlen durch und geben aus diesem Grunde viel weniger scharfe 
Bilder als die roten Gläser. Die schlechtesten sind jedoch in dieser Hin- 
sicht die blauen und violetten Gläser. Das schöne blaue Kobaltglas lässt 
z. B. einige grüne Strahlen und sehr viel rote in der Gegend der Linie C 
durch. 

Es wird als selbstredend vorausgesetzt, dass solche Gläser die genügende 
Dicke für die richtige Helligkeit des Sehens besitzen, mit planparallelen 
Flächen versehen und ohne Schlieren und Blasen sind; auch dürfen es keine 
sogenannten Überfanggläser sein, welche aus zusammengeschweisstem farbigen 
und weissen Glase bestehen, daher sehr undeutliche Bilder geben. 

Das fehlerfreie Resultat, das man durch ein einzelnes Farbenglas nicht 



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170 - 



erreiche» kann, lässt sich bei weitem besser durch eine Kombination 
mehrerer erreichen. 

Würde man hinreichend homogenfarbige grüne Gläser besitzen, so könnte 
man dieselben bei richtigem Dickenverhältnis leicht mit den obigen roten 
Gläsern nach dem Prinzip der komplementären Farben verbinden, um da- 
durch weisse Sonnenbilder zu erhalten. Da man jedoch kein homogenes 
Grün besitzt, so ist es durch eine Kombination zweier Gläser unmöglich, 
ein weisses Sonnenbild zu erzeugen. Weit eher lässt sich durch drei Gläser 
eine gute Kombination erhalten z. B. rot, grün und violett. Solche Gläser 
werden jedoch sehr dick und geben durch ihre 6 Oberflächen kein besonders 
scharfes Bild. Vereinigt man jedoch solche Glasflüsse in passender Weise 
durch Schmelzung zu einer einzigen Masse, so erhält man sehr nahe 
ein weisses Sonnenbild; und nennt man solche Gläser wegen der weissen 
Bilder, welche dieselben geben, Neutralsonnen gl äser. 

Diese schwer gut neutral und homogen zu erhaltenden Gläser haben 
übrigens noch den Nachteil der grossen Weichheit und Leichtflüssigkeit der 
Glasmasse; immerhin sind es noch die besten Blendgläser, welche bis jetzt 
hergestellt sind. 

Eine vorzügliche Kombination dieser Art ist, ein Neutralglas etwas zu 
hell für direkte Beobachtung und mit einem Stich ins Gelbliche auf der 
der Sonne zugekehrten Seite schwach versilbert, welches das meiste Sonnen- 
licht reflektiert und das durchgehende Licht vollkommen weiss erscheinen 
lässt, da das Blau der Silberschicht sich mit dem Überschuss des gelben 
Lichts zu weissem Licht verbindet. Der einzige Nachteil, den auch diese 
Kombination hat, ist der, dass bei längerer Einwirkung der Sonnenstrahlen 
die molekulare Struktur des Silbers zerstört wird. 

Man kann natürlich auch statt farbiger Gläser farbige Flüssigkeiten 
zur Absorption des Sonnenlichts anwenden, aber auch diese geben durchaus 
kein besseres Resultat wie farbige Gläser und haben ausserdem den grossen 
Nachteil, dass durch die Absorption der Wärmestrahlen Bewegungen und 
Schlieren in der Flüssigkeit entstehen, welche in sehr kurzer Zeit alle Deut- 
lichkeit und Schärfe des Bildes unmöglich machen. Der ältere Hörschel 
wandte z. B. bei seinen grossen Teleskopen die gewöhnliche Galläpfeltinte in 
einem Glastrog mit Planparallelwänden an, doch sollen die Sonnenbilder nur 
in der ersten Viertelstunde der Beobachtung gut gewesen sein. Die reine 
Galläpfeltinte giebt auch nahezu neutrale Sonnenbilder. 

Die Anwendung der farbigen Gläser ist sehr alt, dieselben wurden bald 
nach Erfindung des Fernrohrs von Schein er und anderen zur Beobachtung 
der Sonne angewandt; indes nicht wie jetzt meistens zwischen dem Okular 
und dem Auge des Beobachters, sondern es wurde zur Herstellung der ein- 
fachen Objektivlinsen farbiges Glas verwendet. 

Die Intensität des Sonnenlichts lässt sich bekanntlich auch durch Reflexion 
schwächen. Man könnte hierzu Flüssigkeitsoberflächen verwenden, indes 
setzt dies eine vollkommene Ruhe der Flüssigkeit voraus, welche jedoch 
schwer zu erreichen ist, und findet auch durch die Einwirkung der Sonnen- 
wärme eine schädlich wirkende Verdampfung der Flüssigkeit statt, durch 
welche Verdampfung und Bewegung der Flüssigkeitsoberfläche die Deutlich- 
keit des Bildes beeinträchtigt wird. 

Viel günstiger verhalten sich für diesen Zweck die festen Körper mit 



— 180 — 



planen Oberflächen. Es findet freilich auch hier eine Deformierung de3 
Planums durch Einwirkung der Sonnenwärme statt, so dass sich die Plan- 
fläche allmählich in eine konvexe Fläche durch ungleiche Ausdehnung ver- 
wandelt, sowie auch das erwärmte Planum Schlieren und Strömungen in der 
umgebenden Luft erzeugt. Die durchsichtigsten Medien sind daher die 
besten für diese Zwecke, und begrenzt man am besten solche Körper durch 
zwei planpolierte Oberflächen, von denen die erste das zu benutzende 
Sonnenbild erzeugt, die zweite das überflüssige Sonnenlicht durchlässt Da 
jedoch diese zweite Fläche auch ein Sonnenbild durch innere Reflexion er- 
zeugt, welches schädlich auf die Deutlichkeit des ersteren einwirken könnte, 
so entfernt man dasselbe entweder durch Mattieren der zweiten Fläche, 
welche man am besten durchscheinend lässt und nicht schwärzt, da die 
Schwärze durch die starke Absorption sich zu sehr erhitzt und die Flächen 
zu stark deformiert Ein anderes Verfahren besteht auch darin, dass man 
die zweite polierte Fläche so stark gegen die erste neigt, dass das zweite 
Bild ausserhalb des Sehfeldes liegt (Spörer'sches Sonneuprisma). 

Eine einzige Reflexion schwächt das Sonnenlicht jedoch noch lange 
nicht genügend für direkte Beobachtung; man kann indes vorteilhaft ab- 
sorbierende Mittel, wie schwache Neutralgläser, hiermit verbinden. Für 
alleinige Schwächung durch Reflexion sind deren vier Reflexionen von Glas- 
oberflächen noch nicht völlig genügend, und ist es daher notwendig, ein an- 
deres Hilfsmittel, z. B. die Polarisation des Lichtes, hierbei zu Hilfe zu 
nehmen. Nach diesem Prinzip ist das bekannte vortreffliche Secchische 
Polarisations-Helioskop konstruiert. 

Dieses Polarisations-Helioskop besteht aus vier paarweis parallel stehen- 
den reflektierenden Planflächen, die unter dem Polarisationswinkel gegen das 
einfallende Licht geneigt sind. Die Schwächung durch Reflexion ist dann 
nahezu (y«&) 4 = 390625 mal. Diese Schwächung würde kaum bei sehr 
tiefem Sonnenstande ausreichend sein, so dass es notwendig ist, bei höherem 
Sonnenstande eine grössere, am besten variable Schwächung erreichen zu 
können. Dies wird nun erreicht, indem das zweite Spiegelpaar sich gegen 
das erste im Azimut drehen lässt, wodurch das Licht polarisiert wird. In 
paralleler Stellung der Spiegel findet sonach eine Schwächung des Lichtes 
von 390625 mal statt, während bei einer Drehung im Azimut von 90° die 
Intensität des Lichtes nahe Null ist. Diese Einrichtung ist für feine Sonnen- 
beobachtungen von grossem Wert, da dieselbe die feinste Helligkeits-Modi- 
fikation gestattet, wie solche für den jeweiligen Sonnenstand, Durchsichtig- 
keit der Atmosphäre, dem Auge des Beobachters, der Lichtstärke des In- 
struments angepasst ist. Ausserdem werden alle Strahlen des Spektrums 
genau gleichviel geschwächt, so dass man ein absolut weisses Sonnenbild, 
das ausserordentlich viel Detail zeigt, erhält. Secchi ist es daher auch ge- 
lungen, in der klaren italienischen Luft die zarten rosa Schleier auf den 
Sonnenflecken zu beobachten, welche bekanntlich durch ausströmendes glühen- 
des Wasserstoffgas auf der Sonne entstehen. 

Notwendig ist es, um die Deformation der vier Spiegel durch Wärme 
(welche die Deutlichkeit sehr beeinträchtigt) möglichst zu verringern, wenig- 
stens die erste Reflexion durch eine Fläche eines keilförmigen Prismas zu 
erzeugen; die zweite Reflexion durch einen auf der Rückseite mattierten 
Spiegel und erst die dritte Hnd vierte Reflexion durch auf der Rückseite ge- 



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schwärzte Spiegel; wenigstens im Fall der Anwendung dieses Apparats auf 
grosse lichtstarke Instrumente. 

Vergleicht man das Bild der Sonne durch alle vorher beschriebenen 
Mittel, so wird mau finden, dass keines die Leistung dieses Secchischen 
Apparates erreicht, wenn auch bei dem diesem am nächsten stehenden, dem 
Spörerschen Sonnenprisma mit neutralem Sonnenglas, die Bilder schwärzer 
und eleganter erscheinen. 

Prof. Zenger in Prag hat in neuester Zeit, von einem andern Prinzip 
ausgehend, einen verhältnismässig einfachen höchst vortrefflichen Sonnen- 
apparat konstruiert. Dieser Apparat beruht allerdings auch auf Schwächung 
des Sonnenlichts durch Reflexion, jedoch nicht durch die Anwendung vieler 
Flächen, sondern einer einzigen, wodurch die Fehlerquellen sehr verringert 
werden. Zenger benutzt die Reflexion, welche an der Verbindungsfläche 
zweier brechender Medien entsteht, die um ein Minimum in ihrer Brechungs- 
konstante verschieden sind. Durch diese höchst geniale Idee ist es möglich, 
die Schwächung durch eine einzige Reflexion so tfeit zu treiben, dass das 
Sonnenbild dem Auge des Beobachters in der richtigen Intensität erscheint 
Das übrige Sonnenlicht tritt in der Richtung der Fernrohrachse direkt ins 
Freie, wie durch eine planplane Platte. 

Prof. Zenger vereinigt zu diesem Zweck zwei rechtwinklig gleichschenk- 
lige Crownglasprismen mit ihren beiden Hypothenusenflächen durch Zemen- 
tierung mit Kanadabalsam. 

Der hieraus entstehende Glaskubus wird zwischen Objektiv und Okular 
nahe dem letzteren eingeschaltet, so dass eine Kubus-Seite senkrecht zur 
optischen Achse des Fernrohrs steht, die anliegende Seite des Kubus senk- 
recht zu dem um 90° gegen die Fernrohrachse geneigten Okular. 

Um die doppelte Reflexion, welche von der vordem und hintern Balsam- 
fläche herrührt, möglichst zu vermeiden, muss die Balsamschicht so dflnn 
sein, dass sie fast die Farben dünner Blättchen zeigt. 

Ein ähnliches Verfahren des Prof. Prazmowsky, welcher auf dieselbe 
Idee schon im Jahre 1874 gekommen war, und es in den Compte Rendus Band 
79. 33 beschrieben hat, führt zu besseren Resultaten. Er kittet zwei recht- 
winklige Prismen mit den Hypothenusen zusammen, deren eines den Index 

n, das andere den Index n' hat, und nimmt — so klein als möglich. Für 
ii 

q< 1 wird unter dem Einfallswinkel i = 45° das Licht total polarisiert. 

Zwei solcher Kuben gekreuzt (deren Konstanten n und n' nur sehr wenig 
differieren), löschen gekreuzt das Licht der Sonne total aus. 

Um die doppelten Bilder zu vermeiden, nimmt Prof. Prazmowsky den 
Index des Zements entweder gleich n oder gleich n\ so dass nur eine 
Keflexion überhaupt stattfinden kann. Für grosse Objektive, bei welchen 
eine starke Erhitzung der Prismen zu befürchten steht, schlägt Prof. Zenger 
vor, die beiden Prismen durch eine Presse in direkten Kontakt zu bringen, 
während Prof. Prazmowsky die oben erwähnten keilförmigen Reflexions- 
Prismen von 17° Winkel unter 45° gegen die Fernrohrachse geneigt, em- 
pfiehlt, ähnlich dem oben erwähnten Spörerschen Prisma. Prof. Pickering 
machte schon 1871 in der „Nature" den Vorschlag, die zu einem GlaS- 
SiriM 1882. H#ft 8. 24 



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Würfel zusanimengekitteten , rechtwinkligen Glasprismen zu Sonnenbeobach- 
tungen zu verwenden. 

Die Intensität des reflektierten Lichtes beträgt bei einem Einfallswinkel 

i = 45° und bei Index 4= 1»01 gleich OA L^ des einfallenden Lichtes; bei 

= 1,001 = QA JL ftA des einfallenden Lichtes. Aus dieser grossen Empfind- 
n 20UU000 

liebkeit gegen kleine Indexdifferenzen folgt, dass der Index des Zements sehr 
konstant auf der ganzen Fläche sein muss, wenn solche nicht durch un- 
gleiche Intensität des reflektierten Lichtes dem Auge scheckig erscheinen 
soll. Bei Kanadabalsam und dem entsprechenden Crownglas erscheint das 
Mild der Sonne nicht absolut weiss, sondern mit einem Stich ins Blaue, da 
die Brechungsindices nicht eine konstante Differenz in beiden Medien für 
das ganze Spektrum haben. Die gleichzeitige Anwendung der Polarisation 
ist bei diesen Sonnenprismen auch das vorzüglichste Mittel, um die feinsten 
Abstufungen der Helligkeit bei möglichst weissem reinen Bilde zu erzielen. 

Ich kombiniere daher das Zengersche Prisma mit einem durch ein 
Kalkspath-Prisma polarisierenden Okular und erhalte durch diese Kombination 
die feinste Nüancierung in der Intensität des Sonnenbildes. 

Ausser alleu vorhergehenden Methoden ist schon in der ältesten Zeit 
zuerst von dem oben erwähnten Jesuit Scheiner die Projektiou der Sonne 
zur Beobachtung der Sonnenoberfläche mit Erfolg angewendet worden. 

Man wendet hierzu das ganze Instrument mit Objektiv und Okular an 
und fängt das Bild der Sonne in einiger Entfernung auf einer zur Fernrohr- 
achse senkrecht stehenden weissen Fläche auf. Man kann diese Kombination 
etwa so betrachten wie ein astronomisches Okular, welches von dem Sonnen- 
bilde im Brennpunkt des Objektivs ein vergrößertes Bild, ähnlich den Bild- 
mikroskopen, entwirft. Man kann daher auch ein negatives Okular zu 
diesem Zweck verwenden, und geben aplanatische Negativlinsen, hierzu ange- 
wendet, die schönsten vollkommensten Bilder. 

Zum Zweck des Nachzeichnens der Sonnenflecke ist diese Methode eben- 
falls sehr brauchbar, wenn das Fernrohr und die weisse Projektionsfläche 
durch Uhrwerk der täglichen Drehung der Erde folgt. Dieses Bild lässt sich 
auch photographisch fixieren, wie die ausgezeichneten Erfolge von Janssen in 
Meudon bei Paris gezeigt haben; die Photographieen zeigen die feinsten 
Details der Sonnenoberfläche in einer Weise, dass es bis jetzt nicht möglich 
war, feinere Details durch das beste Helioskopische Okular durch direkte 
Beobachtung zu sehen, wobei sich noch der grosse Vorteil des ausserordentlichen 
Gesichtsfeldes bietet, durch welches man die ganze Sonne auf einmal über-, 
sehen kann. Die Expositionszeit ist bei uassen Platten bereits so kurz, dass 

solche nur VA -- Sekunde betragt, und wirken unter diesen Umstanden nur 
oUUU 

die blauen Strahlen der Partie G im Spektrum, wodurch es möglich wird, 
sogar einfache unachromatische Linsen bester Form mit Erfolg hierzu ver- 
wenden zu können. 

Sehr wichtig ist ausserdem bei allen Sonnenbeobachtuugen, zu beachten, 
dass sich die Luft im Innern des Tubus durch den Lichtkegel der Sonne 
nicht zu sehr erhitzt, da durch Wallung der Luft die Schärfe des Bildes 



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beeinträchtigt wird. Man thut am besten, das Objektiv von Zeit zu Zeit zu 
bedecken und die Beobachtung zu unterbrechen. John Herschel hat in 
dieser Richtung einen sehr schönen Vorschlag gemacht, der jetzt von Sir 
Henri Bessemer mit einer Linse von 50 Zoll engl. Öffnung ausgeführt wird. 
Herschel schlägt vor, eine bikonkave Linse von gewöhnlichem Glase -als 
Hohlspiegel zu einem Spiegelteleskop anzuwenden, deren eine Fläche genau 
parabolisch geschliffen ist, um das Souuenbild zu erzeugen, während die 
andere Fläche dazu dient das Licht zu zerstreuen. In diesem Fall wird etwa 
nur 5 °/o des einfallenden Lichts reflektiert, die übrigen 95 °/ 0 ins Freie 
zerstreuet. Eine merkliche Erhitzung der Luft kann daher nicht stattfinden. 
Als Fangspiegel könnte man in diesem Fall ein Zengersches Prisma ver- 
wenden, und hätte sonach vollkommen fehlerfreie, man könnte fast sagen 
kalte Sonnenbilder zur Disposition. 

Foucault wendete für diesen Zweck auf der Aussenfläche dünn ver- 
silberte Objektive an, welche auch vortrefflich wirkten, doch haben beide 
Kombinationen den Nachteil, dass diese Instrumente zu weitern Beobach- 
tungen, wie zur Sounenoberfläche, nicht brauchbar sind. 

Es steht zu wünschen, dass uns die Zukunft noch mit der Erfindung 
neuer, noch vortrefflicherer Sonnenapparate beschenken möge, damit unsere 
Erkenntnis dieses hochinteressanten Körpers, dem wir alle Leben und Wärme 
verdanken, dadurch erweitert werde. 



Die Erhaltung der Sonnen-Energie. 

Die Frage nach der Erhaltung der Sonnen-Energie hat stets das leb- 
hafteste Interesse der besten Astronomen und Physiker erregt Man hat die 
Menge der von der Sonne ausgestrahlten Wärme annähernd auf etwa 
18 000 000 Wärmeeinheiten pro Quadratfuss ihrer Oberfläche für die Stunde 
berechnet. W r äre die Sonne von einer festen Hohlkugel umgeben, deren 
Radius gleich dem mittleren Abstände der Erde von der Sonne ist, so 
würde dieselbe diese gesamte Wärmemenge auffangen. Da aber die Erde 
von der Sonne aus nur einen scheinbaren Durchmesser von 17 Sekunden 
hat, so kann sie nur den 2250 millionsten Teil dieser Wärme erhalten, 
während der Rest in den Raum zerstreut wird und verloren geht 

Trotz dieses* gewaltigen Wärmeverlustes nun hat die Temperatur seit 
Jahrhunderten nicht merklich abgenommen, und es wurden, um diese Er- 
haltung der Sonnen-Energie zu erklären, viele Hypothesen aufgestellt; so 
von Herrn Helmholtz die Schrumpfungstheorie der Sonnenmasse, von 
andern wurden chemische Vorgänge oder das Hineinstürzen von Meteor- 
massen, oder endlich die einfache Überführung von Wärme aus dem Innern 
einer flüssigen Sonne nach ihrer Oberfläche zur Erklärung herangezogen; 
dieser letzteren Hypothese hängen die Herren William Thomson, Stokes 
und andere hervorragende Physiker au. 

Aber sämtliche, bisher aufgestellte Hypothesen kommen nur darauf 
hinaus, zu zeigen, dass der Energie- Verbrauch der Soune durch Zerstreuung 
in den Raum nicht ausschliesslich nach dem Verlust ihrer merklichen 
Wärme abzumessen sei, dass sie vielmehr noch als Leuchte fortexistierep 

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werde, indem mau einen bestimmten, wenn auch noch so grossen Vorrat vou 
Energie zu Hilfe herbeizieht. Ein wirkliche Lösung dieses Problems kann 
aber nur eine Theorie liefern, nach welcher die strahlende Energie, von der 
man jetzt annimmt, 'dass sie in den Kaum zerstreut werde und für unser 
Sonnensystem verloren sei , aufgefangen und in einer anderen Form zur 
Sonne zurückgebracht werden könnte, um dort die Arbeit der Sonnen- 
strahlung fortzusetzen. 

Eine solche Theorie hat nun Herr C. William Siemens in einer der 
Royal Society am 2. März vorgetragenen Abhandlung aufgestellt, der wir, 
nach der „Nature" das nachstehende entnehmen: 

„Für den Zweck meiner Theorie wird angenommen, dass. der Fixstern- 
raum angefüllt sei mit höchst verdüunten, gasigen Massen, welche Wasser- 
stoff, Sauerstoff, Stickstoff, Kohlenstoff und deren Verbindungen neben festen 
Substanzen in Staubform enthalteu. Unter diesen Umständen wird jeder 
Planet eine Atmosphäre an sich zieheu, deren Dichte vom relativen An- 
ziehungsvermögen abhängt, und es wird die Annahme zulässig sein, dass die 
schwereren und weniger diffundierbaren Gase ihren Stapelplatz in diesen 
Atmosphären bilden werden, das heisst, dass diese meist aus Stickstoff, Sauer- 
stoff und Kohlensäure bestehen werden, während Wasserstoff und seine Ver- 
bindungen im Räume vorherrschen werden. 

Das Planetensystem als Ganzes wird aber auch eine Anziehung ausüben 
auf die gasige Masse, die durch den Raum zerstreut ist, und es wird daher 
umgeben sein von einer interplanetaren Atmosphäre, welche den Zwischen- 
raum ausfüllt zwischen den Atmosphären der Plaueten und dem ungemein 
verdünnten Sternraum. 

Zur Stütze dieser Anschauung möge darauf hingewiesen werdeu, dass. 
wenn man die Molekulartheorie der Gase, wie sie von Clerk Maxwell, 
Clausius und Thomson entwickelt worden, bis in ihre Konsequenzen ver- 
folgt, es schwer wird, einer Gasatmosphäre im Räume überhaupt eine Grenze 
anzuweisen, und dass ferner viele Autoren, unter denen ich Grove, Hum- 
boldt, Zoellner und Mattieu Williams anführen will, entschieden die 
Existenz eines mit Materie erfüllten Raumes behauptet haben, und dass 
selbst Newton, wie Dr. Sterry Hunt mitteilt, Anschauungen zu Gunsten 
einer solchen Annahme Ausdruck gegeben. Weiter haben wir die Thatsachen, 
dass Meteoriten, deren Flug durch den Sternen- oder mindestens durch den 
interplanetaren Raum plötzlich aufgehalten wird, indem sie mit unserer Erde 
in Kollision geraten, wie bekannt das sechsfache ihres eigenen Volumens an 
Gasen enthalten, bei Atmosphärendruck berechnet; und Dr. Flight hat in 
allerjüngster Zeit der Royal Society die Analyse der Gase mitgeteilt, die 
von einem solchen Meteoriten unmittelbar nach seinem Fallen gewonnen 
worden; sie bestanden aus: C0 8 0,12, CO 31,88, H 45,79, CH< 4,55 und 
N 17,66. Es scheint überraschend, dass kein Wasserdampf gefunden worden, 
wenn man erwägt, dass viel Wasserstoff und Sauerstoff mit Kohlenstoff ver- 
bunden gewesen; aber vielleicht entging der Wasserdampf der Beobachtung, 
oder er wurde in grösserem Verhältnis als die anderen Gase durch die 
äussere Wärme ausgetrieben, während der Meteorit durch unsere Atmosphäre 
ging. Die Ansichten stimmen darin überein, dass die in den Meteoriten 
eingeschlossen gefundenen Gase unmöglich in ihre Verbindung hätten ein- 
treten können während der sehr kurzen Zeit des Durchgangs durch unsere 



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— 185 — 



Atmosphäre; aber wenn darüber noch ein Zweifel vorhanden wäre, inüsste 
er durch die Thatsacbe beseitigt werden, dass das vorzugsweise umschlossene 
Gas Wasserstoff ist, der in keiner bemerkenswerten Menge in unserer Atmo- 
sphäre enthalten ist 

Ein weiterer Beweis dafür, dass der Fixsternraum mit gasiger Substauz 
erfüllt ist, wird geliefert von der Spektralanalyse; und nach den jüngsten 
Untersuchungen von Dr. Huggins und anderen scheint es, dass der Kern 
der Kometen sehr viel von denselben dasen enthält, die man in den 
Meteoriten eingeschlossen gefunden, nämlich Kohlenstoff, Wasserstoff, Stick- 
stoff und wahrscheinlich Sauerstoff, während nach den von De war und 
Liveing entwickelten Anschauungen er auch Stickstoff- Verbindungen, wie 
Cyan, enthält. 

Gegen die Annahme, dass der interplanetare Kaum mit Gasen erfüllt 
ist, wird angeführt, dass die Gegenwart gewöhnlicher Materie zur Folge 
haben müsste eine merkliche Verzögerung derjenigen Planetenbewegung, wie 
sie sich vor dieser hat fühlbar gemacht; aber wenn man annimmt, dass 
die den Kaum füllende Materie eine fast vollkommene Flüssigkeit und 
durch Grenzflächen nicht eingeschlossen ist, so kann man nach rein mecha- 
nischen Prinzipien zeigen, dass die Verzögerung durch Keibuug von einem 
so verdünnten Medium in Wirklichkeit sehr klein sein muss, selbst für die 
planetaren Geschwindigkeiten. 

Aber es könnte behauptet werden, dass, wenn die hier entwickelten An- 
schauungen in betreff der Verbreitung der Gase richtig wären, die Sonne die 
Hauptmasse der am weuigsteu diffundierbaren Gase, und daher auch die 
schwersten, wie Kohlensäure, Kohlenoxyd, Sauerstoff und Stickstoff angezogen 
haben würde, während die Spektralanalyse im Gegenteil ein Vorherrschen des 
Wasserstoffs ergeben hat. 

Zur Erklärung dieser scheinbaren Abweichung kann in erster Reihe 
darauf hingewiesen werden, dass die Temperatur der Sonne so hoch ist, dass 
solche zusammengesetzten Gase wie Kohlensäure und Kohlenoxyd in ihr 
nicht existieren können, da ihre Dissociations- Temperatur unterhalb der 
Temperatur der Sonne liegt. Es ist auch von Herrn Lock y er behauptet 
worden, dass kein Metalloid bei diesen Temperaturen bestehen könne, ob- 
wohl in betreff des Sauerstoffs Dr. Drap er seine Existenz in der Sonnen- 
atniosphäre behauptet. Aber es müssen Gebiete ausserhalb dieser Wärme- 
grenze vorhanden sein, wo ihre Existenz nicht durch die Wärme beein- 
trächtigt wird, und hier würde eiue bedeutende Anhäufung dieser verhält- 
nismässig • schweren Gase, welche unsere Atmosphäre bilden, wahrscheinlich 
erfolgen, wenn nicht eine das Gleichgewicht herstellende Thätigkeit vorhan- 
den sein würde. 

Ich komme nun zu einem Punkte meiner Betrachtung von prinzipieller 
Bedeutung, von dessen Begründung meine weiteren Schlussfolgerungen ab- 
hängen müssen. 

Die Sonne vollendet eine Umdrehung um ihre Achse in 25 Tagen, und 
wenn man ihren Durchmesser zu 882000 miles nimmt, so folgt, dass die 
Tangentialgeschwindigkeit auf 1,25 miles in der Sekunde steigt oder auf 
4,41 mal die Taugentialgeschwindigkeit unserer Erde. Diese grosse Rotations- 
geschwindigkeit der Sonne muss eine Erhebung der Sonnenatmosphäre am 
Äquator erzeugen, welcher Mairan im Jahre 1731 die Erscheiuung des 



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— 186 — 

Zodiakallichtes zuschrieb. Laplace verwarf dessen Erklärung, weil das 
Zodialkallicht sich bis zu einem Abstände von der Sonne erstrecke, der 
grösser ist als unsere Entfernung, während die äquatoriale Erhebung der 
Sonnenatmosphäre infolge der Rotation nicht 9 / 20 des Merkur- Abstandes über- 
steigen könne. Aber es muss daran erinnert werden, dass Laplace seine 
Berechnung basierte auf die Hypothese eines leeren Fixsternraumes (der mit 
dem imaginären Äther erfüllt ist), und dass das Resultat der Sonnenrotation 
ein ganz verschiedenes ist, wenn man annimmt, dass sie in einem unbe- 
grenzten Medium stattfinde. In diesem Falle werden die Drucke ringsherum 
in Gleichgewicht sein, und die Sonne würde mechanisch auf die sie um- 
gebende, schwimmende Materie nach Art eines Fächers wirken, indem sie 
dieselbe auf den Sonnenoberflächen nach sich selbst zieht und nach aussen 
fortschleudert in einem ununterbrochenen scheibenförmigen Strome. 

Es wird angenommen, dass durch diese Fächerwirkung Wasserstoff, 
Kohlenwasserstoffe und Sauerstoff in enormen Mengen nach den Polarfläcben 
der Sonne gezogen werden; während ihrer allmählichen Annäherung werden 
sie von dem Zustande äusserster Verdünnung und äusserster Kälte übergehen 
in den der Kompression, die von Temperaturerhöhung begleitet ist, bis sie, 
wenn sie der Photosphäre nahe kommen, in Flammen ausbrechen, eine 
grosse Wärmeentwickelung veranlassen und eine Temperatur, die im Ver- 
. hältnis steht zu ihrem Dissociationspunkt bei der Sonnendichte. Das Resul- 
tat ihrer Verbrennung wird Wasserdampf und Kohlensäure oder -Oxyd sein, 
je nachdem Sauerstoff genügend oder nicht genügend zugegen ist, um die 
Verbrennung zu vollenden, und diese Verbrennungsprodukte werden dem Ein- 
flüsse der Zentrifugalkraft folgend, nach dem Sonnenäquator fliessen und von 
dort aus in den Raum geschleudert werden. 

Die nächste zu erörternde Frage ist: Was wird aus diesen Verbrennungs- 
produkten, wenn sie in den Raum zurückgekehrt sind? Offenbar werden sie . 
allmählich die Beschaffenheit der Stern-Materie ändern, indem sie dieselbe 
immer mehr neutral machen; aber ich wage die Möglichkeit oder die Wahr- 
scheinlichkeit aufzustellen, dass die Sonnenstrahlung unter diesen Umständen 
dazu beitragen werde, die verbundenen Substanzen zurückzuführen zu einem 
Zustande des Getrenntseins durch einen Dissociationsprozess , der zur Wirk- 
samkeit kommt auf Kosten jener Sonnen-Energie, von der man jetzt an- 
nimmt, dass sie für unser Planetensystem verloren gehe. 

Nach dem Dissociationsgesetz, wie es von Bunsen und Sainte-Claire 
Deville entwickelt worden, hängt der Dissociationspunkt verschiedener Ver- 
bindungen ab einerseits von der Temperatur, andererseits vom Drucke. Nach 
Sainte-Claire Deville ist die Dissociationsspannung des Wasserdampfes 
bei Atmosphärendruck und bei 2800° C. 0,5, d. h. nur die Hälfte des 
Dampfes kann als solcher existieren, während die andere Hälfte ein mecha- 
nisches Gemisch von Wasserstoff und Sauerstoff ist: aber mit dem Drucke 
steigt und fallt auch die Dissociationstemperatur wie die Temperatur des ge- 
sättigten Dampfes steigt und fallt mit seinem Drucke. Es ist daher be- 
greiflich, dass die Temperatur der Sonnenphotosphäre durch Verbrennung auf 
über 2800° C. gehoben werden, die Dissociation im Räume aber bei einer 
niedrigeren Temperatur erfolgen kann. 

Diese Untersuchungen beziehen sich jedoch nur auf Wärmen, die 
mittels Pyrometer gemessen werden, und erstrecken sich nicht auf die Wir- 



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— 187 — 



hingen der strahlenden Wärme. Dr. Tyndall hat durch seine erschöpfen- 
den Versuche gezeigt, dass Wasserdampf und andere Gasverbinduugen 
strahlende Wärme in sehr bemerkenswertem Grade auffangen, und dies ist 
ein anderer Beleg dafür, dass die aus einer Quelle hoher Intensität strahlende 
Energie eine Dissociationskraft besitzt, die weit die messbare Temperatur 
übertrifft, auf welche der verbundene Körper unter ihrer Einwirkung erwärmt 
wird. So werden Kohlensäure und Wasser in den Blattzellen der Pflanzen 
dissociert unter dem Einfluss der direkten Sonnenstrahlen bei der gewöhn- 
lichen Sommertemperatur, und Versuche, mit denen ich nahezu drei Jahre 
beschäftigt gewesen, beweisen, dass dieses Dissociationsvermögen auch er- 
halten wird unter dem Einfluss der Strahlen des elektrischen Bogens, ob- 
wohl sie nicht hervorgebracht wird durch Strahlungs-Energie, wie sie durch 
Verbrennung von Öl und Gas erzeugt wird. 

Der Dissociationspunkt von Wasserdampf und Kohlensäure kann aber 
durch direkten Versuch bestimmt werden. Er hat meine Aufmerksamkeit 
vor einigen Jahren erregt, "aber ich trug Bedenken, die qualitativen Resultate, 
die ich damals erhalten, zu veröffentlichen, in der Hoffnung, quantitative 
Belege zu erhalten. 

Diese Experimente bestanden in der Anwendung von Glasröhren, die 
mit Platin-Elektroden versehen und mit Wasserdampt oder mit Kohlensäure 
in gewohnter Weise gefüllt waren, die letztere war versehen mit kaustischem 
Natron, um den Dampfdruck durch Erwärmen zu regulieren. Durch Ein- 
tauchen des einen Endes der Röhre, die mit Wasser gefüllt war, in eine 
Kältemischung von Eis und Chlorcalcium wurde die Temperatur an diesem 
Kude reduziert auf — 32° C, entsprechend einem Dampfdruck von Visoo 
Atmosphäre nach Regnault. Bei einer solchen Abkühlung erfolgte keine 
elektrische Entladung, wenn man die beiden Elektroden mit einer kleinen 
Indnktionsrolle verband. Ich exponierte dann das aus der Kältemischung 
herausragende Ende, nachdem es in weisses Papier gehüllt worden, der 
Sonnenstrahlung an einem klaren Sommertage mehrere Stunden lang, und 
als ich wiederum mit dem Induktorium verband, wurde eine Entladung er- 
halten, offenbar die eines Wasserstoffs- Vakuums. Da dies Experiment wieder- 
holt unverkennbare Belege bot, glaubte ich, dass Wasserdampf dureh Ex- 
ponieren der Sonnenstrahlung dissociiert worden. Die C0 2 -Röhren gaben aber 
weniger zuverlässige Resultate. Nicht befriedigt von diesen qualitativen Re- 
sultaten, traf ich Anordnungen, die so erzeugten permanenten Gase mittels 
einer Sprengeischen Pumpe zu sammeln, aber aus Mangel an Zeit war ich 
verhindert, die Untersuchung zu verfolgen, die ich jedoch in kurzem wieder 
aufzunehmen beabsichtige, da ich der Meinung biu, dass, unabhängig von 
meiner jetzigen Spekulation, die Versuche für die Erweiterung unserer Kennt- 
nisse von den Dissociationsgesetzen nützlich sein werden. 

Nimmt man für den vorliegenden Zweck au, dass die Dissociation de9 
Wasserdampfes in dem beschriebenen Versuch wirklich stattgefunden hat, 
and nimmt man weiter an, dass der Sternraum angefüllt ist mit Wasser 
oder anderem Dampf, dessen Dichte nicht V 2000 unserer Atmosphäre über- 
trifft, so scheint es vernünftig anzunehmen, dass eine Dissociation durch die 
Sonnenstrahlen bewirkt wird, und dass die Sonnenenergie in dieser Weise 
verwertet wird. Die Gegenwart von Kohlensäure und Kohlenoxyd wird nur 
dazu dienen, die Zersetzuug des Wasserdampfes zu beschleunigen, indem sie 



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— 188 



Substanzen liefern, welche sich mit dem nascierenden Sauerstoff und Wasser- 
stoff verbinden. Mittels der facherähnlichen Wirkung, die aus der Sonnen- 
rotation resultiert, wird der im Kaume heute dissociierte Dampf morgen nach 
den Polarflächen der Sonne herangezogen, durch die Zunahme der Dichte 
erwärmt und in Flammen ausbrechen an einem Punkte, wo sowohl seine 
Dichte wie seine Temperatur die notwendige Höhe erreicht haben wird, um 
Verbrennung einzuleiten; doch braucht jeder einzelne, vollständige Kreislauf 
.lahre zu seiner Vollendung. Die dabei entstehenden Wasserdampf, Kohlen- 
säure und Kohlenoxyd werden nach den Äquatorialgegenden geführt und 
dann durch Zentrifugalkraft wieder in den Raum geschleudert. 

Nach diesen Anschauungen würde der Kaum mit gasigen Verbindungen 
erfüllt sein, die im Prozess der Zersetzung durch die strahlende Sonnen- 
Energie sich befinden, und die Existenz dieser Gase würde eine Erklärung 
liefern für das Absorptionsspektrum der Sonne, in welchem die Linien von 
einigen Stoffen vollständig neutralisiert und für die Beobachtung verloren 
sein können. Was die schweren Metalldämpfe betrifft, welche in der Sonne 
durch das Spektroskop nachgewiesen werden, so wird angenommen, dass 
diese eine niedrigere und dichtere Sonuenatmosphäre bilden, die nicht teil- 
nimmt an der facherähnlichen Thätigkeit, welche nach der Annahme nur die 
leichtere, äussere Atmosphäre berührt, in der Wasserstoff der Haupt- 
faktor ist. 

Eine solche dichte Metallatmosphäre könnte nicht teilnehmen an der 
Fächer-Thätigkeit, welcher die leichtere Atmosphäre unterliegt, weil dies nur 
thunlich ist unter der Annahme, dass die Dichte des einfliessenden Stromes 
in gleichen Abständen vom Gravitationszentrum gleich oder nahe gleich ist 
dem ausfliessenden Strome. Freilich sind .die Verbrennungsprodukte von 
Wasserstoff und Kohlensäure dichter als ihre Bestandteile, aber dieser Unter- 
schied kann durch ihre höhere Temperatur beim Verlassen der Sonne aus- 
geglichen werden, während die Metalldämpfe nicht ausgeglichen werden und 
daher den Gravitationsgesetzen folgen, welche sie zur Sonne zurückführen. 
An der Berührungsfläche zwischen den beiden Sonnenatmosphären muss aber 
eine durch Reibung veranlasste Mischung eintreten, die vielleicht jene Wirbfl 
und Explosionswirkungen erzeugt, welche das Teleskop verrät, und die von 
Sir John Hersch'el und anderen Astronomen als solche erklärt worden. 
Einige von den schwereren Dämpfen werden wahrscheinlich vermischt und 
mechanisch fortgeführt von den leichteren Gasen und erzeugen jenen kos- 
mischen Staub, den man in nicht unmerklicher Menge auf die Erde bat 
fallen sehen. Übermässige Beimischung wird verhindert werden durch die 
zwischenliegende neutrale Schicht, die Penumbra. 

Da das ganze Sonnensystem sich durch den Raum mit einer Ge- 
schwindigkeit bewegt, die auf 150 000 000 miles jährlich geschätzt wird (sie 
ist etwa ein Viertel der Geschwindigkeit der Erde in ihrer Bahn), so scheint 
es möglich, dass die Beschaffenheit des gasigen Herdes, der die Sonne speist 
schwanken kann je nach dem Zustande vorheriger Zersetzung, an welcher 
andere Himmelskörper können teilgenommen haben. Könnten -nicht von 
solchen Unterschieden in der Beschaffenheit des Herdes die beobachteten 
Schwankungen der Sonnenwärme abhängen? und könnten nicht infolge 
solcher Änderungen in der thermalen Bedingung der Photosphäre die Sonnen- 
flecke gebildet werden? 



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— 189 — 



Die hier vorgebrachten Anschauungen könnten nicht für annehmbar be- 
trachtet werden, wenn sie nicht in irgend einer Weise eine übereinstimmende 
Erklärung böten für die noch etwas mysteriösen Erscheinungen des Zodiakal- 
lichtes und der Kometeo. In betreff des ersteren wären wir imstande zu 
Mairans Anschauungen zurückzukehren, da dem Einwand von Laplace 
begegnet wird durch ein kontinuierliches Auswärtsmessen am Sonnenäquator. 
Das Leuchten kann den Staubteilchen zugeschriebeu werden, welche Licht 
aussenden durch Reflexion von der Sonne oder durch Phosphorescenz. Aber 
es giebt noch eine andere Ursache für das Leuchten dieser Teilchen, welche 
eine beiläufige Betrachtung verdient. Jedes Teilchen wird elektrisiert durch 
Gasreibung .bei seiner Beschleunigung, und seine elektrische Spannung wird 
bedeutend vermehrt bei seiner ungestümen Entfernung, in derselben Weise 
wie der feine Wüstenstaub an dem Gipfel der Cheops-Pyramide von Werner 
Siemens in einem Zustande hoher Elektrisierung gefunden worden. Würde 
nicht das Zodiakallicht auch seine Erklärung finden durch langsame, elek- 
trische Eutladung nach rückwärts vom Staube zur Sonne? und würde nicht 
dieselbe Ursache den grossen Unterschied der Potentialdifferenz zwischen der 
Sonne und der Erde erklären, welch letztere man voraussetzen kann als ge- 
badet von dem Strom der Sonnenstrahlen? Könnte nicht die Gegenwart des 
Stromes uns auch eine Erklärung der Thatsache geben, dass der Wasserstoff, 
der offenbar im Räume in reicher Menge vorhanden ist, faktisch in unserer 
Atmosphäre fehlt, wo der Wasserdampf, der teilweise von der Sonne her- 
rühren mag, seine Stelle einnimmt? Eine dieser ähnliche Wirkung, wenn 
auch iu geringerem Massstabe, kann auch durch die Erdrotation hervorge- 
bracht werden und eine Elektrieität- Entladung erzeugen von der ausgehen- 
den, äquatorialen Strömung nach den Polargegenden, wo die von dem rück- 
kebrenden Strom zu durchsetzende Atmosphäre den kleinsten Widerstand hat. 

Es ist auch wichtig, zu zeigen, wie die Erscheinungen der Kometen in 
Obereinstimmung gebracht werden können mit den hier entwickelten An- 
schauungen, und ich wage zu hoffen, dass diese gelegentlichen Besucher da- 
zu beitragen werden, uns mit positiven Beweisen zu meinen Gunsten zu ver- 
sehen. Die Astrophysiker erzählen uns, dass der Kern eines Kometen aus 
einer Anhäufung von Steiuen, ähnlich den Meteorsteinen, besteht. Nimmt 
man diese Anschauung an und setzt man voraus, dass die Steine im Stern- 
raume Gase absorbiert haben bis zum sechsfachen ihres Volumens, bei Atmo- 
sphärendruck betrachtet, was' wird, kann man fragen, die Wirkung einer 
solchen Steinmasse sein, die nach der Sonne hin vorrückt mit einer Ge- 
schwindigkeit, die ihm Perihel 366 miles in der Sekunde, oder 23 mal unsere 
Bewegungsgeschwindigkeit in der Bahn um die Sonne, erreicht? Es scheint 
klar, dass der Eintritt einer so zerteilten Masse in eine verhältnismässig 
dichte Atmosphäre infolge des Reibungswiderstaudes und der Anziehungs- 
Verdichtuug begleitet sein muss von einer Temperaturerhöhung. Bei einem 
bestimmten Punkte muss die Zunahme der Temperatur Entzündung erzeugen, 
und die so hervorgebrachte Wärme muss üi. ^occludierteu Gase austreiben, 
welche in einer 3000 mal weniger dichten Atmosphäre als die unserer Erde 
6x3000=^18000 mal das Volumen des Steins selbst erzeugen werden. 
Diese Gase werden nach allen Richtungen hervorkommen, aber sie werden 
unbemerkt bleiben, ausser in der Bewegungsrichtung, iu welcher sie die 
interplanetare Atmosphäre treffen müssen mit der kombinierten Geschwindig- 

Bbiu 1Ö82. Heft ö. 25 



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— 100 — 



keit und eine Zone intensiver Verbrennung bilden, wie sie jüngst Dr. Huggins 
beobachtet hat an der einen Seite des Kerns, diesen umgebend, offenbar an 
der Seite der Vorwärtsbewegung. Der Kern wird somit eigenes Licht aus- 
senden, während man vom Schweif annehmen kann, dass er aus Stern-Staub 
besteht, der leuchtend gemacht wird durch die Spiegelung, die hervorge- 
bracht wird vom Licht der Sonne und des Kometen, wie bereits vorher an- 
gedeutet worden von Tyndall, Tait und anderen, welche von verschiedenen 
Annahmen ausgingen. 

Dies sind in kurzem die Umrisse meiner Betrachtungen in betreif dieser 
fesselndsten Frage, die ich vor die Royal Society zu bringen wage. Obwohl 
ich mir nicht anmassen kann eine innige Bekanntschaft mit den verwickei- 
teren Erscheinungen der Sonnenphysik, so hatte ich lange eine, vorzugsweise 
von der Vertrautheit mit einigeu irdischen Wirkungen der Wärme abge- 
leitete Überzeugung, dass die ungeheure und scheinbar mutwillige Zerstreu- 
ung von Sounenwärme unnötig sei, um die anerkannten Prinzipien über die 
Erhaltung der Energie zu befriedigen, dass sie vielmehr angehalten und 
wieder und wieder zur Sonne zurückgebracht werden kann in etwa aualoger 
Weise wie der Rekuperator iu dem Regenerativ-Gas-Ofen. Die hauptsäch- 
lichsten Bedingungen sind: 

1) Dass Wasserdampf und Kohleverbindungen in dem Sternen- oder 
interplanetaren Räume vorhanden sind; 2) dass diese Gasverbinduugen be- 
fähigt sind, dissociiert zu werden durch strahlende Sonnen- Energie, während 
sie im Zustande äusserster Verdünnung sind; 3) dass diese dissociierten Dämpfe 
befähigt sind, komprimiert zu werden zur Sonnen-Photosphäre durch einen 
Prozess des Austausches mit einer gleichen Menge von wieder vereinigten 
Dämpfen, indem dieser Austausch bewirkt wird durch die Zentrifugalkraft 
der Sonne selbst. 

Wenn diese Bedingungen verwirklicht werden könnten, würden wir die 
Genugthuung gewinnen, dass unser Sonnensystem uns nicht mehr die Vor- 
stellung aufdrängt von einer ungeheuren Verschwendung durch Zerstreuung 
von Energie iu den Raum, sondern vielmehr die einer wohlgeordneten, 
selbsterhaltendeu Thätigkeit, die fähig ist, die Sonnenstrahlung bis in die 
entlegenste Zukunft fortzusetzen."*) 



Vermischte Nachrichten. 

Die totale Sonnenfinsternis vom 17. Mai ist von französischen, englischen 
und italienischen Astrophysikern in Ägypten beobachtet worden. Das in- 
teressanteste Ergebnis bildet die Wahrnehmung, dass eine Anzahl von 
dunklen Linien bei B im Sonnenspektrum unmittelbar am Mondrande be- 
trächtlich stärker erschien als gewöhnlich. Diese Wahrnehmung ist durch 
die Herren Thollon, Trepied, Ranyard und Puiseux konstatiert worden. Diese 
Verstärkung erscheint als Wirkung vermehrter Absorption, und der Scbluss, 
diese letztere der Mondatmosphäre zuzuschreiben, liegt nahe und ist wirklich 
gemacht worden. Man dürfte indes gut thun, die Erscheinungen bei spätern 
Gelegenheiten genauer zu studieren, ehe man daraus auf das Vorhandensein 

*) Natarf. 1882 Nu 14. 



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191 - 



der Mondatmosphäre — die aus andern Gründen wahrscheinlich ist — 
schliesst. 

.Mondbeobachtung. Herr Dr. Krüger schreibt uns aus Kriescht: 

„Am 22. und 23. Juni hatte icli prachtvolle, ruhige, klare Luft; leider 
stand der Mond nicht gerade günstig, und die endlose Dämmerung störte 
auch — aber dennoch sah ich niemals klarere Mondbilder. Daher kann ich 
Ihnen eine kleine Ergänzung zu pag. 150 Ihrer „Durchmusterung" geben. 
Gruithuisen hat nördlich von Agrippa eine oder zwei helle gerade Linien ge- 
sehen, nach denen Sie bis jetzt stets vergeblich ausgeschaut haben. Am 22. 
abends zwischen V«9 und ValO erschien eine derselben ausserordentlich 
scharf und hell, aber ich gewann einen ganz andern Eindruck von diesem 
Terrain, als Gr. es beschreibt. Die Lichtgrenze verlief genau östlich neben 
Manilius. Von der nord-nord westl. Peripherie der Agrippa zog sich 
eine anscheinend nicht tiefe, aber mehr als noch einmal so breite Schlucht, 
wie die bekannte in den Alpen, in der Richtung auf den östlichen Rand 
von Boscovich. Während nun die westl. Partie der Schlucht bis über die 
Mitte hinaus dunkel- und hellgrau erschien, erblickte ich den östlichen 
Rund des Thaies als einen sehr hellglänzenden, geradlinigen Saum, 
der sofort ins Auge fiel. Ich weiss nun nicht, ob diese östliche Schlucht- 
trakte jene von Gr. gemeinte helle Linie gewesen ist Sie selbst er- 
wähnen nichts von einem Thale zwischen Agrippa .und Bosc. Auf Mädlers 
Vollmondkarte fehlt es auch. Am 23. Juni war Schlucht und heller Saum 
bis auf eine Hache graue Einkerbung dicht bei Agrippa verschwunden. Mit 
den Sichtbarkeitsverhältnissen der Rillen ist es in der That eigentümlich. Am 
23. war nämlich der Luftzustaud womöglich noch besser als Tags zuvor, 
und dennoch habe ich fast während 2 Stunden auch nicht die geringste 
Spur der Rillen am Triesnecker wahrnehmen können, deren „Knie" Sie 
doch „recht leicht" wahrnehmbar nennen. Die Lichtgrenze schnitt die 
östlichen Rücken von Ptolomaeus und Alphons, also gewiss noch 
günstig. Ich sah deutlich die Hyginus-Rille mit Ausbuchtungen, auch den 
westl. Krater dicht am Hyginus, das neue Thal, Ihren N. freilich nur ver- 
mutungsweise als verwaschenen dunklen Fleck, wie er ja jetzt auch sein soll; 
im südsüd westl. Teile des Aristoteles die von Mädler (pag. 188) als 
schwierig bezeichneten Hügelmassen, vielleicht sogar — nahe der Mitte — 
einen von den 4 kleinen Kratern im Innern — und dennoch beim Tries- 
necker keine Spur einer Rille. 44 

Der Komet Wells ist von Herrn Dr. J. Schmidt in Athen am 10. Juni 
bei vorzüglich klarer Luft nach 3 Uhr mit schwacher Vergrösserung des 
6 fussigen Refraktors der Sternwarte aufgefunden und beobachtet worden. 

Doppelsternbahnen. Herr Thiele, Direktor der Sternwarte in Kopen- 
hagen, weist in No. 2427 der Astr. Nachr. darauf hiu, dass die Mehrzahl 
der berechneten Doppelsternbahnen ohne Wert ist. Vielfach geben die Be- 
rechnungen eigentlich nur Interpolationsformeln und nichts anders; Herr 
Prof. Krüger möchte ihnen deshalb nicht alles wissenschaftliche Interesse 
absprechen, da sie „doch wenigstens geeignet sind, die Beobachtungen zu 
vergleichen und in Normalörter zusammenzuziehen 44 . Das sind Worte zur 
richtigen Zeit, und sie mögen vor allem von denjenigen beherzigt werden, 
welche es lieben, solche berechnete Ziffern von Umlaufszeiten, Distanzen und 
Massen zu Spekulationen über den Weltbau u. dgl. zu benutzen. 

25* 



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192 - 



Meteorit. Der Kaiserlich Deutsche Minister-Resident in Buenos Aires, 
Herr Dr. von Hol leben, erhielt von Herrn Burmeister in Buenos Aires, 
als Geschenk für die Akademie in Berlin, einen Meteorstein, welcher, nach 
den Mitteilungen des Herrn Minister-Residenten, im Winter 1880 in der 
Provinz Entre-Rios de La Plata-Staaten , zwischen der Stadt Nagaya (süd- 
östlich von Santa Fe*, nördlich vom La Plata-Strom) und der Stadt Con- 
cepcion am Uruguay-Fluss gegen Abend unter Entwickeluug eines Feuer- 
strahles, welcher der Tageshelle gleichgekommen, niedergefallen ist. Der 
Stein wurde nach Concepcion gebracht und gelangte in die Hände eines dort 
lebenden Chemikers, Herrn Seekamp, welcher nach Abtrennung von einigen 
Proben denselben Herrn Burmeister in Buenos Aires sandte. Nachdem 
etwa eine Viertel des dorthin gelangten Stückes für die Sammlung in 
Buenos Aires abgenommen, ist das etwa die reichliche Hälfte des ursprüng- 
lichen ASrolithen bildende Stück zum Geschenk für die Akademie bestimmt 
worden. Infolge der Klüfte, welche in dem von Natur mürben Körper bei 
Gelegenheit der Abtrennung von Proben entstanden sind, hat eine beim 
Transport vorgekommene Erschütterung eine Teilung des Stückes in zwei 
fast gleiche Hälften bewirkt, von denen die grössere 1239 g, die kleinere 
974 g neben 32 g Brocken wiegt 

Der Stein gehört zu den äusserst seltenen, Kohle haltenden Meteoriten, 
besteht aus einer dunkelgrauen, wenig schimmernden, mürben Masse, welche 
kein sichtbares Meteoreisen enthält, sondern nur reichlich eingestreute hell- 
graue runde Körner zeigt, neben denen sparsam solche von mattem Metall- 
glanz und grünlich gelber Farbe auftreten; in dieser Grundmasse sind ge- 
rundete Brocken einer etwas weniger dunkelgrauen dichten Substanz vou 
gleichfalls erdiger Beschaffenheit eingeknetet, die frei von Einspring- 
lingen sind. 

Der meteorische Ursprung ist zweifellos durch die besonders au dem 
kleineren Stück wohlerhaltene Rinde dargetban; hält mau, durch sie 
orientiert, die beiden Stücke so aneinander, wie sie vereinigt gewesen sind, 
so kann man deutlich die Seite erkennen, welche bei der Bewegung in der 
Atmosphäre nach vorn gekehrt war, und sie von der gefurchten Hinterseite 
unterscheiden, von der ein Stück während des Fluges offenbar abgesprungen 
ist Nimmt man die an dem grösseren Stück vorherrschende Seite als die, 
jetzt etwas abgerieben erscheinende, in Concepcion hergestellte Bruchflfiche, 
so mag der Aerolith beim Niederfallen die Form eines Sphaerolds von 
150 mm kleinstem und 180 mm grösstem Durchmesser gehabt haben. 

Nähere Angaben über Zeit und Ort des Falles sind in Aussicht gestellt*) 

Die Deutsohe Expedition zur Beobachtung des Venusdurchgangs. Herr 
Prof. Auwers teilt dem Herausgeber der Astr. Nachr. hierüber folgendes mit: 

„Die deutsche Kommission wird vier grössere Expeditionen aussenden: 
I. nach Hartford (Connecticut), 
II. „ Aiken (Süd -Carolina), 
in. „ Bahia Bianca (Argentinien), 
IV. „ Punta Arenas (Magellan-Strasse). 

Jede dieser Expeditionen wird mit einem der zwar kleinen, aber durch 
die für den vorigen Durchgang erfolgte Umarbeitung zu Instrumenten von 

*) Sitzungsberichte der Königl. Preuss. Akademie der Wissenschaften za Berlin 
1 882, 8. 3P5. 



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— 193 - 



ausgezeichneter Leistungsfähigkeit erhobenen und in vielfacher Auwendung 
bewährten Fraunhoferschen Heliometer (von 34 L. Öffnung) und mit zwei 
öfuss. Fraunhoferschen Refraktoren mit polarisierenden oder prismatischen 
Helioskopen — Expedition IV ausserdem mit einem 5 füss. Fraunhofer — 
ausgerüstet werden, um den Durchgang heliometrisch ganz nach dem 1874er 
Verfahren, und ausserdem die Ränderberührungen zu beobachten. — Sämt- 
liche Expeditionen sollen während ihrer Stationierung — die nordamerika- 
nischen, um Vergleichsmaterial für die Südexpeditionen zu liefern, — mög- 
lichst alle vorkommenden Bedeckungen von Sternen bis zur 9. Grösse» und 
Expedition II, III und IV, welche mit starken Passagen- und Universal- 
Instrumenten ausgerüstet werden, doppelte Reihen von Mondkulminationen 
beobachten. 

Im Einvernehmen mit der deutschen Polar-Kommission hat ferner die 
bereits unterwegs befindliche Expedition nach Süd-Georgien den Auftrag er- 
halten, den Durchgang nach gleichem Plane zu beobachten, und ist mit 
einer entsprechenden Ausrüstung — u. a. mit einem fünften Fraunhofer- 
schen Heliometer von 34 L. und einem 5 füss. Refraktor — versehen. 

In Montevideo wird eine Hilfsstation eingerichtet werden, um Punta 
Arenas durch Chronometer-Übertragungen an diesen telegraphisch bestimmten 
Punkt anzuschliessen. Abgesehen davon wird die Länge von Punta Arenas, 
sowie von Bahia Bianca, falls der Telegraph von Buenos-Ayres dorthin Ende 
d. J. noch nicht betriebsfähig sein sollte, ferner gänzlich diejenige von Süd- 
Georgien von Mondbeobachtungen abhängig sein. In gleicher Lage werden 
sich nach dem, was mir darüber bekannt ist, drei französische Stationen an 
der südamerikanischen Ostküste befinden, und ist es deshalb sehr wichtig, 
dass für ausreichende korrespondierende Beobachtungen an genau bestimmten 
Punkten Sorge getragen wird. In Anbetracht der günstigen meteorologischen 
Verhältnisse von Hartford und Aiken hoffe ich, dass unsere dortigen Stationen 
solches Material reichlich liefern werden, jedoch nur für einen Zeitraum von 
5 — 6 Wochen, und möchte ich deshalb doch nicht unterlassen, die dazu im 
Stande befindlichen Sternwarten zu ersuchen, im Interesse der Expeditionen 
nach der Südhalbkugel in den Monaten Oktober 1882 bis Januar 1883 ein- 
schliesslich möglichst zahlreicher Kulminationen beider Mondränder und 
Sternbedeckungen (Eintritte in den dunkeln Rand uud Austritte aus dem 
dunkeln Rande) zu beobachten." 

Neue Untersuchungen über die Hypothese eines widerstehenden Mittels. 
Einem kurzen Berichte, den Herr 0. Backlund über seine Untersuchung 
der Hypothese von der Existenz eines widerstehenden Mittels im Räume, der 
Petersburger Akademie am 24. November erstattet, hat (Bulletin de PAcademie 
imp. des sciences de St Pe'tersbourg Tome XXVIII, No. 1, p. 131), ent- 
nehmen wir nachstehendes: 

Die Enckesche Hypothese über ein den Weltraum erfüllendes Mittel 
hat seitens der Gelehrten keine ernstere Einsprache erfahren. Encke selbst 
findet sie in hohem Grade durch seine Theorie des Kometen, der seinen 
Namen trägt, bestätigt. Asten, der die Theorie dieses Kometen seit 1848 
fortgesetzt hat, schliesst sich der Enckeschen Hypothese an, und durch 
seine Resultate meint er einen noch bindenderen Beweis für die Richtigkeit 
der Hypothese geliefert zu haben. Encke erkannte bald, dass die Umlaufs« 
zeit des genannten Kometen sieb um eine dem Quadrate der Zeit proportionale 



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— 194 - 

Grösse verkleinere, und stellte die Hypothese auf: Der Weltraum ist mit 
einem gegen die Sonne gravitierenden Mittel erfüllt, seine Dichtigkeit nimmt 
umgekehrt dem Quadrate der Entfernung ab; es stellt der Bewegung der 
Himmelskörper einen dem Quadrate der Geschwindigkeit proportionalen Wider- 
stand entgegen. Es lässt sich nun mathematisch beweisen, dass ein so beschaffenes 
Mittel in der mittleren Bewegung und der Exzentrizität sowohl sekulare als 
periodische Störungen verursachen muss, in der Länge des Perihels aber 
nur periodische. Die Periode der periodischen Störungen fallt mit dem Um- 
lauf zusammen. Auf die Neigung und Knotenlänge übt ein solches Mittel 
gar keinen Einfluss. 

Da Encke nur die in der mittleren Bewegung resultierenden Störungen 
streng berücksichtigt und ausserdem die periodischen Glieder dieser Störungen 
nicht untersucht hat, so ist durch jene Theorie des nach ihm benannten 
Kometen kein Nachweis über die Richtigkeit der genannten Hypothese ge- 
liefert; denn wenn man auch an einem widerstehenden Mittel festhalten will, 
so können jedoch unendlich viele Annahmen über die Beschaffenheit dieses 
Mittels gemacht werden, die alle den eben beschriebenen Anforderungen 
genügen. 

Eine wesentliche Begrenzung der Zahl der möglichen Hypothese^ ist 
durch Astens Untersuchung herbeigeführt worden, indem er unabhängig 
die sekuläre Störung in der mittleren Bewegung und der Exzentrizität aus 
den Beobachtungen ableitete. . . . 

Das Resultat meiner Untersuchungen in betreff des widerstehenden Mittels 
ist negativen Charakters und kann folgendermassen zusammengefasst werden: 

Die bisherigen Bearbeitungen der Theorie des Enckeschen Kometen be- 
weisen eigentlich nichts über die Existenz eines widerstehenden Mittels im 
Weltraum. 

Wenn es auch gelingen sollte, durch irgend eine Hypothese die Zu- 
nahme der mittleren Bewegung und die Abnahme der Exzentrizität während 
des Zeitraums 18l9 — 1848 genügend zu erklären, so wird doch eine so ein- 
fache Hypothese nicht ausreichen, um zugleich dem Laufe des Kometen nach 
1865 zu genügen, indem die Veränderung der mittleren Bewegung seit dieser 
Zeit sehr wahrscheinlich eine andere geworden ist. Erst nach vollständiger 
Bearbeitung der Erscheinungen von 1865 bis 1881 und ihrer Verbindung mit 
den früheren Erscheinungen wird es vielleicht möglich sein, Andeutungen 
über die Natur der auf den Kometen wirkenden, bisher unbekannten Kräfte 
zu finden. 



Verlag von Ferdinand Bnke In Stuttgart. 

Soeben ist erschienen and durch jede Bachhandlung zu beziehen: 

Geschichte der Physik 

von Aristoteles bis auf die neueste Zeit. 

Von Prof. Aug. Heller. 
Zwei Bände. 

I. Band: Von Aristoteles bis Galilei. 

gr. 8. geh. Preis 9 Mark. 



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- 105 - 

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Stellung der Jupitermonde im Oktober 1882 um IS Vi* mittl. Green w. Zeit 




Phasen der Verfinsterungen. 

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Planetenstellung im Oktober 1882. 



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16 48 401 


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2 


39 


25 


16 


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27 30 45 3 


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—27 54 19-3 ; 


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57 47 91 


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10 52 94 


13 8 57 2 


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24 11-20 


14 19 30 0 


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37 43 33 


16 27 51-6 


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15 33 24 0 


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—17 35 54 4 


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3 31 52 44 
3 29 1 40 



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+ 16 46 45 2 
16 37 12 2 
+ 10 20 211 



Uranus 



9 11 26 51 12 
10 11 28 56 62 
29 11 30 52 05 



17 

80 



+ 4 22 30 0 
4 9 17 5 
+ 3 57 117 

Neptun. 

3 5 34 82 ! +15 32 57 6 
3 4 27 91 ; 15 27 57 9 
3 3 12 29 ! +15 22 29 4 



14 22 

13 41 

12 58 

22 15 

21 37 

21 0 

14 9 
13. 21 
12 33 



Oktober 



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3 'l5 11 0 

9 6 — 

11 18:55-0 

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Mondphasen. 

Letztos Viertel. 
Mond in Erdferne. 
Neumond. 
Erstes Viertel. 
Mond in Krdnälie. 



26 | 3|27-2| Vollmond. 



Sternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1882. 



Monat 


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Grösse Eintritt 


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Verfinsterungen der Jupitermonde 1882 







(Eintritt in den Schattin.) 





1. Mond. 


Oktober 2. 


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Oktober 4. 
.. 11. 

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„ 22. 
29. 



2. Mond. 

13 h 59 m 48-6» 
10 36 8 9 



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30 
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30 0 

33 2 



Lage und Grösse des Saturnringes (nach Besse 1). 
Oktober 7. Grosse Achse der Ringellipse: 44 82"; kleiuo Achse 17.88". 

Erhölmngswinkel der Erde über der Kiugebene 23 u 30 7' sildl. 

Mittlere Schiefe der Ekliptik Oktbr. 17. 23° 27' 16-22" 
Scheinbare „ „ „ „ „ 23° 27' 10 92" 
Halbmesser der Sonne „ „ 16' 5 0" 
Parallaxe 8'89" 

Planetenkonstellationen. Oktober 2. 21h Jupiter mit dem Monde in Konj. in 
Kektaszension. Okt. 6. 15h Merkur in grösstcr südl. heliocentrischer Breite. Okt. 9. 
15h Uranus mit dem Monde hi Konj. in Kektaszension. Okt. 11. 1* Merkur wird 
stationär. Okt. 11. 15" Venus in grösster södl. heliozentrischer Breite. Okt. 13. 2* 
Merkur mit Mars in Konj. in Rektaszension, Merkur 8° 25' södl. Okt. 13. 8b Merkur 
mit dem Monde in Konj. in Rektaszensioo. Okt 13. 9h Mars mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. Okt. 14. 12" Mars im niedersteigenden Knoten. Okt. 15. 17 b Venus 
mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. Okt. 19. >> h Jupiter stationär. 
Okt. 22. 16h Merkur in unterer Konj. mit der Sonne. Okt. 25. 15 h Merkur im auf- 
steigenden Knoten. Okt. 27. 4 b Neptun mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Okt. 27. 15 h Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Okt. 30. — Venus 
im grössten Glänze. Okt. 30. 5h Merkur in der Sonnennähe. Okt. 30. 6 h Jupiter 
mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Okt. 31. 5h Merkur stationär. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 
Druck tob Beck ä 8chir«er in Leipiig. 



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„Sirius"-Beilage No. VIII (1882). 




Der Orion -Nebel. 

PhotogTaphicrt von H. Draper in New-York. 



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Um lhTiei» die Reichhaltigkeit unserer Zeitschrift vorzuführen, lassen wir nächsten* 
den Inhalt des XII — XIV. Bandes folgen: 

Inhalt des XII. Bandes: 

PhyaUcka«* BeobteMttDg« den Man in deiui Erdnabe 1877. 8. 1. — Di« Farnröbie auf der Anssb 
«BäT wiasenHclisafllieher Appnrate im South Kensington Museum in London. S. 6. — Fraat t. Paula Gn 
hui*en und »«itae aurtronomiHchen Beobachtungen. 8. 12. 36. 03. 82. III. 132. — Zusammenstellung 
Planeten- n»«l Kometen - Entdeckungen im Jahre 1877. 8. 17. 33. — Anhaltender Zustand der Ruhe auf 
SonnenoberftäVo.Ia«). Von Dr. Raroeia. 8. 25. — Ueber daa Spertrum der Corona. S. 27. — Neue geoi 
trUcbe und dynamiMli« Conetanten des Erdkörpera. 8. 28. — Die Neubildungen beim Hyginus auf d 

Munde. 8. 2V». Classiflcavtion der Doppelaterne. 8. 31 Der Planet Vulkan. 8. 4». — Die KnUteba 

der Pro tnbe rannen durch cnernische Protease. 8. 51.— H und sein King im gegenwartigen Jahre. 8.' 

r>j e iltnst.« (arabische II iminelskugel. Von Dr. Bemeia. . t»2. — Gedanken über den l'raprung de» Thi 

kmlann Von Torwald Köbl. 8. 78. — Ueber die Farben der Sterne. S. 76. — Zur üeechiohto der P* 
rühre Von E- Odm. 8. 86. 101. 134. 10». 241. — Ungarns Teraankene und vergebene SUrawarte. 8. 
|m 184- Hyxrinue N. 8. 114. — Weitere Ergebnisse der leisten Sonnenfinsternis! -Beohsc 

..ZU»« *f4 129. Einige merkwürdige Bildungen auf der Oberfläche des Jupiter. 8. 145. — Bemerkung 

,TToDOKraphie der Mondoherflacbe. 8. 148. — Die Vertheiluag der Sterne im Kaame. 8. 150. - Ud 
i;. v.tur dor Nebelfleeke. 8. 155. — Ueber die Farben der DoppeUterne. 8. 177. — John Birmingha 
d - r r othen Sterne. 8. 179. 205. 329. 851. Die Frago der Veränderlichkeit de« Soanen.lun 
.«r. Von l>r- Karl Kemels. 8. 190. 217. — Ueber J. II. Schröter. 8. 908. — Ueber die wahxscbeinlir 
r «itution der Kometen -Schweife. 8. 233. — Weitere Beobachtuag dea Mondkratera Hyginus N. 8. 2J 
N iti» xxar Mondtopogrrnphle. 8. 248. — Ueber die Saturnariage. Von L. Troavelot. 8. 249. — I 
l« MünuenflnHteialM am 11. Januar 1880. 8. 25«. — Ungarns Sternwarten. Von Dr. N. ton Konko 
« .»Jr T>in Uebsreinatlnunnng von Kometen and Meteorschwärmen. S. 273. — Beobachtungen absorbire 

IJ Dfttn^J * 3 •"»• 

v»rmi»chte Machrichten: 8. 19. 40. 65. 93. 117. 141. 162. 187. 212. 237. 256. 989.— PknotensUllun 
m, oe "ig Vsaa »O. 120. 144. 163. 192. 210. 240. 204. — Stellung der Jnpiteremoude S. 28. 47. 71. 95. 1' 
?4sfie7?"läT: 215. 239. 263. 287. 

lfi i.itbugraiib. Bellagen, darunter eine Doppel-Tafel. 



Inhalt des XIII. Bandes: 



T>; e roihe Wolke auf dem Planeten Jupiter. 8. 1. — Die Durchmesser der IManst-n Venus und Mai 

De» Meteorit von Eatherville. (Jowa.) 8. 14. — Saturn und sein Ring im gegenwärtigen Jabi 

* Entdeckung und Beobachtung einee neuen Gas-Nebels. 8. 25. — Beobachtung wellenförmiger 11 
urn in de» Schweif« von Coggia'e Kometen 1874. 8. 27. — Ueber die Temperatur der Sonne. 8.31. 
* «inie» Bemerkungen xu den Gebirgsformationen und Rillen östlich Tora Eudoxas auf dem Monde. 8. f 

K " neuer Katalog der Deeliaatioaabeatimmuagea fir 1476 Fixsterne. 8. 35. - Die Photographie d 



— i-ltorper Normaa Lockyer. 8. 45. — Die Bildung der Mondobernicbe von Findela. 8. 53. 76. 

Himmel» Aeinfall %u Oaadenfrei in Schlesien. 8. 59. 82. — Ein periodisch veränderlicher Nebelfleck. 8. 62. 
y>er »f*~ Matern-Beobachtungen. 8. 69. 109. 159. — Photographien dar Stern -Speetra. S. 65. 74. — Wirbelstün 
N *i ie i r rwan«. T - KoU ' 8 - 89 . — Ueber den in den Oppositionen von 1878 und 187» auf der Oberfläc 

a aM rieten Jnpiter beobachteten rothen Fleck. 8. 92. — Higinus H. 8.96. 182. — Bahnbestimmung einer i 
1 l *>. j s7 u in Mähren, Böhmen und Schlesien beobachteten Feuerkugel. 8. 98. 115. — Ueber die aen 
13. • * t (fiiniea und die Speetra der weiaaen Fixsterne. 8. 100. — Ueber die Vertheiluug der mit bloss. 
V^fla- t *•* ?>r, : b|tron Sterne am Himmelsgewölbe. 8. 112. — Untersuchungen über den grosaan südlichen Komet 
Aug« .SST S. HS. — U«be* ein Spectroteleakop. 8. 120. — Christian August Friedrich Peters. 8. 133. 
von 1 , ' vnrluuf der Sonnenthätigkeit in dea Jahren 1871 and 1878. 8. 134. — Eigene« Licht des l'lanet 
Ueber l39> _ pi, Helligkeit den Planeten Frigga (77). 8. 140. — Die Prlntipien der Spectralautih 

jnpiwf- * nya i»chen Zustände der Sonne. & 142. — Beobachtungen de« Mars 1877 am Sflxölligen Refrnc 
und ■ 4,1 , injfton. 8. 168. — Bemerkungen sur Topographie der Mondoberfläche. Von J. von Biencxewski 
,.u >> f >4 _ l .-ber die Atmosphäre de« Jupiter. 8. 154. — Dar grosse südliche Komet von 1880. 8. I 

Jaalo- ' * nen flnsterniaa des Schu-king anter der Regierung dea Kaisers Tschung-khang. 8. 163. — Ein 

.„«n Ober die Leistungen kleiner astronomischer Fernrohre. Vom Dr. Hennann J. Klein. 8. 177. 

i:..inerKunK ^ ^ 1M> _ Die 4 n0rdnuBg der Gestirne im Bonnensyatana. 8. 186. — Die Finsteralaan • 
Higinus r«. |bar 1880. 8. 188. — Johann von Lamont. 8. 191. 814. — Fernrohre für Freunde der Hirnm» 
Monat« * ■ •> y oB Dt Hermann J. Klein. 8. 201. — E. Neiaoa Aber Higinus N. 8. 204. — Beobachtunj 
ba««^ „«n «ecken und Fackeln xu Rom von Januar bin Märx 1880. 8. 208. — Boxiehungen awischen ■ 
ron „ n A «JröHeen der Compunenteu binärer Sterne. S. 210. — Profeeser II. C. Vogels einfache Metli 

■ _ — — n - mSm 1 1 U 11 tm mm\ mm mt m mm m m mm m - - ■ ■ • a • Ämm\ Caa a. ■ mm* mm ■- — \ 



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b™»-^-,. )nU ng «er oreBnjiunBvo uaa aer n rirninniiBtsssiniaw eiaea roTiircuruujctm» « — «» ■ . ™ 
in» K *"u' or hbarkeit. 8. 211. — Der Mt. Hamilton und daa Liek-Obaervatorium. 8. 225. — Tafeln xur 
dener »*_ tja g ft dcr Li c htgrenxe auf dem Monde. S. 2M . Kinflusa der Sonne auf die magnetischen Storun« 
,4limi» un B_ ltt<r neue anf d „ Sternwarte ta Straaahurg entdeckte Komet. 8. 237. — William Lasse!!. 8. i 
S4- ^*^* i^rar'a grosses Universal-Tranaitinstrument. 8.247. — Die Doppelstarnraesamngaa dea Admlral Sm; 
" — ■^• m 2f-* Die Stellungen der Saturnamonde. S. 265. — Bahnbestimmung xweier am 12. Januar I 

0- — ' " . n aagrenxenden Lindern beobachteten Feuerkugeln. B. 268. — 

in B " aehrlchten: 18. 38. 64. 85. 102. 126. 147. 178. 196. 218. 239. 266. — Stauung dor Jnpi 

107. 181. 161. 176. 199. 222. 243. 267. - Planeteuitellung : 8. 24. 44. 68. 88. 108. 
tn<~ «44. 268. 

vgraph Beilagen. 



Die VerlagHhaudluiig besitzt noch Exemplare von Band I— IX der Neuen Fe 
und liefert selbe pro Band zu 10 Mark. Leinen-Decken 75 Pfg. 



Inhalt des XIV. Bnndes: 



Zeichnungen der Marsobei fliehe. 8. 1. — Die Rotation des Jupiter. S. 2. — Satarn und «tls Riif 
im gegenwärtigen Jahre. 8. 6. — Der Komet d 1880. 8. 8. — Bahn bestimm ung rweier an 12. Jen. 1879 n 
Böhmen und den angrenzenden Ländern beobachteten Feuerkugeln. Sehluss.) 8. 11. — Die wichtigeren 
interessanteren Sternhaufen nnd Nebelflecke etc. 8. Id. 122. 168. 176. 271. — Metallische Eruption auf der 
Sonne am 31. Jali 1880. 8. 26. — Da* Spectrum des Magnesium« und die <'onatitution der Sonnt. 8.27.- 
Juplter. S. .10. — Die physische Libratioa dea Mondän. 8. 35. tu. — Die Untersuchung sphirUrhar llukl- 
flächen und der I<el*tungsfähigkeit von Fernrohren. 8. 41. — Messungen dea Horixoataldurchmesssri der 
Suane auf der Sternwarte xu Campidoglio au Rom in dea Jahren 1878 aad 1878. 8. 49. — VeTiadfraogu 
auf der \f ondoberflache und ihr neuester Leugner. Von Dr. tlerai. J. Klein. 8. 64. — Neuer« Entdeckungen 
na DoppeJataraen de* Durpater Katalogs. Von S. M. Bamham. 8. 73. — Professor II. C. Vogel's Speetral* 
l>liot.. metrische Fntersnchuagen. 8. 70. — Beobachtungen aber da« Zodiakal-Licht 8.81. — Unternrbaagw 
über die Bahnverhältni»«e de« Meteoriten orgucil in Frankreick am 14. Mal 1804. Voa 0. r. Nieaal. 
8. 86. 110. 129. — Zum hundertjährigen Gedächtnis* dar Auffindung des Planeten l'ranus. S. 8T. - 
Studie betreffend die Leistungsfähigkeit kleinerar Fernrohre Voa Oberlehrer W. Kruger. S. 97. ITC — Fefce» 
•lia Wirkung dar Spiegelteleskope aad Kefractoren. Voa F. Wagner. 8. 99. 126. — Zar Coastitatiua dtr 
Soane. 8. 104. — Darstellungen von Soaaaaflacken - Gruppen. 8. 121. — Beobachtung eines aabeksoatea 
Stornos im Bilde das kleinen Hundes. 8. 130. — Astronomisch«« aas Amerika. Von Dr. Ueo. W. Kacaal. 
8. 146. — Die Kometen des Jahres 1880 und über Kometenbeobachtungen im Allgemeinen. Von Dr. <"*rl 
Kemel*. 8. 149. — Die Reibung durch F.bb« und Flnth und die Kntvricknluag dea Sonnensystems. 8. 181. - 
Dia Privittaternwarte xn Ploask. 8. 109. — Di« starken Vergrößerungen in dar praktisekaa Astronomie 
Von ('. Fievex. 8. 179. — Die ach wachen Sterne x wischen $ nnd f Lyra«. Von Dr. Klein 8. 175. — 
Spectroaoopiscke Untersachungea dar Fixttarabewegungan. 8. 181. — Dakar die Bpactralliniea des Fissat 
in dar Sonne. 8. 184. — Astronomische Doppel- Fern rokre. 8. 193. — Weitere Beobachtungen da« grotssi 
Kometen b 1881. 8. 198. — VenuNbeohachtungen xnr Krmittluag der Soaaeaparallaxa. S. 202. — Die Be- 
wegung* Verhältnis in dem dreifachen ttterusyatom ( im Krebs. 8. 204. 230. — Der Merrurt- Durchs u«; 1*1. 
Nov. 7. 8. 207. l>a» Ktna- Observatorium. 8. 817. — Die Thätigkeit des Dearborn - Oheervatoriaanl aa 
Chicago. 8. 218. — S< hiaparelli* neue Beobachtungen über die Rotatioasaxe und die Topographie d*s 
Planeten Mars wahren-) der Oppoaition 1*79 bis 1SHÜ. S. 222. — WeiUre Beobachtungen des grosse« Ks- 
meten b 1881. 8. 286. — Katb*elhsfte sebwarxa Funkte auf und Lei dem Hingg«birge Copernicns. 8. 229. — 
Vierfach« Sterne. Voa 8. W. Bimbam. 8. 233- — Dia gToese Sternwarte bei Nixaa S. 241. — Fialfl 
Bemerkungen dea Herrn F. Neison Ober Mondbeobacktungoa. 8. 244. — Nackweis eines Fehler« in <l*r 
Mondkarto. Von J. F. Jnl. Schmidt. 8. 845. — 8pectroscopiscbe Beobachtungen des Kometen b Isöl atf 
dar Sternwart« xu Brüssel. 8. 347. — Spcctroscopiscb« Baobachtnngen da» Kometen b IS8I. aageeUllt am 
Aatrophyslkalisehen Observatorium in O'Oyalla. 8. 249. — Di« partialle Mondflasternlss 1881. Dec. .V S. 2S£ 
— Ueber den Farben Wechsel von u uraaa majori*. 8. 253. — Beobachtungen Ober daa Verlauf &*f 
Soanentbätigkait. 8. 261. — Di« danklen Flanke im Innern dar Wallekene des Alpkonsas auf dam *•>»«■ 
Von Dr. Harm. J. Klein. 8. 264. — Kinige Bemerkungen aur Mondtopograpkie. Von Dr. A. v. Biaaciswiki 
ia Paalo. 8. 208. — Nochmals die schwachen Stern« zwischen ( nnd 5 Lyra«. 8. 270. 

Venaiachte Nackricbtaa: 8. 21. 4«. 66. 90. 114. 138. 1Ü4. Is7. 20*. 23«. 2V#. 276. — Pleaeteustallani': 
8. 24. 48. 72. 96. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 260. 280. — Stellung der Jupiteramoade -. 8. 71. so. 119. 
143. 167. 191. 315. 239. 259. 279. 

12 Lithograph. Beilagen. 



Der Unt-»»r3!«*i<-liiit't«* bestHlt itit-rniit ilurch die ttuciiiianilluiig: 



Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für 1882. 10 M. 

— do. . — do. N. P. I. U. III. IV. V. VI. VII. VIII. IX. Bd. a 10 W 
— Verlag von Karl Scholtae in Leipzig. — 
(irt, Strasse und Datum: Name und genaue Adresse: 



BECK A SCHIRM FC. LFIPziü. 



hür UebUdeto »Her Hi&ndel 




■ 



( 



Herausgegeben unter Mitwirkung 
hervorragender 

Faeitminiier und astronomischer Schrift- 
steller. 

Redakteur Dr. Hermann J. Klein in Köln. 

Band XV oder neue Folge Band X. 

O. HEFT. 





^-—JhipiUJ 1552. 

Karl Scholtze. 




SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zenlnüorgu für alle Freude und Förderer der HiiHiiirlskuode. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

bevorratender Faohui Himer und astronomischer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Köln. 



XV. Jahrgang (1882). 

tfl « >nutllc)i 1 1 l«-H . 

— Preis des ganzen Jahrganges 10 Mark. — 
Kinzelne Semester können nicht abgegebeu werden. 



Urteile der Presse: 

Daheim 1881, No. 41 sagt: Die Sternkunde hat vor den meisten anderen Wissen- 
schaften das voraus, dass ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Interesse des 
Laien erregen. In der That üben die Wunder des Himmels einen eigentümlichen Reiz 
auf jedes empfangliche Gemüt aus, und wer sich in sie versenkt, wird gleichsam mit 
magischer Gewalt gefesselt. Die Zahl begeisterter Freunde der Himmclskunde ist daher 
eine verhältnismässig »ehr grosse, und besonders in England und Nordamerika finden wir 
zahlreiche Gebildete, die nicht allein durch Lektüre, sondern auch mit Hilfe guter Fern- 
gläser den Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bildet obige Monatsschrift „Sirius" 
das Zentralorgan für die Freunde der Himmelskunde. Regelmassig berichtet sie über 
alle interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aufmerksam, was der Freund der 
Sternkunde zeitweilig am Himmel nachsehen kann und bringt in Photographien und 
farbigen Tafeln herrliche Darstellungen von Mondlandschaften, Sonneneruptionen, Stern- 
gruppen, Nebelflecken, Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse der obigen Zeitschrift 
hat sich in den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen Freunde der Sternkunde, 
welche mit einem grösseren oder kleineren Fernrohre den Himmel durchmustern, bei uns 
erheblich vermehrt. Möge dieser edle Sport immer mehr begeisterte Anhänger finden! 
Der Herausgeber des „Sirius", Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter, ist seit Jahren 
bemüht, den Freunden der Himmclskunde mit Rat und That zur Hand zu gehen und so 
soll denn seine schöne Zeitschrift besonders empfohlen sein! 

Hamb. Trlbline vom 24. Oktbr. 1881 sagt: Diese treffliche Fachzeitschrift 
beginnt demnächst in neuer Folge ihren zehnten Rand. Allmonatlich erscheint 1 Haft, 
da« Jahres -Abonnement beträgt nur 10 M. Der „Sirius" ist ein Wegweiser durch 
die grosse, blaue Himmelsdecke, welche sich in majestätischer Pracht scheinbar über uns 
wölbt, und bei heller Nacht einem Mantel des Allmächtigen gleicht, mit unzählbaren 
Diamanten besäet, wie es keinen besseren giebt, und empfehlen wir wiederholt diese 
Zeitschrift nicht nur allen mit der Himmels- und Navigation«- Kunde sich Beschäf- 
tigenden, sondern dem gebildeten Publikum überhaupt, welches sich für eine wirklich 
populäre Astronomie interessirt Der „Sirius" wird von Dr. Hermann J. Klein in Köm 
redigirt. 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgende genannt: 

Das Auuland 1877 No. 14 — Litter Merkur I. Bd. No 12 — Prag. Ztg. 1876 No. III 
Das neue Blatt 187b' No. 39 — Der Hausfreund 1877 No. 7. 



Band X. Nene Folge. 



9. Heft. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



ZeDtralorp für alle Freunde ond Förderer 1er Himmelskimde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Wissen and Erkennen sind die Freude und die 
September Berechtigung der Menschheit." Kosmos. 

Inhalt : Di* Sonnenfinsternis de* 17. Mai 1882. 8. 217. — Über einig» vulkanische Formationen 
auf dem Mond«. Ton Dr. Klein. 8. 15*9. — Die helle Linie im Norden de« Kinggflbirges Agrippa. 
S. 204. — Dax Spektrum den Kometen Wellt«. Von Dr. B. Hasselberg , Adjunkt- Astronom an der Stern- 
wart« zu Pulkowa. 8. 206. — Di« Astronomie der alten Ägypt«r. S. 210. — Der Vorubergang der Venu* 
Tor der Sonnen*ch«ib« am C. Dezember 1882. 8. 214. — Vermischt« Nachrichten: Die Mondlandschaft 
Manzinus und Mutus. 8. 217. — Über da* Kinggebirge Bess«l auf dam Monde. 8. 217. — Unajiuinetriache 
Teilung de* äusseren Satnrnringea. 8. 218. — Die Olaaliniien für da* gross« Lick'sche Teleskop. 8. 218. 
- Anzeigen. 8. 218 — Stolinngen der Jupitormonde im NoTember 1882. 8. 219. — FUnetonatellung im 
NoTember 1882. S. 220. 



Die Sonnenfinsternis des 17. Mai 1882. 

Allmählich laufen genauere Berichte über die Beobachtungen bei Ge- 
legenheit dieser Finsternis ein, und unserer letzten Mitteilung möge noch 
folgendes zugefügt werden. 

Lockyer und Schuster haben 3 Photograph ieen der Corona erhalten 
während der 65 Sekunden, die dazu disponibel blieben. Diese Photographieen, 
auf den von Kapitän Abney besonders präparierten Platten, zeigen, dass die 
Corona im gegenwärtigen Jahre die nämliche Gestalt besass, welche 
sie 1871 darbot, nämlich die grösste Ausdehnung, entfernt von den äquato- 
rialen Gegenden der Sonne und keine ungewöhnliche Struktur an den Polen, 
während sie 1878 (und ebenso 1867) in der Gegend des Sonnenäquators 
sehr verlängert erschien. Hieraus kann mit einiger Wahrscheinlichkeit ge- 
schlossen werden, dass die Corona einer Veränderung von derselben Dauer 
wie die Sonnenflecke unterliegt, welche 1867 und 78 im Minimum und 
1871, sowie 1882 nahe ihrem Maximum waren. Auf den sämtlichen drei 
Photographieen erscheint nahe bei der Sonne der bereits früher erwähnte 
Komet, der jedoch nicht, wie man vermuten möchte, mit dem Kometen 
Wells identisch ist. Die spektroskopische Camera mit einem Prisma von 
00° vor dem Objektivglase lieferte eine ausgezeichnete Photographie, welche 
eine Anzahl von Ringen im Spektrum zeigt von dem £ussersten Rot bis 
zum Ultraviolett Einer derselben scheint den von Kapitän Abney im 
äussersten Rot entdeckten Banden des Kohlenwasserstoffs zu entsprechen. 
Ebenso sind die Linien „1474", H und K dargestellt, ebenso eine Reihe 

2t> 



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— 198 — 

von Linien im Ultraviolett, welche einigen Protuberanzen angehören. Endlich 
ist zum erstenmale das Spektrum der Corona, welches von einem mit 
Spalt versehenen Spektroskope erzeugt wird, photographiert worden. In 
dieser Photographie erscheinen die Linien H und K so intensiv, dass sie 
sich in ihrem photographischen Eindrucke in die dunkle Mondscheibe fort- 
setzen und zeigen, dass während dieser Periode der Finsternis unsere 
Atmosphäre hauptsächlich von dem ienen Linien entsprechenden Coronalichte 
erleuchtet wurde. Noch eine Anzahl anderer Linien zeigt die Photographie, 
und das scheckige Aussehen des kontinuierlichen Spektrums spricht für 
Lockyers Meinung, welcher dasselbe für in Wirklichkeit nicht kontinuierlich, 
sondern aus einer sehr grossen Anzahl heller Linien zusammengesetzt, hält 
Indem Lockyer am Spektroskop mit radial gestelltem Spalte dem Hörne der 
Sonnensichel folgte , war er imstande, die Umkehr der dunklen Fraunbofer- 
schen Linien während 8 Minuten vor der Totalität zu erkennen. Wie er 
früher schon vermutet hatte, fand er, dass die Linien verschiedene Höhen 
über dem Sonnenrande erreichten: die hellsten Linien waren am kürzesten 
und dicksten, während die feineren Linien in demselben Masse höher und 
höher in die Sonnenatmosphäre emporragten, und stufenweise sichtbar wurden 
in dem örade, als die Totalität näher rückte. Lockyer glaubt, dass das Aas- 
sehen dieser langen Linien von überall gleicher Breite beweist, dass die 
Substanz, welche sie hervorruft, in einer höheren Region der Sonnenatmosphäre 
vorhanden ist, während die Materie, der die dicken, kurzen Linien ange- 
hören, in den untern Schichten der Sonnenatmospbäre existiert; er schliesst 
weiter hieraus, dass auf der Sonne mehrere der sogenannten Elemente im 
Zustande der Dissociation existieren, indem beispielsweise einige Eisenlinien 
kurz und breit, andere lang und schmal erscheinen. 

Die Ergebnisse der von Herrn Bischoffsheim ausgesandten französischen 
Expedition, sind in den Compt. rend. Bd. XCIV, No. 25 veröffentlicht wor- 
den. Wie bereits erwähnt, haben Thollon und Trepied, die jeder mit einem 
grossen Thollonschen Spektroskop beobachteten, eine Verstärkung der dunklen 
Linie B nahe dem Mondrande wahrgenommen. Bei einer zweiten Prüfung 
als der Spalt von Thollons Instrument nahezu tangential zum Mondrande 
gestellt wurde, ward dies jedoch nicht mehr wahrgenommen; ebenso erschien 
das Phänomen nach der Totalität in Trepied's Spektroskop mit radial ge- 
stelltem Spalte schwächer und ward dann von Thollon und Puiseux über- 
haupt nicht mehr wahrgenommen. Ebensowenig konnte eine Verstärkung 
der übrigen tellurischen Linien erkannt werden. Sowohl Thollon als Trepied 
bestimmten die Lage der grünen Coronalinie als genau übereinstimmend mit 
der brechbareren der Doppellinie 1474. Vor und nach der Totalität wurden 
auch die Linien C, D 8 F und eine Gruppe violetter Linien wahrgenommen, 
ferner die Eisenlinien von 5306, 5323, 5327.3 und 5327.7 zehnmilliontel 
Millimeter Wellenlänge. Trepied glaubte zu finden, dass die relativen Inten- 
sitäten der dunkeln Linien bei der Umkehr in helle nicht die gleichen ge- 
blieben waren. Puiseux, der mit einem Diffraktionsspektroskope beobachtete, 
sah D s zwei Minuten vor der Totalität und unmittelbar nach derselben, 
ferner C, F, die b-Linien und 1474 ungefähr 1 Minute vor der Totalität; 
einige Sekunden später wuchs die Anzahl der hellen Linien rapide, so dass 
6 — 7 Sekunden vor dem Momente der totalen Verfinsterung alle dunklen 
Linien in helle umgekehrt waren. In der Corona sah er die Linien C und 



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- 199 — 



F, D 3 , 1474, zwei von den b- Linien, wahrscheinlich diejenigen des Eisens, 
sowie eine Linie zwischen 1474 und E. Mehrere Minuten vor dem Ende 
der Finsternis sah Trepied den Mondrand auf der Corona projiziert, 3' jen- 
seits des Sonnenrandes und bestätigte so eine Beobachtung gleicher Art, die 
Brett in Sicilien gelegentlich der Finsternis von 1870 bereits gemacht hat 



Über einige volkanische Formationen auf dem Monde. 

Von Dr. Klein. 

Bekanntlich bezeichnet man die zahlreichen kreisförmigen Gebilde des 
Mondes, die eine Vertiefung umschliessen , in deren Mitte sich meist eine 
Gruppe von Hügeln erhebt, als Krater oder Ringgebirge. Damit wird je- 
doch keineswegs ausgesprochen, dass in diesen Formationen Analoga unserer 
irdischen Vulkane zu erblicken seien, vielmehr sind es nicht nur «Unter- 
schiede der Grösse, sondern fundamentale Verschiedenheiten des ganzen Bau- 
typus, welche den Vergleich mit den Erdvulkanen verbieten. Die wirklichen 
vulkanischen Formationen des Mondes, jene Bildungen, welche mit unseren 
irdischen Vulkanen die grösste Aehnlichkeit besitzen, haben die früheren 
Mondbeobachter Schröter, Lohrmann und Mädler überhaupt gar nicht gekannt 
Neison in seinem neuen Werke „Der Mond" bemerkt, die wahren Repräsen- 
tanten unserer irdischen Vulkane seien auf dem Monde die vom ihm soge- 
nannten Kraterkegel. Es sind dies steile oder konische Hügel oder Berg- 
spitzen, die in Grösse von einer halben bis 2 oder 3 engl. Meilen im 
Durchmesser variieren, (aft kaum halb so grossen, steilen, trichterförmigen 
zentralen Vertiefungen. Sie sind, wenn die Sonne sehr hoch über ihnen 
steht, in starken Ferngläsern, als sehr kleine weisse Fleckchen sichtbar, und 
man kann bei mässig hohem Sonnenstande bisweilen noch in ihrem Zentrum 
den zentralen Kraterscblund wahrnehmen. Dazu gehört jedoch bei ruhiger, 
klarer Luft ein sehr kraftvolles Fernrohr. Bisweilen erscheinen sie auf dem 
Gipfel eines Berges, nicht selten auch auf der inneren Fläche eines Ringge- 
birges oder einer Wallebene, wie im Plato und Fracastorius. Zu dieser 
Klasse von Bildungen gehört auch der kleine Kraterhügel, der gegenwärtig 
sich in dem ehemaligen grossen Krater Linne* erhebt und der nur auf 
kurze Zeit an der Lichtgrenze gesehen werden kann. Zur Zeit Lohrmanns 
und Mädlers hatte Linne* 6 oder 7 engl. Meilen im Durchmesser, und 
war mindestens 1000 Fuss tief. Die Ausfüllung dieses alten, grossen 
Kraters hat Schmidt im Oktober 1866 konstatiert und am 26. Dezember 
jenes Jahres zuerst gesehen, dass sich auf der neuen Fläche ein flacher 
Kraterkegel mit zentralem Schlünde von. vielleicht 300 Meter Durchmesser 
erhebt. Ich halte diesen, auch von mir gesehenen Krater für einen wirk- 
lichen Repräsentanten unserer irdischen Vulkankegel auf dem Monde. Ahn- 
liche Gebilde kann man in grosser Anzahl im Innern des flachen Ringge- 
birges Stadius erkennen. Schon Mädler hat hier einige winzig kleine 
Kraterhöhlen wahrgenommen, und Neison erwähnt 13 Kratereinbrüche auf 
der inneren Fläche des Stadius, Schmidt zählt dagegen 50. Keiner dieser 
Beobachter erwähnt jedoch, dass diese winzigen Krater auf den Gipfeln 
ziemlich steiler Kegel liegen. Wenn Stadius aus der Mondnacht heraustritt, 

26« 



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— 200 — 



zeigen sich diese Kraterkegel in ungeheuerer Zahl wie Stacheln, die in den 
Boden gesteckt sind, da sie aber alle klein und niedrig sind, so verschwinden 
bei steigender Sonne die Schatten rasch, und man kann dann nur noch das 
Dunkel des Kraters selbst sehen. Diese Formationen scheinen eine grosse 
. Verwandtschaft mit unseren Vulkanen zu haben, indessen möchte ich die 
Aufmerksamkeit der Mondbeobachter, aber auch der Geologen, auf eine andere 
Klasse von Bildungen der Mondoberfläcbe lenken, welche mir in noch höherem 
Grade mit unseren vulkanischen Formationen übereinzustimmen scheinen und 
welche bis jetzt noch sehr wenig oder gar nicht bekannt sind. Der einzige 
Mondbeobachter, der auf dieses Gebilde aufmerksam wurde, ist Julius 
Schmidt in Athen. Er sah zuerst einige dieser Formationen im Januar 
nnd Februar 1851. „Südwestlich von Theophilus", sagt er im Erläuterungs- 
bandtt zu seiner grossen Mondkarte, „liegen in Mare zwei kleine dunkle 
Flecke, wie unvollkommene, halbbeschattete Krater; sie bleiben bei hohem 
Stande der Sonne als dunkle Flecken sichtbar. Der westliche ist der 
grössere." Diese Bemerkung datiert vom Januar 1851; am 15. Februar des- 
selben Jahres erkannte Schmidt in der Nähe des Kopernikus, südwestlich 
in der Richtung auf Gambart „einen hellen Punkt, umgeben von einem 
dunkelgrauen Nimbus, der selbst in grauer Ebene liegt 4 * Im Jahre 1873 
kam Schmidt auf diese Formationen zurück und fand, dass bei ihnen ein 
weisser Kern vorhanden ist, der zu Zeiten als Krater erscheint. Unter den 
zahlreichen Mondgebilden, die man mit den starken Ferngläsern der Gegen- 
wart wahrnehmen kann und welche ich auf 200,000 veranschlage, sind die 
eben beschriebenen Formen so selten, dass ich nur 5 aufzuzählen wüsste, 
welche den Typus mit Sicherheit zeigen, und 2 bei denen er sehr wahr- 
scheinlich auch vorhanden ist •* 

Ohne von den Beobachtungen Schmidts zu wissen, war ich im Fort- 
gange meiner Untersuchungen der Mondoberfläche auf die genannten sehr 
seltenen Formationen gekommen. Ich erkannte, dass die beiden Objekte in 
der Nähe des Theophilus, Krater mit hellweisser Kraterhöhle sind, die aussen, 
in einem gewissen Abstände von einem Ringe rauchgrauer Materie umgeben 
werden. Im Verlaufe meiner Beobachtungen hat sich nach und nach heraus- 
gestellt, dass der grössere dieser beiden Krater, nach aussen als ein unge- 
mein flacher Kegel abfällt, so dass der Mantel dieses Kegels bei geringer 
senkrechter Höhe sich mehrere Meilen weit ausdehnt. Auf» diesem sehr 
flachen Mantel steht im höchsten Punkte der steile Eruptionskegel. Radial 
vom Krater laufen auf jenem flachen Abfalle zahlreiche Hügel oder Falten 
aus, und zwischen ihnen erscheinen winzige Kraterchen, die in grosser Menge 
die Abhänge des Mantels parasitisch bedecken. Die dunkelgraue Materie 
ist nur in der Nähe des weissen Hauptkraters rings um dessen steilen Kegel 
gelagert und zwar innerhalb einer schmalen, ziemlich scharf begrenzten, 
ringförmigen Zone. Der kleine nordwestliche Krater zeigt ähnliche Ver- 
hältnisse, doch habe ich bei ihm die radialen Hügel und auch die parasi- 
tären Kraterchen nicht wahrzunehmen vermocht. Seit dem verflossenen Herbst 
zeigt sich dieser zweite Krater überhaupt nicht mehr so deutlich wie in 
frühern Jahren, ja ich kann den eigentlichen Krater gegenwärtig nicht mehr 
wahrnehmen, sondern sehe nur einen grauen Fleck innerhalb des dunklen 
Ringes. Bei dem von Schmidt erwähnten Krater in der Richtung auf 
Gambart hin und einem grössern. nördlich vom Kopernikus ist die ring- 



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förmige Zone um den zentralen Kern breiter, heller und nach aussen hin 
verwaschener. Ein ähnliches Objekt hat vor einem halben Jahrhundert 
Gruithuisen südlich von dem Krater Hyginus entdeckt und wiederholt be- 
obachtet Auch dort zeigte sich ein winziger, hellweisser Krater im Mittel- 
punkte eines rundlichen, grauen, breiten Flecks. Dieser winzige Krater ist 
auch heute noch vorhanden, und zwar sitzt er auf dem flachen Walle eines 
sehr niedrigen, zerfallenen Ringwalles; allein als hellen Fleck habe ich ihn 
in den 20 Jahren meiner Mondbeobachtungen niemals mehr sehen können. 
Auch bei Schmidt finde ich keine diesbezügliche Erwähnung. Da nun 
anderseits Gruithuisens Wahrnehmungen ganz unzweifelhaft sind, so ist 
zu schliessen, dass jener kleine Krater im Laufe der Jahre abdunkelte. Aus 
der Übereinstimmung in den erwähnten Fällen, besonders aber auch aus 
meiner genauen Untersuchung des grösseren Kraters im Südwesten von 
Theophilus, ist zu sebliessen, dass die dunkle Materie, welche den hellglän- 
zenden Krater umgiebt, von diesem ausgeworfen wurde. Wir können sie 
als eine Art Lava ansehen, die mit der Zeit abbleichen wird und dann das- 
jenige Aussehen annimmt, welches wir bei vielen sogenannten umglänzten 
Kratern wahrnehmen. Dass die Bildung des Ringes dunkler Materie, oder 
wenn man will die Eruption aus dem genannten Krater südwestlich von 
Theophilus, der neuern Zeit angehört, beweist der Umstand, dass dieser 
dunkle Fleck, der sehr augenfällig ist und sogar auf piner der Rutberfurd- 
schen Mondphotogiapbieen erscheint, weder von Lohrmann noch von 
Mädler im ersten Drittel unseres Jahrhunderts gesehen worden ist Der 
Schluss, dass er damals nicht vorhanden war, findet seine volle Bestätigung 
in den Beobachtungen Gruithuisens. Ich habe die umfassenden Tage- 
bücher dieses sehr genauen und scharfsichtigen Mondbeobachters eingehend 
untersucht und gefunden, dass er bei mehreren Gelegenheiten speziell die 
Lokalität, in welcher sich heute jener dunkle Ring sehr augenfällig präsen- 
tiert, durchmusterte, ohne jedoch dieses Fleckes zu gedenken, während 
Gruithuisen gerade solchen Flecken eifrig nachspürte. 

Den innigen Zusammenhang zwischen der dunklen Materie und dem 
hellen Krater in ihrer Mitte, sowie die Schlussfolgerung, dass diese Massen, 
lavaartig von dem Krater in einer Zeit lange nach seiner Bildung ausge- 
worfen wurde, habe ich durch mehrjähriges Studium eines solchen, von 
keinem frühern Beobachter wahrgenommenen Mondkraters, nachweisen können. 
Der Nachweis ist in diesem Falle, Dank der Bodenkonfiguration, ein sehr 
zwingender, so dass er kaum grösser sein könnte, wenn er an einem uuserer 
Ersteigung unmittelbar zugänglichen, irdischen Krater geliefert wäre. 

Das Objekt, über welches ich nun berichten will, liegt im Innern der 
grossen Wallebene Alphonsus. Mädler hat dort ausser mehreren andern, 
in der Nähe des Abhanges des Ostwalles einen dreieckigen dunklen Fleck 
beschrieben, der im Vollmonde, wenn von den Wällen des Alphonsus selbst 
nur wenig zu sehen ist, durch seine Dunkelheit und regelmässige Form un- 
gemein deutlich hervortritt Nach Mädler wäre dieser Fleck überhaupt 
nur bei hohem Sonnenstande über der betreffenden Mondlandschaft zu sehen 
und weder vertieft noch erhöht. Der Umstand, dass ich bei meinen Beob- 
achtungen im Innern dieses dunklen Flecks, einmal feinen hellen Punkt 
erblickte, ganz ähnlich den hellen Zentralkratern in den oben beschriebenen 
Gebilden, veranlasste mich, den Objekten eine genauere Untersuchung zu 



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— 202 — 



widmen, die nach und nach zu dem Ergebnisse führte, dass man es hier in 
der That auch mit einem Kraterkegel zu thun hat, von dem die dunkle 
Materie ausgeworfen worden ist. Mädler glaubte nach seiner Prüfung der 
betreifenden Gegend, dass dieselbe eben, weder erhöht noch vertieft sei. 
Dieser Irrtum, den wahrscheinlich die Schwäche seines Fernrohre verursachte, 
wurde schon teilweise von Schmidt erkannt, in dessen Karte man an dem 
betreffenden Orte mehrere Hügel, kleine Krater und Bodenspalten (Rillen) 
erkennt. Die Figur 1 Tafel 9 giebt nach meinen Beobachtungen eine 
Karte der in Rede stehenden Region in der östlichen inneren Fläche des 
Alphonsus. A ist der Kraterkegel, der sich über den Nordwall eines flachen 
Hügelringes erhebt, welcher letztere an den innern Abhang des Ostwalles 
von Alphonsus angelehnt ist Auf diesem Hügelringe erheben sich noch 
zwei kleine Kuppen B und C, deren Höhe schwerlich 150 Fuss erreicht 
Der Hügelring selbst ist noch beträchtlich niedriger, aber die innere, von 
ihm umschlossene Fläche liegt tiefer als die äussere. Man erkennt dies 
leicht bei aufgehender Sonne, wenn der östliche Teil der inneren Ebene des 
Alphonsus schon von den ersten Strahlen der Sonne getroffen wird. Als- 
dann erscheint das Innere des Hügelringes noch völlig mit Nachtschatten 
gefüllt und als ein gewaltiger Krater, über dessen schmalen Ringwall sich 
der helle Kegel A erhebt Die Hügel B und C sind erst später erkennbar, 
wenn die Sonne etwas über der Ringebene steht; dann wirft besonders C 
einen kleinen, breiten Schatten in diese Fläche. Steigt die Sonne höher, so 
beginnt das dunkle Dreieck um den Krater A bald sichtbar zu werden, und 
man erkennt diesen Krater noch als hellen weissen Punkt, wenn von dem 
Hügelringe längst nichts mehr zu sehen ist Genauere Aufnahmen bei ver- 
schiedenen, niedrigen Sonnenhöhen zeigen in der Umgebung von A kleine 
Hügelzüge und Bodenwellen, und da das dunkle Dreieck noch gleichzeitig 
mit ihnen erkannt werden kann, so gewinnt man die deutliche Überzeugung, 
dass die dunkle Materie sich überall nach den tiefern Lagen hin ausgedehnt 
und dadurch auch die charakteristische äussere Gestalt des Dreiecks ange- 
nommen hat. Diese Materie selbst kann sich aber nur in einer verhältnis- 
mässig dünnen Schicht aufgehäuft haben, in einer Mächtigkeit, die selbst 
geringe Erhöhungen nicht zu überdecken vermochte. Dies beweist die That- 
sache, dass sehr niedrige Hügel oder Klippen im Innern des Ringkreises 
von ihr nicht überdeckt werden konnten. Diese kleinen Hügelchen, deren 
Lage in der Karte nur angedeutet werden kann, zeigen sich nämlich bei 
einem gewissen Sonnenstande als feine Lichtpünktchen, die aus der dunklen, 
dreieckigen Fläche hervorragen. Damit ist auch bewiesen, dass die dunkle 
Materie nicht aus kleinen festen Körpern bestand, die gleich den vul- 
kanischen Aschenmassen aus der Höhe herab alles bedecken, sondern, dass 
sie flüssig war, als sie sich ausbreitete. Übrigens zieht sich längs des 
inneren Abhangs des Hauptwalles vom Alphonsus noch ein schmaler, weniger 
dunkler Strich s s hin, der wahrscheinlich einer älteren Eruption von A sein 
Dasein verdankt; möglicherweise aber auch dem vorspringenden Pic H ent- 
stammt. Er durchbricht den Hügelkreis bei p, aber bis jetzt habe ich nicht 
feststellen können, ob hier eine Öffnung im Walle ist, oder ob der Hügel- 
ring sich unmittelbar an den mauerartig aufsteigenden Hauptwall des Alphon- 
sus anschliesst Sicher ist dagegen, dass die lange Bodenspalte oder Rille 
r r den Hügelkreis in einer schroffen Schlucht durchschneidet Weiterhin 



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— 203 — 



durchsetzt diese Rille in einem wild zerrissenen, breiten Passe sogar den 
Hauptwall des Alphonsus selbst. Eine andere Rille r* r' zeigt sich im 
Westen, zwischen zwei flachen Hügelzügen. Um einen Massstab zur Be- 
urteilung der Grössenverhältnisse zu geben, bemerke ich, dass der Durch- 
messer des Hügelkreises von N. nach S. etwa 3 1 /« deutsche Meilen betragen 
mag. Die Breite der Rille r anzugeben ist nicht möglich, und Schätzungen 
sind unter den obwaltenden Umständen sehr unsicher. Ich glaube aber, dass 
die Rille im Innern des Hügelringes keineswegs 1000 Fuss Breite hat; süd- 
wärts, besonders ehe sie den Wall des Alphonsus erreicht, wird sie dagegen 
viel breiter. 

Meiner Ansicht nach beweisen die in vorstehendem geschilderten Ver- 
hältnisse die Existenz von Erscheinungen auf der Mondoberfläche, welche 
mit den Lavaergüssen unserer irdischen Vulkane die grösste Ähnlichkeit 
zeigen, so dass an dem Vorkommen echt vulkanischer Erscheinungen auf 
dem Monde nicht mehr zu zweifeln ist. Diese Erscheinungen gehören bei 
dem Krater A einer Epoche an, als die Hügelzüge der umgebenden Ober- 
fläche schon vorhanden waren, so dass die ausfliessende Materie den gege- 
benen Neigungen des Bodens folgen musste. 

W f enn in dem geschilderten Beispiele alle Phänomene auf lavaartige Er- 
güsse hindeuten, so kann man in einem anderen Falle, wenngleich mit ge- 
ringerer Sicherheit, auf Bedeckung des Bodens mit Stein- und Aschenmassen 
scbliessen. Die betreffende Gegend liegt auf dem Monde in 1° nördlicher 
Breite und 47° westl. Länge. Dort wird der graue Boden des flachen, nur 
mit sehr niedrigen Hügeln besetzten Mare von hellen Lichtstreifen durch- 
zogen. Man bemerkt aber, selbst bei niedrig stehender Sonne, dass auf 
einer Oberfläche von mehreren Quadratmeilen ein eiförmiger Fleck wie von 
dunkler Gaze den Boden bedeckt, und dass unter ihm die helleren und 
dunkleren Bodenteile hervorschimmern. Dieser Fleck macht auf den Be- 
obachter den Eindruck, als wenn er durchsichtig wäre oder als wenn ein 
feiner Nebel den Boden bedeckte. Dieses letztere ist aber nicht anzunehmen, 
da der Fleck eine durchaus dauernde Erscheinung ist, eine Modifikation der 
Farbe des Mondbodens. Eine solche würde aber entstehen müssen, wenn 
der Boden da, wo er hellgrau sowohl als wo er von weissen Streifen durch- 
zogen ist, von vulkanischen Aschen- und Steinmassen in sehr dünner Schicht 
bedeckt würde. Ähnliche Andeutungen finden sich noch an anderen Stellen 
der Mondoberfläche, sie sind aber bis jetzt den Mondbeobachtern entgangen, 
weil diese meist die allgemeineren und grösseren Züge der Mondoberfläche 
ins Auge fassten und die Detailforschung eigentlich erst jetzt beginnt. Da- 
bei hat sich bereits eine weit grössere Ähnlichkeit der Oberfläche des Mondes 
mit derjenigen unserer Erde herausgestellt, als man früher annahm, doch 
steht die Forschung erst am Anfange und einem geradezu unendlichen Detail 
gegenüber; ausserdem ist sie weit schwieriger und anstrengender als viele 
andere Beobachtungen. Es wäre dringend zu wünschen, dass von Seiten der 
Geologen den Mondformationen ein eingehendes, auf Autopsie zu begrün- 
dendes Studium gewidmet würde; der Erfolg dürfte für die bessere Erkenntnis 
der lunaren wie der irdischen Formationen gleich bedeutend sein. 



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- 204 — 



Die helle Linie im Norden des Ringgebirges Agrippa 

auf dem Monde. 

Im 8. Hefte des „Sirius 4 ' S. 191 berichtet Herr Dr. Krüger in Kriesebt 
über seine Wahrnehmung eines hellglänzenden geradlinigen Saumes, der 
sich als der östliche Rand eines Thaies erwies, das sich vom nordnordwest- 
lichen Rande des Ringgebirges Agrippa gegen das Ringgebirge Boskowich 
hin erstreckte. Die Lichtgrenze des zunehmenden Mondes verlief zur Zeit 
der Beobachtung östlich neben Manilius, schnitt also den Mondäquator in 
7° westl. Länge. Herr Dr. Krüger gewann den Eindruck, dass es sich bei 
obiger Wahrnehmung um eiue sehr breite thalartige Schlucht handle, die 
sich von Agrippa gegen Boskowich erstreckt Eine solche Schlucht, findet 
sich nun weder auf irgend einer der bisherigen Mondkarten, noch ist sie 
mir jemals zu Gesichte gekommen; die aufmerksame fernere Untersuchung 
jener auch sonst sehr interessanten Gegend dürfte sich also sehr empfehlen. 
Herr Dr. Krüger spricht die Vermutung aus, der von ihm wahrgenommene 
Thalrand sei möglicherweise identisch mit einer von Gruithuiseu ent- 
deckten geraden Linie, über die ich S. 150 meiner „Anleitung zur Durch- 
musterung des Himmels" einige Bemerkungen machte. Dort habe ich bereits 
erwähnt, dass ich mich bisher vergeblich bemüht habe, in jener Gegend des 
Mondes eine Formation zu rinden, welche den Eindruck jener von Gruit- 
huiseu entdeckten Linie hervorrufen könnte. Um auch andern Beobachtern 
die Möglichkeit zu bieten, jene Linie zu identifizieren, mögen daher hier 
die Beobachtungen und Zeichnungen Gruithuisens über dieselbe mitgeteilt 
werden. 

Gruithuisen sagt über diese Linie folgendes: 

„Diese Linie habe ich am 26. April 1814, abends V»9 Uhr 4 Stunden 
vor dem ersten Viertel entdeckt und sie in einer nicht gut geratenen Kon- 
turenzeichnung angegeben. Ich habe bis Ende des Jahres 1824 sie noch 
öfter gesehen, bis hierher aber leider zu wenig darauf geachtet, wie z. B. 
am 20. Nov. 1822 abends 6 Uhr, als die Lichtgrenze mitten durch Stöfflerus 
und durch die nördl. Apenninen ging, wobei sich auch eine nachlassige 
Konturenzeichnung befindet. Allein am 27. Dez. 1824 abends 5 Uhr, als 
3y 4 Stunde später die Lichtgrenze durch die rechte Randlinie Tab. VI, Fig. 13*) 
bezeichnet werden konnte, verfertigte ich die eben angegebene genaue Kon- 
turenzeichnung. Zu einer schattierten Karte war die Zeit zu kurz, und ich 
habe durch b, r, c, h, t die Orte angegeben, wo ich Erhöhungen sah. Die 
gerade Linie c p geht vom Anfang der von Schröter entdeckten westl. tiefen 
Rille c b bei c aus und endet beim westl. Fusse eines verwitterten Ring- 
gebirges p x, welches innen grau ist und in der Mitte einen Hügel hat Die 
Linie selbst besteht in einem vollkommen geraden weissen Streifen, hier 
zwischen den zwei schwarzen Linien, durch welche beide die helle Linie 
bezeichnet ist. Die übrigen Buchstaben zeigen folgende Gegenstände an, 
mit welchen die richtige Situation der Linie bestimmt ist: k s ist die östl. 
von Schröter entdeckte tiefe Rille; k 1 ein einstmaliger Flussarm derselben: 
ol, nl und ml sind Furchen, die man für weitere Zuflussarme ansehen 
kann, kc, ki und hc können als sehr schmale Furchen, die selten sichtbar 

*) Reproduziert im gegenwärtigen Heft des Sirius Tafel 9, Fig. 2. 



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— 205 - 

sind, angesehen werden; b f g ist eine breite krumme Furche. Zwischen r 
und u ist der Gebirgsbogen im Osten von Agrippa, bloss nachrichtlich ange- 
geben. Die Fläche t enthielt eine Menge von mir für kleine Wolken an- 
gesehene Erhöbungen. Eine neue Gelegenheit, diese Linie zu sehen und zu 
zeichnen, fand sich am 6. Nov. 1826 abends 6 h 30', als die Lichtgr. 
schief über die Lücke zwischen den beiden Apenninen und über das westl. 
Kinggebirge des Albategnius ging; Tab. VI Fig. 14*) clq ist die beschriebene 
weisse Linie, o und n sind zwei Teile der Flussarme 1 o und 1 u der 
13. Figur, über welche die Linie c 1 q geht. Durch m p ist eine neuent- 
deckte gerade, sehr zarte, aber deutlich gesehene Linie dargestellt Das 
Tagebuch meldet leider nicht, ob diese Linie weiss oder ein blosser Schatten- 
strich war. c r ist der nordöstl. Teil der grossen Rille im W, die Schröter 
entdeckte, wovon in der vorigen Figur nur das kleine Stück cb enthalten 
ist. D d e ist der von Schröter gezeichnete Ringgebirgsteil Tab. LXII, 
Fig. 2 D, wo es als Ringgebirge erscheint, von dem der Schluss im NO 
fehlt und das Ganze jetzt so verunstaltet erscheint, dass man es nur 
schwer erkennt und so auch vg Schröters, hier bei d, von dem das östl. 
nur noch als Hügel erscheint, dergl. von Schröter für atmosphärisch ge- 
haltene Verunstaltungen ich noch eine Menge anzeigen könnte. Die übrigen 
hi diesem Kärtchen enthaltenen Bezeichnungen stimmen mit denen in der 
vorhergehenden Figur überein, und die Erhöhungen a und ß könnten nur 
Wolken gewesen sein. — Die grosse helle Linie habe ich also mit aller Ge- 
wissheit zweimal und die kleine einmal beobachtet. Atmosphärische Be- 
deckungen verbargen sie aber so oft, als ich mich zu anderen Zeiten nach ihnen 
umsah; ja sogar kamen stückweise zuweilen andere gerade und gekrümmte 
Linien zum Vorschein, denen ich die Sichtbarkeit dem Zufalle nur zu- 
schreiben konnte, wie z. B. am 1. Nov. 1821 und am 20. Nov. 1822, wo 
die Lichtgrenze wieder ebenso nahe war wie am 27. Dez. 1824, und man muss 
auf weitere Entdeckungen in dieser Hinsicht gegenwärtig Verzicht thun, bis 
die Inhaber der Riesenfernrohre sich entschliesseu, bei allerbester Luft hin- 
länglich oft den Mond aufmerksam zu betrachten." 

Ich muss gestehen, dass sowohl die Beschreibungen als die Zeichnungen 
Gruithuisens nicht eben die deutlichsten sind, um den Verlauf der Linie in 
eine Mondkarte eintragen zu können. Besonders in Fig. 2 sind die 3 Arme 
der Hyginusrille nicht genau in der natürlichen Lage gezeichnet und der 
Ringwall p x im N 0 der Agrippa ist auch entschieden zu schematisch ge- 
zeichnet, wenigstens habe ich denselben in der gezeichneten Form bis jetzt 
noch niemals gesehen. Jedenfalls aber liegt Gruithuisens helle gerade Linie 
nordöstlich vom Zentrum des Agrippa und reicht bei weitem nicht bis zum 
Boskowich. Das würde gegen die Vermutung von Herrn Dr. Krüger 
sprechen, besondere da derselbe die von ihm beschriebene breite Schlucht 
vom nordnordwestlichen Teil des Ringwalls des Agrippa herkommen sah. 
Eine Entscheidung in dieser Frage wird wohl erst durch fernere Beobach- 
tungen herbeizuführen sein. D r> Klein. 

*) Taf. 9, Fig. 3. 



SirtM 1882. Heft ». 27 



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— 206 — 



Das Spektrum des Kometen Wells. 

Von Dr. B. Hassel berfr, Adjunkt-Astronom an der Sternwarte zu Pulkowa. *) 

Die Erfahrungen, welche ich über den Einfluss* der niesigen hellen 
Sommernächte auf die Sichtbarkeit eines Kometeuspektrums bei Gelegenheit 
des grossen Junikometen des vorigen Jahres machte, liessen es mir anfangs 
eine wenig versprechende Aufgabe erscheinen, an dem für uns noch viel 
ungünstiger gelegenen Kometen Wells eine spektroskopische Beobachtung 
vorzunehmen, um so mehr, als nach den Anfang April von Tacchini**) 
augestellten Beobachtungen ein nur wenig ausgeprägtes Spektrum erwartet 
werden konnte. Tacchini erwähnt nämlich nur schwache, iu der unmittel- 
baren Nähe des schwachen, lichtarmen kontinuierlichen Spektrums des Kerns 
merkbare Spuren der gewöhnlichen drei Banden, und da diese Angaben die 
einzigen bis Anfang Juni mir bekannten waren, so ist dadurch genügend 
erklärt, weshalb bei uns keine früheren Beobachtungen vorliegen. Bei der 
raschen Zunahme der Helligkeit des Kometen in den ersten Tagen des Juni 
schien es mir indessen nicht versäumt werden zu müssen, wenigstens einen 
Versuch zu machen, ob etwas sich beobachten liesse, und ich habe deshalb 
am 4.. Juni angefangen, mit Hilfe des grossen Heliometers der Sternwarte 
(Öffnung 188 mm), an dem ein gutes Spektroskop von Merz angebracht war, 
den Kometen zu beobachten. Das gewonnene Resultat war iu der That 
nicht wenig überraschend, da statt der drei gewöhnlichen schwachen Streifen 
im gegenwärtigen Falle eine glänzende helle Linie in Gelb neben einem 
sehr hellen und ausgedehnten kontinuierlichen Spektrum sich beobachten 
liess. Diese helle Linie erwies sich mit völliger Evidenz als mit der gelben 
Doppellinie des Natrium identisch. Ich lasse jetzt den Hauptinhalt der bei 
der Beobachtung gemachten Aufzeichnungen folgen. 

Juni 4. Der Komet wurde kurz nach seiner unteren Kulmination be- 
obachtet. Der Spalt in die Richtung des Schweifs gestellt. Im Spektro- 
skope ist ein glänzendes, von beiläufig l — G4G bis 2 = 446 reichendes kon- 
tinuierliches Spektrum vom Kerne zu sehen, nebst einer ausserordentlich 
hellen, gelben, nadeiförmig angezogenen Linie. Dieselbe fangt breit und 
glänzend im Kernspektrum an und setzt sich, an Helligkeit und Breite ab- 
nehmend, in der Richtung des Schweifs fort. Aus einer grösseren Zahl von 
Einstellungen folgt die Lage derselben am Mikrometer 

i = 9'300 + 0'003 

während die am Abend vor dem Sonnenuntergänge und am folgenden Mor- 
gen am Sonneuspektrum angestellten Messungen für die Mitte der D-Linie 
im Mittel geben: 

h = 9'298 + O'OOl 

Die Linie gehört folglich dem Natrium an. Aus der Form und Aus- 
dehnung derselben folgt weiter, dass die Dämpfe dieses Metalls mit ab- 
nehmender Dichtigkeit erheblich weit im Schweife vom Kerne aus ausge- 
breitet waren. 



*) Aus Astron. Nachrichten No. 2441. 
**) Compte Rendu Tome XXIV p. 1031. 



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— 207 



Von den gewöhnlichen Konietcustreifen war nichts zu sehen, woraus zu 
schliessen ist, dass dieselben, wenn überhaupt vorhanden, jedenfalls viel 
schwächer sein mussteu, als beim Kometen 1881 III, bei welchem wenig- 
stens der mittlere Streifen trotz des hellen Himmelsgrundes hier gut be- 
obachtet werden konnte. 

Juni 5. Das Spektrum wie gestern. Für die Kometenlinie und die 
Ü-Linie geben die Messungen resp.: 

i = 9'282 + 0'002 und i, = 9'290 + 0'006 

4 

Das Kernspektrum beginnt sehr nahe bei C und lässt sich bis etwa X = 442 
verfolgen. 

Ausser der gelben Linie könnte noch eine rote ab und zu vermutet 
werden, die indessen zu schwach war, um irgend welche Messungen zu er- 
lauben. Mit H a dürfte sie nicht zu identifizieren sein, da sie dafür der 

gelben zu nahe lag, vielleicht könnte man aber an das rote Natriumpaar 
= 615 7) denken? 

Vom grünen Streifen des gewöhnlichen Kometen-Spektrums glaube ich 
bisweilen Spuren zu bemerken. 

Juni 7. Das Spektrum unverändert. Die Natriumlinie eher heller als 
vorher, trotz des niedrigen Standes des Kometen. Die rote Linie wurde 
heute mehrmals ausser von mir noch von Herrn Geheimrat Struve und M. 
Tisserand vermutet. Die Messungen der hellen Linie gaben 

i = 9'266 + O'OOl ; für D : i, 9'262 + O'OOl. 

Das kontinuierliche Kernspektrum liegt innerhalb der beiläufigen Grenzen 
1= 666 und A^455. 

Die Messungen der D-Linie wurden etwa eine halbe Stunde nach den- 
jenigen der Kometenlinie, um 19 h 10 m Sternzeit, angestellt, da das Spektrum 
des Himmelsgrundes unterdessen genügend an Helligkeit zugenommen hatte. 
Die Deutlichkeit der Hauptlinien des Sonnenspektrums war allmählich so 
gross geworden, dass etwas später (19 h 20™) die vollständige Koinzidenz der 
Kometenlinie mit D direkt beobachtet werden konnte. Die erste projizierte 
sich dabei als eine scharfe helle Nadel auf. die wegen atmosphärischer Ab- 
sorption etwas breitere D-Gruppe, und zwar konnte diese Koinzidenz noch 
lange beobachtet werden, nachdem im Sucher der Komet schon längst ver- 
schwunden war. Eine leichte Wolke verdeckte leider etwa eine halbe Stunde 
vor dem Sonnenaufgange den Kometen, und da derselbe im Sucher nicht 
weiter gesehen werden konnte, so gelaug es mir nicht, ihn wieder zu finden, 
um zu prüfen, ob die gelbe Linie noch bei der Anwesenheit der Sonne 
sichtbar sein würde. Wegen der grossen Helligkeit derselben scheint mir 
dies indessen sehr wahrscheinlich. 

Die auf der dunklen D-Linie projizierte helle Kometenlinie war eine 
Erscheinung von genau derselben Art, wie die bei radial gestelltem Spalte 
eintretende, teilweise Umkehrung der Fraunhoferschen Linien C und F durch 
die Protuberanzen der Sonne, und dem entsprechend gelang es auch voll- 
ständig, durch passende Verbreiterung des Spalts sämtliche Details im Kopfe 
und einen nicht unbeträchtlichen Teil des Schweifes des Kometen in gelbem 
monochromatischem Lichte zu sehen. Die Gestalt des Gestirns war dabei 
in der That so deutlich zu erkennen, dass es nicht unwahrscheinlich sein 

27* 



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— 208 — 



dürfte, dass diese Beobachtungsmethode in solchen Fällen gute Dienste wird 
leisten können, in denen wegeu mangelnder Helligkeitskontraste mit dem 
Himmelsgrunde die direkte teleskopische Beobachtung wenig Erfolg verspricht. 

Die obigen Wahrnehmungen, welche übrigens nach neulich einge- 
gangenen Nachrichten*) auch an anderen Orten mit demselben Resultate 
gemacht worden sind, bilden in der That einen hochinteressanten Zuwachs 
unserer Kenntnisse der physikalischen Eigentümlichkeiten der Kometen und 
legen nicht nur für die eigene Lichtentwickelung dieser Himmelskörper, 
sondern auch für eine grössere Komplikation der chemischen .Zusammen- 
setzung derselben, als es die bisherigen Beobachtungen an die Hand gegeben 
haben, ein neues, unzweifelhaftes Zeugnis ab. Besonders merkwürdig und 
zu neuen Untersuchungen Anlass gebend scheint mir dabei der Umstand, 
dass das zuerst von Tacchini und Vogel beobachtete gewöhnliche Kometen- 
spektrum in den Tagen vom 22. bis 31. Mai verschwand, während statt 
dessen die neue helle Linie sich entwickelte. Da dies mit der Annäherung 
des Kometen ans Perihel zusammenfällt, so ist mit grosser Wahrscheinlich- 
keit der Grund davon in der rasch zunehmenden Erhitzung des Kometen zu 
suchen, indem dadurch einerseits das in demselben vorhandene Natrium in 
Danipfform überging und andererseits die elektrischen Prozesse innerhalb 
seiner Masse grössere Lebhaftigkeit erreichten. Aus der eingehenden Dis- 
kussion der früher bekannt gewordenen spektroskopischen Beobachtungen des 
Kometen, sowie aus vergleichenden Laboratorjumsversuchen über die Spektral- 
verhältnisse der Kohlenwasserstoffe **) scheint es mir nämlich mit grosser 
Wahrscheinlichkeit hervorzugehen, dass die eigene Lichtentwickelung dieser 
Gestirne hauptsächlich durch disruptive elektrische Entladungen bedingt ist, 
eine Ansicht, der sich neuerdings auch Vogel***) auf Grund anderer Ver- 
suche angeschlossen hat Es würde nun offenbar von grossem Interesse 
sein, nicht nur zur festeren Begründung dieser Ansicht über den Ursprung 
des Eigenlichts der Kometen überhaupt, sondern auch wegen der physi- 
kalischen Deutung der erwähnten Spektraleigentümlichkeit des vorliegenden 
Kometen insbesondere, wenn bei gemischten Gasen und Dämpfen ähnliche 
spektroskopische Eigenschaften unter dem Einflüsse elektrischer Entladungen 
nachgewiesen werden könnten. Dies ist auch in der That geschehen, und 
zwar zeigen die betreffenden Versuche eine so grosse Analogie mit den jüngst 
beobachteten Erscheinungen am Himmel, dass ihre Erwähuung hier am 
Platze sein dürfte. 

Vor einigen Jahren fand E. Wiedemannf), dass, wenn in einer mit 
Stickstoff oder Wasserstoff gefüllten Röhre Quecksilber oder Natrium erhitzt 
wurde, während der elektrische Entladungsstrom durch die Röhre geführt 
wurde, die zuerst sichtbaren Spektren der Gase denjenigen der Metalle Platz 
machten, indem die letzteren allein die Überführung des Stromes über- 
nahmen. Ähnliche Beobachtungen habe ich auch selbst neuerdings zu 
machen Gelegenheit gehabt. ff) In einer kleinen mit Wasserstoff unter sehr 
geringem Drucke gefüllten Spektralröhre, durch welche der Strom einer 



*) Astron. Nachrichten Nr. 2434. 

*♦) Mem. de l'Acad. de St. Petcrebourg VII Ser. T. XXVIII. 2. 
***) Potsdam. Publication. Bd. II p. 183. 
t) Wiedemann. Anoalen Bd. V. p. 500. 
tt) Wiedemann. Ai malen Bd. XV. p. 45. 



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— 209 — 



grossen Induktionsrolle ging, begann einige Minuten nach dem Stronischluss 
an der einen Hälfte der Kapillare Natrium aus dem Glase sich zu entwickeln, 
und zwar in solcher Fülle, dass das Spektrum des Metalls mit einer ausser- 
ordentlichen Vollständigkeit und grossem Glanz sich zeigte. Die zweite Hälfte 
der Röhre blieb von den Entladungen unberührt und zeigte wie vorher nur das 
Spektrum des Wasserstoffs. Wurde nun das Rohr so vor dem Spalt aufge- 
stellt, dass der Trennungspunkt der beiden Hälften den Spalt halbierte, so 
war in der einen Hälfte des Gesichtsfeldes nur das Natriumspektrum, in 
der anderen nur dasjenige des Wasserstoffs, in das jedoch die gelben Natrium- 
linien etwas hineinragten, sichtbar. Nach Unterbrechung des Stromes und 
Erkaltung der Köhre zeigt dieselbe bei erneuertem Durchlassen der Ent- 
ladung nur das Wasserstoffspektrum, solange die Erhitzung nicht die 
nötige Höhe erreicht hatte, sowie dies aber der Fall war, wiederholte sich 
die beschriebene Erscheinung von neuem. Aus diesen Versuchen folgt so- 
mit, dass in Mischungen von Wasserstoff und Natriunidämpfen nur die 
letzteren die Leitung des Stroms vermitteln , während das Gas auf- 
hört, der Träger der Entladung zu sein. Schon hierin findet sich eine nicht 
zu verkennende Analogie mit den Erscheinungen am vorliegenden Kometen; 
dieselbe kann aber noch vollständiger erhalten werden, da die obigen spek- 
troskopisehen Vorgänge nicht an die Mischung der Natriumdämpfe mit 
Wasserstoff oder Stickstoff allein gebunden sind, sondern bei Substitutiou 
eines Kohlenwasserstoffs sich in ähnlicher Weise wiederholen. 

Eine gewöhnliche Spektralröhre wurde zu diesem Zweck mittelst einer, 
von der einen cylindrischen Erweiterung ausgebenden Röhre an die Luft- 
pumpe angekittet, nachdem durch eiue vom zweiten Cylinder hervorragende 
Röhre etwas mit Naphtha befeuchtetes Natrium in diesen Cylinder eingeführt 
und die Röhre luftdicht verschlossen war. Die diesem Cylinder entsprechende 
Elektrode war von der Seite eingeschmolzen, um die Erhitzung des Metalls 
durch eine untergestellte Spirituslampe zu ermöglichen. Die Luft wurde 
darauf bis auf etwa 4 oder 5 Millim. Druck ausgepumpt und das beim 
Durchgang des elektrischen Stroms entstehende Licht in einem aus zwei 
vorzüglichen Schwefelkohleprismen von Prazmowski bestehenden Spektral- 
apparat analysiert. Die dabei beobachteten Erscheinungen lassen sich fol- 
gendermassen zusammenfassen: 

I) In den Kreis des Induktionsstroms eingeschaltet: Eine Leydner- 
flasche und eine kleine etwa 2 Mm. lange Funkenstrecke. 

Das Spektrum ist ein sehr helles Kohlenwasserstoffspektrum , dessen 
Banden mit vorzüglicher Deutlichkeit in hunderte von feinen, scharfen 
Linien aufgelöst sind. Bei Erhitzen des Natriums wird zunächst dies 
Spektrum heller wegen vermehrter Entwicklung der Dämpfe des an dem 
Metall haftenden Naphthas; sowie aber bei der allmählichen Verdampfung 
des Natriums dessen Linien an Helligkeit zunehmen, so werden die Gruppen 
des Kohlenwasserstoffs schwächer und intermittent, ohne indessen vollständig 
zu verschwinden. Vom Spektrum des Kohlenoxyds sind Spuren bemerkbar. 

II) Eingeschaltet: Eine Leydnerflasche ohne Funkenstrecke. 

Vor dem Erhitzen des Natriums sind die Erscheinungen dieselben wie 
oben, nur etwas schwächer. Beim Auftreten des Natriumspektrums ver- 
schwinden die Spektra des Kohlenwasserstoffs und des Kohlenoxyds ganz, 



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— 210 — 



und das Metallspektrum glänzt prachtvoll auf einem beinahe dunklen Hinter- 
grunde. Im Orange ist indessen das zweite Wasserstoffspektrum als schwache 
Spur vorhanden. 

III) Einfacher Strom ohne Flasche. 

Vor der Erhitzung ist hauptsächlich nur das Spektrum des Kohlenoxyds 
zu sehen, welches aber sofort verschwindet, sobald das Natriumspektrum 
erscheint. 

Wird die Lampe abgestellt, so kehren in allen diesen Fällen bei all- 
mählicher Kondensation der Natriumdämpfe und Erhlassen des Spektrums 
derselben die Händen der Kohlenverbindungpn wieder. 

Ich glaube, dass diese Versuche die Vorgänge beim vorliegenden 
Kometen in nicht unwesentlichem Masse leichter verständlich machen 
werden. Der Parallelismus zwischen den Erscheinungen im Laboratorium 
und am Himmel scheint mir in der That so vollständig, dass darin sogar 
ein neuer Beleg für die zu Grunde gelegte Annahme eines elektrischen Ur- 
sprungs des Eigenlichtes der Kometen gesehen werden kann. Denn obwohl 
allein die Erhitzung der Kometenmasse bei der Annäherung zur Sonne ge- 
nügen könnte, um das Auftreten der Natriumlinie zu erklären, so wird da- 
durch jedoch über das gleichzeitige Verschwinden oder Erblassen des Kohlen- 
wasserstoffspektrums keine Rechenschaft gegeben, wie daraus erhellt, dass, 
wenn z. B. in eine dies Spektrum gebende Flamme Natrium eingeführt 
wird, beide Spektra aufeinander superponiert auftreten, ohne dass die Ein- 
führung des Metalls die Deutlichkeit des Gasspektrums im geringsten be- 
einträchtigt 

Pulkowa 1882, Juni 22. B. Hasselberg. 



Die Astronomie der alten Ägypter. 

Der bekannte Ägyptologe Professor Lauth hat in der Münchener anthro- 
pologischen Gesellschaft einen interessanten Vortrag über alt ägypt ische 
Astronomie gehalten, dem das Nachfolgende entnommen ist. 

Der Mensch besitzt in seinem aufrechten Gange die Grundbedingung 
für die fortgesetzte Betrachtung des gestirnten Himmels. Aber es ist ausser- 
dem erforderlich, dass Sonne, Mond, Planeten und Fixsterne sich dem Auge 
möglichst ununterbrochen darbieten, wenn der Beobachter mit Aussicht auf 
Erfolg seine Augen nach ihnen richten soll. Daraus ergiebt sich mit Wahr- 
scheinlichkeit die Folgerung, dass nur einzelne in dieser Beziehung gesegnete, 
mit durchsichtiger Luft versehene Land- (oder auch Himmels-) Striche in 
Betracht kommen, sobald es sich um die früheste Ausbildung der 
Astronomie handelt. 

Es ist deshalb nicht zufällig zu nennen, dass die alten Autoren als erste 
Begründer der Astronomie die Chaldäer und Ägypter nennen. Denn die 
von diesen beiden ältesten Kulturvölkern bewohnten Ebenen bieten that- 
sächlich alle obgenannteu äusseren Bedingungen in ihrem fast das ganze 
Jahr hindurch wolkenlosen Himmel. 

Wir haben in dem Altvater Herodot eine klassische Autorität dafür, 
dass die Ägypter die ältesten Astronomen gewesen. Er sagt II 4: „Was 



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- 211 - 



die menschlichen Dinge betrifft, so stimmt man darin fiberein, dass die 
Ägypter zuerst unter allen Menschen das Jahr entdeckten, indem sie zwölf 
Teile der Jahreszeiten darauf verteilten; diese aber behaupten sie aus den 
Sternen entdeckt zu haben. 44 Es sind zwar die Ägypter, speziell die 
Heliopoliten , seine Gewährsmänner, und man könute deshalb den Einwurf 
machen, dass sie aus Eigenliebe so gesprochen und ihre desfallsigen Angaben 
daher keine volle Glaubwürdigkeit haben. Allein die noch vorhandenen 
Denkmäler astronomischer Art, regelmässig am Plafond der Tempel ange- 
bracht, geben vollgültiges Zeugnis dafür, dass die Ägypter frühzeitig eine 
ihnen eigentümliche Sphäre besassen. Und wenn auch diese Monumente 
bis jetzt nicht über die XVIII. Dynastie hinauf nachweisbar sind, so haben 
uns die neu erschlossenen Pyramiden von Saqqarah, welche der VI. Dyu. 
(2700 v. Chr.) angehören, als die drei vornehmsten Gestirne des Himmels 
ausschliesslich den Orion, den Sirius und den Planeten Venus überliefert, 
d. h. die Repräsentanten der drei Hauptjahresformen : des Wandeljahres zu 
365, des fixen Jahres zu 365 l U Tagen und des tropischen Jahres zu 365 
Tagen 5 Stunden 48 Minuten. Ja, au einigen der noch älteren Pyramiden 
aus der V. Dynastie trifft man Daten derselben Form wie später, woraus zu 
schliessen ist, dass die Einrichtung des Jahres zu 12 Monaten bis in die 
allerältesten Dynastieen, bis zum Protomonarcheu Menes und sogar darüber 
hinaus in die praehistorische Zeit hinaufreicht. 

Der Ausdruck Herodots „zwölf Teile' 4 SvoiSsxa /ul^e« scheint nun aller- 
dings zunächst die uns geläufige Dodekamorie oder Zwölfteiligkeit ent- 
weder des Jahres oder des sogenannten Tierkreises zu bezeichnen. Ein 
Blick auf die bekannten Zodiake von Denderah erlaubt eigentlich keine 
andere Annahme, als die, dass die Ägypter die Urheber der zwölf Zeichen 
gewesen. 

Denn sowohl das Rundbild als die rechtwinkelige Darstellung enthalten 
die zwölf Zeichen des Tierkreises in der nämlichen unverbrüchlichen Reihen- 
folge. Allein beide Denkmäler sind nach ägyptischem Massstabe sehr jung: 
jenes stammt aus dem Jahre 36 v. Chr. (aus der Zeit der Kleopatra) und 
dieses aus dem Jahre 34 n. Chr. (unter Tiberius) — sie beweisen daher 
nichts für die ältere Zeit, in welcher z. B. auf den astronomischen Dar- 
stellungen der XVIII. und XIX. Dynastie (1600—1300 v. Chr.) die Bilder 
Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Wage, Skorpion, Schütze, 
Steinbock, Wassermann, Fische, weder im ganzen noch im einzelnen er- 
scheinen, zum Beweise, dass sie der altpharaonischen Sphäre nicht ange- 
hören. Hieraus lässt sich leicht ermessen, welcher Wert solchen Erklärungen 
beizumessen sei, welche die Gestalten sowie die Namen der zwölf Zeichen 
des Tierkreises aus Altägypten herleiten. Aus der nicht unbeträchtlichen 
Zahl solcher Hypothesen will ich die neueste auswählen, weil sie zuversicht- 
lich auftritt und in bestechendem Stile geschrieben ist. 

Unter der Aufschrift „Die Zeichen des Tierkreises 44 hat Herr Julius 
Stinde einen Erklärungsversuch veröffentlicht, welcher unter anderen folgen- 
den Satz enthält: „Die ältesten Spuren von Tiernamen zur Bezeichnung 
der Sternbilder finden wir im Tierkreise, also in Ägypten, dem Lande 
hoher Kultur, in dem schon vor tausenden von Jahren die Astronomie so- 
wohl wie die Astrologie, die Sterndeuterei, von den Priestern gepflegt wurde. 44 
Der Verfasser berührt alsdann die drei ägyptischen Jahreszeiten: die der Cber- 



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— 212 — 



schweminung vom Juni bis zum Oktober, die der Aussaat und der Grünzeit, 
bis zum Februar, die der Erntezeit, vom Februar bis Ende Mai. „Wegen 
der Nilüberschwemmuugen," sagt er, „von denen das Wohl und Wehe des 
ganzen Landes abhängt, waren die Ägypter darauf angewiesen, Zeichen zu 
suchen, wann das wichtige Ereignis eintrete. Der Himmel bot solche Zeichen 
dar." Insoweit kann man mit dem Verfasser übereinstimmen. Weniger mit 
seiuen unmittelbar folgenden Sätzen. „Die Sternkundigen beobachteten die- 
jenigen Sterue, welche am Abend, der untergehenden Sonne gegenüber, am 
östlichen Horizont sichtbar wurden, und merkten sich sowohl die Konstella- 
tion dieser Sterne, als die Vorgänge auf der Erde, welche stattfanden. Wenn 
im Juli das Land unter W asser stand, nannten sie das Sternbild, das der 
• untergehenden Sonne am Abend gegenüberstand, den Wassermann." Diese 
Erklärung, so verführerisch sie_auch klingt, wird schon durch den einzigen 
Umstand hinfällig, dass die Ägypter nicht den Spätaufgang am Abend, 
sondern den heliakalischen Frühaufgaug am Morgen zum Änfang des Tages 
sowohl als des Jahres wählten. Der hellste Fixstern: der Sirius, ägyptisch 
Supd oder die göttliche Sothis genannt, „die Herrin des Jahresanfangs, 
welche den Nil ausgiesst zu seiner Zeit" ist in den Texten aller Epochen 
als Ausgangspunkt genommen, und dass wirklich der Frühaufgang dieses 
Sternes gemeint ist, beweist der oft wiederkehrende Passus: „sie vereinigt 
sich am Osthorizonte des Himmels mit ihrem Vater IIa oder dem Sonnen- 
gotte." Indess hören wir Stinde's weitere Deduktion: 
, . „Im August stand der Sonne ein anderes Sternbild gegenüber. Der Nil 
begann zu siuken, und da das Volk sich jetzt an den Fischen erfreute, die 
leicht und in grosser Menge zu fangen waren, so gaben sie diesen Sternen 
den Namen der Fische. Im September hiess das betreffende Sternbild 
„Widder" weil man nun schon die Widderherden auf die W T eide trieb, im 
Oktober „Stier", weil die Zeit des Ackerns begann und der Stier vor den 
Pflug gespannt w;urde. Im November nannte man das Sternbild „das Braut- 
paar", weil die Ägypter um diese Zeit ihre Hochzeiten feierten; in späterer 
Zeit wurde das Brautpaar in die „Zwillinge" verwandelt (?!). Im Dezember 
erschien das Sternbild als ein Krebs, weil dann die Sonne ihren Rückgang 
antrat und vom südwestlichen Stande am Horizont wieder nach dem nord- 
westlichen zurückging. 

Den „Löweu" nannte man das Sternbild im Januar, da es heiss zu 
werden begann (!) und die Löwenjagden notwendig erschienen, weil der 
Köuig der W'üste zudringlich wurde und von den Feldern verscheucht wer- 
den musste, auf denen im Februar die Ernte begann. Schnitterinnen zogen 
ins Feld und traten an die Arbeit, wesshalb das nun sichtbar werdende 
Sternbild „Jungfrau" (mit der Ähre Spica!) geheissen wurde. Im Hin 
schien es insoferne mit einer W r age übereinzustimmen, als jetzt Tag und 
Nacht gleich waren; im April sah man den Skarabaeus, den für Ägypten 
so bedeutungsvollen Käfer, als Vertreter des Sternbildes. 

Die schnelle Vermehrung, welche dieser Käfer nach dem Rücktritte des 
Nils in dem zurückgebliebenen Schlamme erfährt, seine runde Gestalt und 
sein Goldglanz Hessen in ihm ein Abbild der Sonne und ihrer schöpferischen 
Kraft erkennen. Man wusste, dass er in diesem Monat seine Eier legt* 1 , und 
ausserdem scheint er in einer besonderen Beziehung zum Weinbau (!) ge- 
standen zu haben. Die Griechen, welche den Skarabaeus wohl kannten, für 



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— 213 — 

die er jedoch auch nicht annähernd von ähnlicher Bedeutung sein konnte, 
wie für die Ägypter, welche ihm göttliche Ehre erwiesen, machten aus ihm 
später einen „Skorpion". 

Im Mai war die heisse Zeit; es wehte der verderbliche Chamsin oder 
Samum. Man nannte das Sternbild den „Schützen 11 , und zwar den verderb- 
lichen, weil der Chamsin gefürchtet wurde. Das Sternbild im Juni hiess 
man die „Steinböcke", weil beim Beginne der Wasserzeit, da in den 
abessynischen Gebirgen schon die Kegenzeit eingetreten war, die Steinböcke, 
wie von unsern Gebirgen die Gemsen, von ihren Höhen herabstiegen und 
den Jägern in Schussweite kamen." Damit ist der Jahresring geschlossen. 

Man müsste sich billigerweise wundern, dass die vom Verfasser ent- 
wickelten zwölf Zeichen des Tierkreises genau um je ein Halbjahr aus der- 
jenigen Stelle verrückt sind, welche sie bei den Alten und noch in unserm 
Kalender behaupten, wenn man sich nicht erinnerte, dass er den Spätauf- 
gang der Sterne zum Ausgangspunkte gewählt hat, anstatt des Frühaufgangs, 
oder, was dasselbe ist, anstatt des Aufenthaltes der Sonne in dem betreffen- 
den Zeichen, wofür man aber gerade so gut den Spätuntergang hätte setzen 
können. Jedenfalls aber hat der Verfasser unterlassen zu erklären, wie und 
wann und warum die Griechen von seiner angeblich ägyptischen Anordnung 
der zwölf Zeichen des Tierkreises gerade eine Verschiebung um ein halbes 
Jahr beliebt haben sollen. 

Es leuchtet jedem ein, dass die Gleichung März-Wage (Frühlingsanfang) 
des Verfassers sofort durch die andere Gleichung September- Wage (Herbst- 
anfang) ersetzt werden kann, wie sie im Kalender steht, um so mehr, als 
auch die Zodiake von Denderah die Wage auf dem Punkte der Herbsttag- 
undnachtgleiche aufweisen. 

Dazu möchte ich eine doppelte beiläufige Bemerkung machen. Das demo 
tisch geschriebene Verzeichnis, unter dem Namen „Stobbarts Tabletten" bekannt, 
welches den Stand der fünf Planeten in den 12 Zeichen des Tierkreises vom 
Jahre 8 des Trajan bis zum Jahre 17 des Hadrian, also durch 25 Jahre, 
enthält, bringt statt des Zeichens der Wage eine auch in unsere Kalender 
übergegangene Figur n , welche sicher nicht aus dem Bilde der Wage, son- 
dern aus der Hieroglyphe o { entstanden ist, welche die Sonne inmitten 
des Horizontes darstellt Sodann wissen wir, dass das Zeichen der Wage 
erst bei Geminus und Varro, also etwa ein halb Jahrhundert v. Chr., im 
Zodiakus getroffen wird, während vorher die beiden Scheeren des Skorpions 
ihre Stelle einnehmen. So z. B. auf dem nach Bianchini genannten antiken 
Tierkreise. In einem Aufsatze vom Jahre 1863 über die demotischen Bei- 
schriften auf dem Sarkophage des Heter (er fallt unter Hadrian und zwar- 
ins Jahr 124 n. Chr.) habe ich ferner nachgewiesen, dass bei dem unzweifel- 
haften Bilde der Wage die Legende ta-djele steht, welche nicht die 
Wage, sondern die Schere bedeutet, da das dahinter stehende Deter- 
minativ der Tierklaue deutlich auf die Schere des Skorpions und als Ent- 
lehnung auf das griechische Wort xyltj (chöle) hinweist, womit der alte 
Philologenstreit, ob chölö die Wagschale oder die Schere bedeutet, endgültig 
zu Gunsten der letzteren Ansicht entschieden war. 

Was sodann den Skorpion selbst betrifft, so zeigen ihn die ägyptischen 
Zodiake allerdings in seiner bekannten Gestalt; allein die obengenannten 
demotischen Tabletten substituieren dafür konstant die Schlange, welche auch 

Sirius 1882. Heft 9. 28 



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— 214 — 



noch in dem Kalenderzeichen "i erkenntlich ist, nicht aber den Skarabaeus. 
wie Herr Stinde annimmt Vielmehr steht der Käfer in den ägyptischen 
Zodiaken an Stelle des Krebses, so z. B. auf den beiden von Denderah 
und in den Tabletten. 

Letztere weisen noch einige weitere Abweichungen von den Kalender- 
tierzeichen auf Statt des Widderkopfes v steht die konventionelle Tier- 
haut; statt des Stierkopfes 8 der ganze Stier; statt des Jungfrauzeicheos 
i? entweder die sitzende weibliche Gestalt oder ihre Legende repi; statt 
des Steinbocks ^ (caper) das Lebenszeichen auch womit ägyptisch auch 

die Ziege (capra) bezeichnet wird; statt der zwei Wellenlinien des Wasser- 
manns deren drei, die gewöhnliche Bezeichnung des flüssigen Elementes in 
den Hieroglyphen ; statt des Doppelfisches x in* den Tabletten nur ein Fisch, 
während die sonstigen Darstellungen ebenfalls deren zwei an einem Bande 
darbieten. 

Man erkennt leicht, dass diese im grossen und ganzen geringfügigen 
Abweichungen der ägyptischen Zodiake von dem griechischen Tierkreise nicht 
einer allenfallsigen altägyptischen Zodiakalsphäre angehören, sondern sich un- 
gezwungen als Entlehnungen und Modifizierungen der griechischen erklären, 
womit die schon oben erwähnte Thatsache stimmt^ dass die altpharaonischen 
Denkmäler den zwölfteiligen Zodiakus nicht kennen. 

(Schluss folgt.) 



Der Vorübergang der Venus vor der Sonnenscheibe am 

6. Dezember 1882. 

An diesem Tage findet der zweite Venusdurchgang des gegenwärtigen 
Jahrhunderts statt und keiner der heute lebenden Menschen wird nach 
jenem Tage den Planeten Venus mehr vor der Sonnenscheibe erblicken. Das 
ganze zwanzigste Jahrhundert wird vorübergehen, ohne diese Erscheinung 
darzubieten und erst am 8. Juni des Jahres 2004, sowie am 6. Juni 2012 
wird abermals ein Venusdurchgang erfolgen. 

Die grosse Wichtigkeit, welche die Vorübergänge der Venus vor der 
Sonnenscheibe für die genaue Ermittelung der Sonnenparallachse und damit 
der Entfernung der Erde von der Sonne besitzen, hat bei dem letzten Durch- 
gange am 8. Dezember 1874 die Aussendung zahlreicher Expeditionen der 
Kulturstaaten der alten und neuen Welt veranlasst. Die grossen Erwartungen, 
welche sich an die Benutzung der vollkommenen Instrumente der Neuzeit 
knüpften, haben sich bei dieser Gelegenheit nicht in dem vorausgesetzten 
Masse erfüllt; besonders die photographischen Aufnahmen des Vorübergangs 
lieferten nur wenig befriedigende Ergebnisse, da die nachträglichen Messungen 
auf den Photographieen wegen der schlechten Begrenzung des Sonnenrandes, 
nicht die genügende Schärfe besitzen um zur Basis weiterer Schlüsse dienen 
zu können. Eine definitive Bearbeitung sämtlicher damaligen Beobachtungen 
ist zur Zeit noch nicht ausgeführt worden, sodass man gegenwärtig nur 
schliessen kann, der wahre Wert der Sonnenparallachse liege zwischen 8.8'' 
und 8.9". Wenn also auch eine grössere Annäherung an die Wahrheit er- 



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215 — 



reicht worden ist als die Beobachtungen der beiden Venusdurchgänge des ver- 
gangenen Jahrhunderts geliefert haben, so ist doch der Geschicklichkeit der 
damaligen alten Beobachter, die trotz ihrer minder vollkommenen Instrumente 
durchweg recht gute Resultate erzielten, nachtraglich ein glänzendes Zeugnis 
ausgestellt worden. 

Der Venusdurchgang am 6. Dezember dieses Jahres wird nur zum Teil 
in unsern Gegenden sichtbar sein. Nach dem Berliner Jahrbuche erfolgt, 
vom Mittelpunkt der Erde aus gesehen : 

beim Eintritt: die äussere Berührung 2 h 48 m 41 s mittl. Berliner Zeit 

n „ innere „ 3 8 59 „ „ f „ 

beim Austritt: „ innere „ 8 46 28 „ „ „ 

n n „ äussere „ 9 6 45 „ „ „ 

Für ein Auge im Erdmittelpunkte erfolgt der Eintritt 145° östlich, 
der Austritt 114° westlich vom nördlichsten Punkte der Sonnenscheibe. 

Im Momente der äusseren Berührung beim Eintritt der Venus in die 
Sonnenscheibe steht die Sonne im Scheitelpunkte eines Ortes von 329° östl. 
Länge von Green wich und 22° 41' südl. Breite. Im Momente der äusseren 
Berührung beim Austritte steht die Sonne im Scheitelpunkte eines Ortes von 
234 Vi 0 östl. L. v. Gr. und 22° 43' südl. Breite. Hiernach wird die Er- 
scheinung in Europa, Afrika und Amerika zu sehen sein, ihrem ganzen 
Verlaufe nach dagegen nur in Südamerika und dem östlichen Teile von 
Nordamerika. Westeuropa sieht nur einen Teil, aber nicht das Ende der 
Erscheinung. 

üm auf dem Globus oder einer Erdkarte diejenigen Flächenräume durch 
Linien umgrenzen zu können, welche den Vorübergang ganz, teilweise oder 
gar garnicht sehen werden, habe ich für die geographischen Breiten von 
+60° bis — 60° die zugehörigen Längen östlich von Ferro berechnet unter 
welchen: 

1) der Anfang des Durchgangs bei Sonnenaufgang 

2) „ „ „ „ „ Sonnenuntergang 

3) das Ende „ „ „ Sonnenaufgang 

4) „ „ „ „ „ Sonnenuntergang 

gesehen wird. 

Die nachstehende Tabelle enthält unter den Kolumnen 1 bis 4 diese 
berechneten Längengrade. 



Venusdurchgang 1882. 



Geogr. Breite. 


1 


2 


Q 
o 


4 


+60" 


305° 


33« 


209 " 


298° 


50 


289 


48 


193 


313 


40 


279 


57 


183 


322 


30 


273 


64 


177 


329 


20 


268 


69 


173 


334 


+ 10 


263 


73 


167 


338 


-10 


255 


82 


159 


347 


20 


250 


87 


154 


352 


30 


244 


92 


148 


357 


40 


239 


98 


143 


3 


50 


229 


HKS 


133 


13 


60 


213 


158 


117 


63 



28* 



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— 216 — 



Bezeichnet man diese Punkte auf einem Erdglobus oder einer Erdkarte 
und verbindet alle unter 1), unter 2) u. s. w. durch je eine möglichst an- 
schliessende Linie, so erhält man eine Einteilung der Erdoberfläche in vier 
Felder. Von diesen sieht der durch die Linien 1 und 4 begrenzte Kaum 
den Durchgang nach seinem ganzen Verlaufe. Der Teil der Erdoberfläche 
zwischen den Kurven 1 und 3 sieht zwar das Ende, auch ein mehr oder 
minder grosses Stück des übrigen Verlaufes, je nachdem der Beobachtungs- 
ort der Linie 1 mehr oder weniger nahe liegt, aber nicht der Anfang, weil 
sich um diese Zeit die Sonne noch unter dem Horizont befindet. Der Teil 
der Erdoberfläche zwischen den Linien 2 uud 4 sieht den Anfang aber nicht 
das Ende, weil alsdann die Sonne bereits untergegangen ist. Der Teil der 
Erdoberfläche zwischen den Linien 2 und 3 sieht endlich nichts von der 
Erscheinung, weil dort die Sonne während des Durchgangs unter dem 
Horizonte bleibt. 

Was die genauen Momente des Ein- und Austritts für einzelne Orte 
anbelangt, so habe ich die folgenden berechnet: 

Erste Berührung Mittlere Letzte Berührung Mittlere 
beim Eintritt Ortszeit beim Austritt Ortszeit 
Nain (Labrador) 8 Uhr 55 Min. vormittags „ 4 Uhr 0 Min. nachmittags 



Now-York 


9 


tt 


7 


»» 


tl 


II 


3 


tt 


12 


M 


tf 


tt 


Buenos Ayres 


10 


tt 


1 


«' 


l» 


11 


4 


H 


15 


tt 


t* 


tt 


Rio Janeiro 


11 


•* 


4 


ti 


»» 

nachmittags 


1' 


5 


>• 


15 


»t 


»t 


tt 


Green wich 


2 


•1 


0 


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II 


8 


II 


7 


tt 


tt 


tt 




2 


M 


9 


»♦ 


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II 


8 


II 


17 


• I 


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• t 


Brüssel 


2 


n 


17 


N 


m 


II 


8 


II 


26 


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tt 


Köln 


2 


tt 


27 


u 


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II 


8 


M 


36 


tt 


tt 


tt 


Leipzig 


2 


if 


48 


• I 


t» 


II 


8 


tt 


57 


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tt 


tt 


Berlin 


2 


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53 


tt 


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9 


II 


2 


t» 


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Wien 


3 


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4 


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9 


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14 


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II 


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Breslau 


3 


i» 


7 


tt 


II 


»t 


9 


f» 


16 


t» 


Ii 





Der Eintritt beginnt 147 0 östlich vom nördlichsten Punkte der 
Sonnenscheibe. 

Da für Zentraleuropa am 6. Dezember die Sonne gegen 4 Uhr Nach- 
mittags untergeht, so wird hier, wie schon oben bemerkt, der Moment des 
Austritts der Venus aus der Sonnenscheibe nicht beobachtet werden können. 

Um für beliebige Orte Deutschlands die Zeit des Anfangs ohne mathe- 
matische Formeln zu berechnen, wird man von der Zeit des Anfangs für 
Berlin so oft 4 Minuten subtrahieren, als der Ort Längengrade westlich 
von Berlin liegt, dagegen soviel mal 4 Minuten zuzählen als der Ort Längen- 
grade östlich von Berlin liegt. Bonn liegt z. B. nahezu 6.3° westlich von 
Berlin, der Anfang wird also dort stattfinden um 2 * 53 m — 4x6.3 = 2 h 
28 m mittl. Bonner Zeit. Das Resultat kann für ganz Mitteleuropa noch 
nicht 1 Minute von der strengen Berechnung abweichen , diese Abweichung 
ist also nicht wesentlich verschieden von der Unsicherheit die überhaupt 
über den Moment der Berührung herrscht, da der scheinbare Sonnendurch- 
raesser nicht hinreichend genau bekannt ist Dr. Klein. 



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- 217 — 



Vermischte Nachrichten. 

Die Mondlandschaft Manzinus und Mutus. Der Güte des Herrn Pastor 
Kiuau, der schon länger als ein Drittel-Jahrhundert mit Mondbeobachtungen 
vertraut ist, verdanke ich unter anderen wertvollen Zeichnungen, die auf Taf. IX, 
Fig. 4 wiedergegebene sorgfältige Darstellung der Mondlandschaft Manzinus und 
Mutus. Dieselbe liegt zwischen 60° und 70° südl. Breite und den Meridianen 
von 25° und 35° westl. Länge, also dem Pole und Rande schon so nahe, dass 
die wechselnde Libration einen erheblichen Einfluss auf das Aussehen dieser 
Partie übt. Gute Zeichnungen dieser Uegionen sind daher schwierig und er- 
fordern ganz besondere Erfahrung und Tüchtigkeit des Zeichners. Im 
übrigen ist diese Mondregiou sehr interessant Die Landwelle, welche vom 
Mondrande am Manzinus südlich vorüberzieht und sich bis Jacobi und noch 
weiter hinab erstreckt, erreicht nördlich von Pentland eine solche Steilheit 
und Tiefe, dass die weitläufigen, nach Pentland und Zach hinziehenden 
Mulden in schräger Beleuchtung mächtigen Ringgebirgen gleichen, die 
wiederum noch tiefere umschliessen. Wie schwierig es ist in dieser Gegend 
des Mondes die zahlreichen Krater und kleinen Ringgebirgsformen , sowie 
ihre gegenseitige Lage genau zu bestimmen — da mit wechselnder Libration 
und Erleuchtung das Bild sich fortwährend ändert — weiss nur derjenige, 
welcher sich daran versucht hat Dr. K. 

Über das Ringgebirge Bessel auf dem Monde. In No. 51 des „Seleno- 
tjraphical Journal 44 hat Herr E. Neison eine Note eingerückt, in welcher er 
sich über eine Wahrnehmung des Herrn Birt verbreitet. Letzterer beobach- 
tete am 25. Juli 1868 9 b das Mare Serenitatis, als die Lichtgrenze etwas 
östlich vom Ringgebirge Bessel lag. Er bemerkte bei dieser Gelegenheit, 
dass der Schatten, den der Wall gegen Ost hin warf, hornförmig 1 gekrümmt 
war „sehr merkwürdig mit zwei Spitzen nördlich und südlich, wodurch an- 
gezeigt wird, dass, obgleich die Umwallung vollständig ist, doch der östliche 
Teil niedriger ist als der nördliche und südliche. 44 Am 20. Januar 1877 
sah Herr Newall diese hornförmige Krümmung des Schattens ebenfalls und 
auch später. Nicht minder hat sie auch Herr Henry Pratt am 18. Novbr. 
1871 wahrgenommen. Diesen zweispitzigen Schatten des Ostwalles von Bessel 
bei Sonnenaufgang habe ich auch zu verschiedenen Zeiten wahrgenommen. 
Zum erstenmale im gegenwärtigen Jahre, Januar 25, 6\ zu welcher Zeit 
die Lichtgrenze über J. Cäsar lief, aber noch etwa 2° von Linne* westlich 
entfernt war. Der Schatten wurde wegen seiner merkwürdigen Form gezeichnet. 
Die beiden Schattenspitzen vom südlichen und nördlichen Teile des Walles von 
Bessel erschienen März 25. 07s b als die Lichtgrenze am Menelaus lag, 
wieder sehr augenfällig. Gegen IVA bei ungemein günstiger Luft, hatte sich 
aber ihr Aussehen wesentlich verändert, denn nun war der Schatten etwas 
kürzer, aber dreispitzig, und die beiden Kuppen in Nord und Süd hoben sich 
vom W r allumfange sehr augenfällig ab. Der nördliche Schatten war der 
längere. Sowohl in Norden als in Süden traten flache Hügelzüge bis un- 
mittelbar an den äusseren Abfall des Walles von Bessel heran. Es wurde 
eine 300 fache Vergrösserung angewandt und der Schatten des Ringgebirges 
samt den Hügelzügen und der feinen Rille nördlich davon gezeichnet. 



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— 218 — 

Wie übrigens No. 53 des Selenographical Journal berichtet, hat Herr 
Elger schon 1872, Januar 16, den Schatten vom Ostwalle des Bessel drei- 
spitzig gesehen. Dr. Klein. 

Unsymmetrische Teilung des äusseren Saturnringes. Am 15. November 
beobachtete Herr G. V. Schiaparelli aufmerksam die schwer sichtbare, 
feine Linie, die nach Kater und Encke wiederholt auf dem äussereu Saturn- 
ringe gesehen worden ist, und fand, dass sie an beiden Seiten nicht sym- 
metrisch sei. Auf der folgenden Anse war die Linie gut sichtbar und 
teilte den äusseren Ring fast genau in zwei Hälften; auf der vorangehenden 
Anse hingegen war diese Teilung gleichfalls zweifellos vorhanden, aber 
viel feiner und viel schwerer sichtbar, ferner war sie nicht in der Mitte des 
Ringes, sondern dem äusseren Rande näher und teilte die Breite in zwei 
Teile im Verhältnis von 1 : 2. Diese Erscheinung, die ihm von wesentlicher 
Bedeutung für die bessere Erforschung der physikalischen Beschaffenheit der 
Ringe zu sein schien, hat Herr Schiaparelli seit der Zeit zwanzigmal 
unter günstigen atmosphärischen Verhältnissen wiedersehen können; die 
Resultate waren stets ganz dieselben, indem kleine Abweichungen immer 
innerhalb der Beobachtungsfehler lagen. Diese Beobachtungen sind an dem 
Meeschen Refraktor mit 8 zölligem Objektiv, 10 Fuss Fokallänge und Yer- 
grösserungen von 322 bis 417 gemacht. 

Um sich über seine Wahrnehmung mehr zu vergewissern, forderte Herr 
Schiaparelli Herrn W. Meyer in Genf auf, mit seinem lOzölligen Refraktor 
den Saturn zu beobachten, und erhielt von dort die an 3 verschiedenen 
Abenden gemachten Beobachtungen, welche genau dieselbe Unsymmetrie 
der Encke'schen Linie konstatierten, so dass die Thatsache an sich als sicher 
betrachtet werden muss. Es wird interessant sein, diese Erscheinung bei der 
nächsten Saturn-Opposition zu prüfen. (Naturf.) 

Die Glaslinsen für das grosse Lick'sche Teleskop sind jetzt in Paris ge- 
gossen, und die Hanptscheibe befindet sich auf dem "Vyege zur Schleiferei von 
Alvan Clark & Sons in Cambridge, Mass. Die Kosten der Scheiben betragen 
dem Kontrakt gemäss 350,000 Frcs. Ihr Durchmesser ist 3 Fuss 2 Zoll, 
die Dicke 1 Fuss 9»/i Zoll und das Gewicht 375 Pfund. Der Guss nahm 
vier Tage in Anspruch, bei einem Kohlenverbrauch von 8 Tonnen Kohlen. 
Der Kühlungsprozess dauerte 30 Tage. Durch die angestellte optische Probe 
wurde festgestellt, dass das Glas in jeder Beziehung vollkommen ist Die 
Kronglasscheibe ist gleichfalls gegossen und in der Abkühlung begriffen. 



Ein 6 zöll. Refraktor mit 7 l j 4 Fuss Brennweite und 2 zöll. Sucher, 
parallaktisch montiert, von Dr. Hugo Schröder in Ober-Ursel gearbeitet, ist wegen 
Raumverhältnissen billig zu verkaufen. Reflektanten wollen sich gefälligst wenden 
an die Buchhandlung Frz. Benj. Auffarth 

in Frankfurt a./Main. 

Ein wertvolles Stativ, passend für 4 zöllig. Refraktor, parallaktisch 
und horizontal montiert, ganz aus Metall gearbeitet, mit feinen Bewegungen durch 
Schlüssel und Fussschrauben zur Korrigierung der Polhöbe versehen, ist für den 
sehr niedrigen Preis von Mark 300 (neu M. 450 gekostet) zu verkaufen durch 
Alfred Andrlch in Irchwitz bei Dresden. 



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- 210 - 



Stellung der Jupitermonde im November 1882 um 13* mittl. Greenw. Zeit 






Phasen der Verfinsterungen. 


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28 




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O 2- 1 4- 


29 




•2 -1 


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80 




4- 


O 1- -8 2# 



Digitized by Google 



Planetenstellung im November 1882. 




Geosentr. 

Deklination 
o * « 



kulmi|i»- 
tion 



M 



5 
10 
15 
20 
25 
30 

5 

10 
15 
20 
25 
30 

5 

10 

15 
20 
25 
30 

8 
18 
28 



13 
13 
14 
14 



33 
52 
17 
45 



3694 
1678 
22-71 
44-56 



15 15 53-72 
15 47 14-46 



61 
12 7 



17 
17 
17 
17 
17 
17 



14 

21 
24 
23 
17 
7 



57-85 
4710 
4254 
1580 
22-61 
42-35 



15 22 39-79 
15 37 14-62 

15 52 4 81 

16 7 993 
16 22 29.53 
16 38 313 

J u 

6 3 22-50 
5 59 54-54 
5 55 18-85 



e r k u r. 

— 7 26 39-7 

9 8 
11 40 
14 27 10 0 
17 9 13-3 
-19 35 45 6 

e n u ». 

—28 4 19-5 
27 56 57-2 
27 34 19 7 
26 54 53-5 
25 56 55 9 

-24 40 7-9 

Mars. 

—18 46 26-2 

19 41 49 

20 31 35-6 

21 17 37-8 
21 58 50-7 

-22 34 55-4 

e r. 

1 3 7 

1 57-6 

2 38 4 



22 
22 
22 
22 
22 



2 
2 
1 
1 
1 
0 

0 
0 
0 
0 
0 
0 

14 
14 

13 



35 
34 
40 
49 
59 
10 

17 
4 
47 

26 
0 
31 

24 
19 
14 
10 
5 
1 

53 
10 
26 



Iterliu., „ Go«»w>ntr. 
^ h. m. h. 



Geuzen tr. 
Deklination 



Knlmina- 
ti 
h 





S a 


turn. 






8 


' 3 25 52 33 


+ 16 14 44 9 


12 


16 


18 


3 22 35 55 


16 3 10 


11 


33 


28 


3 19 22-53 


+15 51 51-6 


10 


50 




u p 


a n u $. 






8 


11 32 35 56 


+ 3 46 28 4 


20 


22 


18 


11 34 3 14 


3 37 23 1 


19 


44 


28 


11 35 14 25 


+ 3 30 9-2 


19 


7 




N e 


p t u n. 






6 


3 2 19 10 


+ 15 18 43-3 


12 


0 


18 


3 0 58 53 


15 13 76 


11 


11 


30 


2 59 41-28 


+ 15 7 54 1 


10 


23 



P i t 

+23 
23 
+23 

Sternbedeckungen durch den Moud für Berlin 1882. 







h| m 


Mondphasen. 


Novbr. 


2 


7 51 5 


Letztes Viertel. 


i« 


5 


19, — 


Mond in Erdferne. 




10 


121 13 2 


Neumond. 


i» 


17 


21 351 


Erstes Viertel. 


»» 


21 


20 — 


Mond in Erdnähe. 


»• 


24 


14 56 1 


Vollmond. 



Monat 


Stern 


Grösse 


Eintritt 


Austritt 


Novbr. 2. 


x Krebs 
jjr s Orion 




14 38-2 
11 37-9 


15 346 
12 515 



Verfinsterungen der Jupitermonde 1882. 



(Eintritt in den Schatten.) 



1 


. Mond. 




Novbr. 1. 


15» 


58» 


1-8» 


„ 3. 


10 


26 


25-3 


„ 5. 


4 


54 


54-2 


„ 8. 


17 


51 


466 


„ 10. 


12 


20 


11-5 


„ 12. 


6 


48 


42-3 


„ 17. 


14 


14 


52 


„ 19. 


8 


42 


38- 1 


., 24. 


16 


8 


6-8 


„ 26. 


10 


36 


41-9 


ii 28. 


5 


5 


122 



»» 



Novbr. 5. 
12. 
16. 
23. 

30. 



. Mond. 
13« 42- 
16 18 



5 
8 
10 



35 
11 
47 



24 5» 
107 
47-7 
29 7 
79 



Lage und Grösse des Saturnringes (uach Bessel). 
Novbr. 17. Grosse Achse der Ringellipse: 46 04"; kleine Achse 17.91". 

Erhöhungswinkel der Erde über der Ringebene 22° 53 6' südl. 



1618" 
10-13" 
125" 
8-96" 



Mittlere Schiefe der Ekliptik Novbr. 16. 23° 27' 
Scheinbare „ ,, „ „ „ 23° 27' 
Halbmesser der Sonne M „ 16' 

Parallaxe „ 

Planetenkonstellationen. Novbr. 6. 0» Uranus mit dem Monde in Konj. in R*>kt;i- 
szension. Novbr. 7. 14» Merkur in grösster westlicher Elongation, 19° 21'. Novbr. 
8. 23° Merkur mit dem Monde in Konj. in Rcktaszension. Novbr. 9. 10» Neptun in 
Opposition mit der Sonne. Novbr. 9. 11» Merkur in grösster nördl. heliozentrischer 
Breite. Novbr. 10. — Sonnenfinsternis. Novbr. 11. 5» Mars mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. Novbr. 13. 3» Venus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Novbr. 14 16h Saturn in Opposition mit der Sonne. Novbr. 15. 21» Venus wird 
stationär. Novbr. 23. 14» Neptun mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. 
Novbr. 23. 22» Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Novbr. 26. 12» 
Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 

Druck Tun Beck A Schirmer in Leipiig. 



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„Sirius"- Beilage No. IX (1882). 

Fig. i, Fig. 3- 




Mondlandschaften 



Phot. n. Druck von Wilhelm Hoffnuon, Preadeo. 



Google 



m Ihnen die Ke 
nhalt tles XII. — 



ichhaltigkeit unserer Zeitschrift vorzuführen, lassen wir naclistehend 
XIV. Bandes folgen: 



Inhalt des XII. Bandes: 

Physische Beobachtungen dea Man in dessen Erdnähe 1877. 8. 1. — Di» Fernröbr« auf dar Ausstell- 
ung wissenschaftlicher Apparat« im South K iimington Mumud in London. 8. 6. — Frans t. Paula Grult- 
kuisea und seine antroaomiichen Beobachtungen. S. 12. 36. 63. 82. 111. 132. — Zusammenstellung der 
Planeten- und Kometen- Entdeckungen im Jabre 1877. 8. 17. 33. — Anbullender Zustand der Rabe auf der 
Sonoenoberfläclr«. Von Dr. Reineis. 8. 25. — Uaber daa Spectrum der Corona. S. 27. — Nana geome- 
trische und dynaminch« Conataaten des Erdkörpen. S. 28. — Die Neubildungen l>eim llygino auf dem 
Munde. 8. 29. — Claaeiflcation dar Doppelatern«. 8. 31. — Der Planet Vulkan. 8. 40. — Die Entstehung 
der Protuberansen durch cbamischa Proxease. 8. 61. — Saturn und sein King im gegenwärtigen Jabra. 8. ßO. 

— Dia älteste arabische Himmelskugel. Von Dr. Kemeis. 8. 62. — Oedanken über den Ursprung des Tbier- 
ksalaas. Von Torvald Kohl. 8. 73. — üebar die Farben der Sterne. 8. 76. — Znr Oeschlchte der Fern- 
rohre. Von E. Onan. 8. 86. 101. 134. 160. 241. — üngnrna versunkene und vergessen« Sternwarte. 8. 07. 
121. 168. 184. 193. - Hyginus N. 8, 114. — Weitere Ergebnisa« dar letxten Sonnenfinsternis« -Beobacht- 
ungen. 8. 128. — Einige merkwürdig« Bildungen anf der Oberfläche des Jupiter. 8. 146. — Bemerkungen 
tur Topographie der Mondoberfliehe. 8. 148. — Di« Vertheiluag der Sterne im Baume. 8. 160. — Ueber 
die Natur der Nebelflecke. 8. 155. — Ueber dl« Farben der DoppeUterne. 8. 177. — John Birmingham« 
Katalog der rotben Stern«. 8. 170. 205. 229. 251. — Di« Frage dar Veränderlichkeit des Sonnendurcb- 
messera. Von Dr. Karl Kem«is. 8. 106. 217. — Uaber J. H. Sehröter. 8. 908. — U«ber di« wahrscheinliche 
Conatttation der Kometen-Schweife. 8. 233. — Weitere Beobachtung des Mondkrater« Hyginus N. 8. 236. 

— Notia snr Mondtopographie. 8. 348. — Uaber di« Saturnsringe. Von L. Tronvelot. 8. 240. — DI« 
letale Sonnenflnsterniaa am 11. Janaar 1880. 8. 256. — Ungarns Sternwarten. Von Dr. N. von Koukoly. 
8. 363. — Die Uobereinstimmnng von Kometen und Meteorsehwarmen. 8. 273. — Beobachtungen absorbiren- 
der Dämpf« anf dar Sonn«. 8. 288. 

Vsrmiachte Nachrichten: 8. 10. 40. 66. 03. 117. 141. 162. 187. 212. 237. 266. 985. — Planetenstellung : 
S. 24. «8. 72. 06. 120. 144. 168. 192. 216. 240. 964. — Stellung der Jupitersmond« 8. 98. 47. 71. 06. II». 
143. 167. 101. 215. 230. 263. 287. 

12 Lithograph. Beilagen, darunter eine Doppel-Tafel. 



Inhalt des XIII. Bandes: 

Dl« rotbfl Wolke anf dem Planeten Japiter. 8. I. — Di« Durchmesser der Pianoten Venns und Mar«. 
8. 8. 28. — Der Meteorit von EstherviUe. (Jowe.) 8. 14. — Saturn und sein King im gegenwärtigen Jabre. 
8. 16. — Entdeckung und Beobachtung eines nenen Oas- Nebels. 8, 26. — Beobachtung wellenförmiger Be- 
wegungen in dem Schweif« von Cojggfe ■ Kometen 1874. 8. 27. — Ueber die Temperatur der Sonne. 8. 31. — 
Noch einige Bemerkungen tu den Uebirgsfonuationen und Killen östlich vom Eudoxns anf dem Monde. 8. 34. 

— Ein neaer Katelog der Deeliaationabestimmungen für 1476 Fixsterne. 8. 85. — Di« Photographie der 
Himmelskörper von J. Norman Lockyer. 8. 46. — Dl« Bildung d«r Mondoberflaehe von Findais. 8. 53. 76. — 
Der Meteorsteinfall so Gnadenfrei in Schlesien. S. 60. 82. — Ein periodisch veränderlicher Neb«lfl«ck. 8. 62. — 
NeneDoppelstern-Beobacbtungen. S. 60. 100. 159. — Photographien der Stern-Speetra. 8. 65. 74. — Wirbelaturme 
auf der Sonne. Von T. KöhL 8. 80. - Ueber den in den Oppositionen von 1878 and 1&7» aaf der Oberfläche 
dea Planeten Jupiter beobachteten rothen Fleck. 8. 02. — Higinas H. 8. 06. 182. — Bahnbestim ran ng einer am 
H. .1 uli I«7'.» in M.tlm-n, Ii- -Innen und Schlesien beobachteten Feuerkugel. S. 08. 115. — Ueber die nouen 
WassersterTlinien und die Spectra der weieeen Fixstern«. 8. 100. — Ueber die VertheUung der mit blossem 
Auge sichtbaren Sterne am Himmelsgewölbe. 8. 113. — Untersuchungen über den grossen südlichen Kometen 
von 1880. 8. 113. — Ueber ein Spectroteleskop. 8. 120. — Christian August Friedrich Peters. 8. 133. — 
Ueber den Verlauf der Sonnenthätigkeit in den Jahren 1871 und 1878. 8. 134. — Eigenes Lieht d«« Planeten 
Jupiter. 8. 130. — Di« Helligkeit des Planeten Frigga (77). 8. 140. — Die Prinxiplen der Spectralanalyse 
nod die physischen Zustände der Sonn«. 8. 142. — Beobachtungen des Man 1877 am 26s611igen Kefractor 
in Washington. 8. 163. — Bemerkungen sur Topographie der Mondoberfläche. Von J. von Blencxewski In 
Jaalo. 8. 154. — Ueber die Atmosphäre dea Japiter. 8. 164. — Der grosse südliche Komet von 1880. 8. 157. 

— Die Sonnenfinsternis* des Schn-king unter der Regierung des Kaisers Tscbung-kbang. 8. 163. — Einige 
Bemerkungen Ober die Leistungen kleiner astronomischer Fernrohn. Von Dr. Hermann J. Klein. 8. 177. — > 
Hlginna K. 8. 08. 182. — Die Anordnung der Oestirae im Sonnensystem. 8. 186. — Die Finsternisse des 
Monate December 1880. 8. 188. — Johann von Lamont. 8. 101. 214. — Fernrohre für Freunde der Himmels- 
beobachtung. Von Dr. Hermann J. Klein. 8. 901. — B. Nelson Aber Higinna N. 8. 204. — Beobachtungen 
von Sonnen flecken und Fackeln xu Rom von Januar bis Min 1880. 8. 908. — Besiehnngea i wischen d«n 
Farben und »J rossen der Coraponenten biaärer Stern«. 8. 310. — Professor H. C. Vogels einfach» Matbode 
xur Bestimmung der Brennpunkte und der Abweichungskraise «Ines Fernrohrobjectivs fttr Strahlen verschie- 
dener Brennbarkeit. 8. 911. — Der Mt. Hamilton und das Lieb-Observatorium. 8. 225. — Tafeln aar Be- 
stimmung d«r Lage der Lichtgrenzc anf dem Mond«. 8. 231. — Einfluss der Sonee auf die magnetischen Störungen. 
S. 234. — Der neue anf der Sternwarte xu Struasburg entdeckte Komet. 8. 937. — William Lössel]. 8. 345. 

— Bamberg'« groeaea Univei-eri-Transituutruinent. 8. 247. — Die Doppelsterameeaangen dea Admiral Smyth. 
8. 987. 268. — Die Stellungen der Saturnstaoada. S. 366. — Babubestimmnng sweier am 12. Januar 1879 
in Böhmen und den angrenxendeu Ländern beobachteten Feuerkugeln. S. 268. — 

Verwischte Nachrichten: 18. 38. 84. 85. 109. 195. 147. 173. 196. 918. 989. 965. — Stellung der Jupiter- 
monde: 43. 67. 87. 107. 131. 151. 175. 199. 232. 248. 967. - Planetenstellung: S. 24. 44. 68. 88. 108. 132. 
'78. 200. 223. 244 . 268. 

12 Lithograph. Bailagen. 



r=r Die Verlaguhandlung besitzt noch Exemplare von Band I — IX der Neuen Folge 
und liefert selbe pro Band zu 10 Mark. Leinen* Decken 75 Pfg. 



Inhalt des XIV. Bandes: 



Zeichanngea dar MarsoheriAche. 8. 1. — Di* RoUtion des Jupiter. 9. 2. — Saturn und sali Ki 
Im gegenwärtigen Jahr«. 8. 6. — Dur Komet J 1880. 8. 8. — Bahnbeatlmmung zweier am 12. J»n. IM n 
Böhmen nsd den angrenxenden Ländern beobachteten Feuerkugeln Scbluss.) 8. II. — Die wirktiaer* 

Interessanteren Sternhnurea nnd Nebelflecke etc. 8. 10. ISS. 158. 176. 971. — Metallische Eruptioa nf 4er 
Sonne am 31. Jnli 1880. 8. 25. — Du« 8pertnim dea Magnesium« und die < onstitntion der 8ou». &.t",.- 
Jupiter. 8. 30. — Die physisch« Libration dea Monde*. 8. 35. «4. — Di« irnUnuchung «pbirisraar H«U- 
ll&chen and der Leistungsfähigkeit von Fernrohren. 8. 41. — Messungen dea HorixoutaldurrhnaaMn etr 
Sonne anf der Sternwarte aa Campidoglio ro Korn in den Jahren IH78 nnd IhIV. S. ■»'♦. — Vereaderasgie 
auf der Mondoberfl&che und ihr neuester Leugner. Von Dr. Herrn. J. Klein. 8. 54. — Neuere Kaldeekitf«« 
an Doppelaternen dea Dorpater Catalogv Von 8. II. Baraham. 8. 73. — «Profbaaor II. C. Vogel'« Spedril- 
phototnetrische rtiter*uchuugen. 8. TU. - Beobachtungen aber da« Z«li«kal-I,icht. S. 81. — 
Aber die Bahnverh&ltnise« de« Meteoritea Orgueil in Frankreich am 14. Mai IvH. Von U. t. XlemL 
B. 85. 110. 129. — /um hundertjährigen Oednchtnlsa der Auffindung dea Plaaetea l'ranu». 8, ST. - 
Studie betreffend die Leistungsfähigkeit kleinerar Fernrohre Voa Oberlehrer W. Kröger. S. 97. 170.— ('teer 
• Ii« Wirkung der Spiegelteleskop« and Kefrartoraa. Von F. Wagner. 8. 99. 125. — Zar Cuaatitati 
S«nne. 8. 104. — Daratellungen vun Sonnenflekken - Gruppen. S. 121. — Beobachtung einem nabek 
Sternen im Bilde dea kleinen Mundes. S. 136. — Aatronomiaehea an« Amerika Von Dr. Ueo. W. ' 
S. 145. — Die Kometen dee Jahren 1880 nnd Aber Kometen beobachtungen im Allgemeinen. Voa I 
Ifemeia. 8. 149. — Die Beibaag durch Kbbe uad Flnth aad die Knt Wickelung dea Sonnenijratema. 0. M 
Die Privatstem warte an Plonsk. 8. 16». — Die starken Vsrgrösserungea in der praktischen A«troa< 
Von 0. Flarex. 8. 172. — Di« schwachen Sterne zwischen e and c Lyme. Von Dr. Klein. 8, 171 
Spectroeeopische Uateraachungen dar Fizaterabewegung«n. 8. 181. — Uaber die Spectrallinian de» E 
in der Sonne. 8. 184. — Astronomische Doppel-Fernrohr«. 8. 193. — Weitere Beobachtungen da» 
Kometen b 1881. 8. 198. — Venusbeobachtungen xur Ermittlung der Sonnenparallaxe. S. 202. — 
weguagsverhAltniise in dem dreifachen Sternsvstem £ im Krebe. 8. 204. 230. — Der M error«- Durchf»n| 
Not. 7. 8. 207. Da« Ktna- Observatorium. 8.217. — Di« Thitigkeit da« Dearbora - Ob«ervat«riu 
Chicago. 8. 218. — Schiaparellis neue Beobachtungen Aber die Rotationsaze nnd die Topographie 
Planeten Mars w Ahrend der Opposition 1-ST9 bin 1880. 8. 222. — Weitere Beobachtungen dea grossea 
maten b 1881. 8. 225. — KAth sei hafte schwarze Funkte attf und bei dein Ringgebirge Coperaicu». 8.T 
Vierfache steine. Von 8. W. Bnrnbam. 8. 832. — Di« grosse Sternwarte bei Nixia 8. 34" 
Bemerkungen dea Herrn E. Neiaoa Aber Mondbeobachtungea. 8. 244. — Nachweis eine« Fehler« 
Mondkart«. Voa J. F. Jul. Schmidt. 8. 945. — fljejetroscopiecb« Beobachtungen des Kometen b 
der Sternwarle zu Brüssel S. 247. — Spectroscopiache Beobachtungen des Kometen b 1**1. angest« 
Astrophysikalisebeu Observatorium in O'Gyalla. 8.249.— Die partielle Mondflnaternias 18*1. Dec. V f 
— Uaber dea Parhenwechael von a uraae majori«. B. 853. — Beobachtungen aber den kaclaa 
Sunnenthitigkeit. 8. 981. — Die dunklen Flecke im Innern der Wallebeue dea Alphonsas 
Von Dr. Herrn. J. Klein. 8. 964. — Einige Bemerkungen snr Mondtopographie. Von Dr. A. »• 
in Paalo. 8. 268. — Nochmals die schwachen Sterne «wischen t und .5 Lyra«. 8. 970. 

Vermischt« Nachrichten: 8. 91. 46. 66. 90. 114. 138. 164. 187. 208. 236. 255.27«.— PUaete- 
8. 94. 48. 79. 9«. 120. 144. 168. l 216. 240. 260. 280. — Stelluag der Japitersmonde 8. 71. 
143. 167. 191. 215. 239. 259. 279. 

12 Lithograph. Beilagen. 



Der Unterzeichnete benteJlt hiermit durch die Buchhandlung: 



Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für 1882. W 

— do. do. N. F. I. II. III. IV. V. VI VII. VIII. IX. Rd. a 10 M. 

— Verlag von Karl Scholtze in Leipzig. — 



Ort, Strnssr und Datum: 



Namr in nl qfuauf Adres^t- 



ULi-'K k srtllKMPK. LKU'Zl.i. 




Herausgegeben unter Mitwirkung 
hervorragender 

PaehmSnner und astronomischer Schrift- 
steller. 

Redakteur I>r. Hermann J. Klein in Köln 

Bund XV oder neue Folge Band X. 

lo. II KIT. 






§1 


1s 


tfipji^ 1552. 








Karl Scholtze. 














SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zi-nlralunsan für all* r'rrumlr nud l'önlwr drr lliinniflskuiulr. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner nnd astronomischer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Köln, 



XV. Jahrgang (1882). 

MonnilU li l f Io11 . 

— Preis <ios ganten Jahrgaagea IQ Mark. 
~ Einzelne Semester können nicht abgegeben werden, ~ 



Urteile der Presse: 

Daheim 1881j No« 11 sagt: !>!•• Sternkunde hat vor den meisten anderen Wissen- 
• haften das voraus, dass ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Interesse des 
Laien erregen. In der That Oben die Wunder dos Himmels einen eigentümlichen Reu 
Ulf jedes empfängliche Gemüt aus, und wer sich in sie versenkt, wird gleichsam mit 
magischer Gewalt gefesselt. Die Zahl begeisterter Freunde der Hinunelskunde ist daher 
eine verhältnismässig sehr grosse, und besonders in England und Nordamerika rinden wir 
zahlreiche Gebildete, die nicht allein durch Lektüre, sondern auch mit Hilfe guter Feni- 
_l.!ser den Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bildet obige Monatsschrift „Sir Ins* 4 
aas Zentralorgan für die Freunde der Himmelskunde. Regelmässig benähtet sie Bbei 
alle interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aufmerksam, was der Freund dei 
Sternkunde zeitweilig am Himmel nachsehen kann und bringt in Photographien und 
farbigen Tafeln herrliche Darstellungen von Mondlandschaften. Sonneneruptionen , Stern- 
gruppen, Nebelflecken. Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse der obigen Zeitschrift 
hat sich in den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen Freunde der Sternkunde, 
welche mit einem grösseren oder kleineren Fernrohre den Himmel durchmustern. bei 
erheblich vermehrt. Möge dieser edle Sport immer mehr begeisterte Anhänger ßnden! 
Kr Herausgeber des „Sirius", Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter, ist seit Jahren 
bemüht, den Freunden der Himmelskunde mit li.it und That zur Hand zu geheu nnd m 
soll denn seine schöne Zeitschrift besonders empfohlen sein! 

Hamb. Tribüne vom 24. Oktbr. isSl sagt: Diese treffliche Fachzeitschrift 
beginnt demnächst in neuer Folge ihren zehuten Hand. Allmonatürh erscheint 1 Heft, 
das Jahres -Abonnement Iwträgt nur 10 M. Der „Sirius" i.-.i ein Wegweiser durch 
die grosse, blaue Himmelsdecke, welche sich in majestätischer Pracht scheinbar über im- 
wölbt, und bei heller Nacht einem Mantel des Alimächtigen gleicht, mit unzählbaren 
Diamanten besäet, wie es keinen besseren giebt, und empfehlen wir wiederholt dies« 
Zeitschrift nicht nur allen mit der Himmels- und Navigations- Kitudo »ich Beschäl 
tigeimVu. sondern dem gebildeten Publikum überhaupt, welches sich für eine wirklieh 
populäre Astronomie intcressirt. Der ..Sirius" wird von Dr. Hermann .1. Kleiu in Köln 

Unter vielen anderen Urteilen seien hier noch folgende genannt i 
!>..- Ausland 1«77 No. 14 Litter Merkur I. Bd. No. 12 — Prag. Ztg 187« \" . [Ig 
Das neue Hlatt No :59 — Der Hausfreund 1877 Nu 



tiand X. Neue Folge. 



10. Heft. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Zentralorp für alle Freonde und Förderer der Himmelsknnde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dp. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„WUseu and Erkennen sind die Freud« and die 
Oktober 1WH3. Berechtigung der Menschheit." Kosmos 



Inhalt: Sri<teiuatische Nachforschung noch neuen Kometen. 8. 221. — Beobachtung des Kometen 
Well - am Tage. 8. 223. — Zar BeNtimiuang der älteren Sonneiiflecken-l'*riu'l<<n. Von Prof. (). Fritz. 
S. 227. — Kin neuer veränderlicher Stern vom Algol-Tvpus. 8. 2:11. — Die Astronomie der alten Ägypter. 
(Schlau.) 8. 234. — Vermischte Nachrichten: Abbildungen den Kometen III. lfcSl. 8. 238. — Pr&sepe, der 
Sternhaufen bei t im Krebs. 8. 231». — Angeblicher Nebel über den Westrande de« Mare Crisium. 8. 239. — 
Sichtbarkeit des Planet-n Venus mit blossem Auge. 8. 240. - Der Ortssiin der Naturvölker. 8. 240. - 
Neuer Komet. S. 242. - Stellung-n der Jupitermonde im Dezember 1882. S. 243. - l'Unetenstellung im 
Dezember 1882. 8. 244. 



Systematische Nachforschung nach neuen Kometen. 

Auf dem Gebiete der Kometen-Entdeckung spielt bis heute der Zufall 
eine grosse Rolle. Zwar haben zu verschiedenen Zeiten einzelne Beobachter 
ihre Hauptthätigkeit dem Aufspüren neuer Kometen zugewandt, besonders 
seit Messier — dem Kometenfrettchen, wie ihn Ludwig XV nannte — ge- 
zeigt hat, wie mit geringen Mitteln auf diesem Gebiete Grosses zu leisten 
ist; allein wenn auch vereinzelte Beobachter systematisch nach Kometen 
suchten, so ist doch, allgemein aufgefasst, in das Suchen nach Kometen bis 
zur jüngsten Zeit kein System gekommen. Im vergangenen Frühjahr hatte 
nun Herr J. Ritchie jun., Herausgeber des Science Öbserver in Boston, den 
Gedanken, einen Aufruf zur systematischen Suche nach neuen Kometen zu 
erlassen. Er bemerkte dabei mit Recht, dass bis jetzt die einzelnen Be- 
obachter durchaus ohne Rücksicht aufeinander verführen, und wenn es auch 
ziemlich wahrscheinlich sei, dass der Himmel beständig unter einer verhält- 
nismässigen Aufsicht stehe, so wisse man darüber doch nichts Sicheres, und 
am wenigsten könne man Schlüsse über die Anzahl und Verteilung der in 
uusern Gesichtskreis tretenden Kometen ziehen. Dass aber bei dem gegen- 
wartigen individuellen Arbeiten, welches eben deshalb im allgemeinen plan- 
los bleiben muss, gelegentlich doch bedeutende Lücken bleiben, beweist die 
Thatsache, dass im vergangenen Jahre ein Komet entdeckt wurde, der 
während eines ganzen Monats früher schon leicht hätte wahrgenommen wer- 
den können. 

Herr Ritchie hat nun in Übereinstimmung mit einer Anzahl erfahrener 

29 



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Beobachter ein System der Kometensuehe arrangiert, dem man wohl Beifall 
spenden kann und wodurch, wenn es strikte durchgeführt wird, schwerlich 
ein neuer Haarstern den auf der Lauer liegenden Kometenjägei n entgehen 
dürfte. 

Die Grundzüge dieses Systems sind folgende: 

1) Der ganze Himmel wird in Zonen parallel dem Äquator eingeteilt, 
von denen jede 15 0 breit ist. Ein Beobachter erhält nach Wahl oder durch 
das Los eine dieser Zonen zugeteilt. 

2) Der Beobachter hat die Verpflichtung, diese Zone wenigstens einmal 
in jedem Monat sorgfaltig zu durchmustern; kann er dies häufiger ausführen, 
um so besser. Natürlich steht es dem Beobachter frei, auch ausserhalb seiner 
Zone nach Kometen zu suchen, je nach seinem Gutdünken oder den äussern 
Umständen. 

3) Um jedenfalls die Durchsuchung des ganzen auf unserer Hemisphäre 
sichtbaren Himmels, einmal in jedem Monate, zu sichern, haben drei nord- 
amerikanische Beobachter, die sich speziell mit Kometensnchen beschäftigen, die 
Herren Swift, Brooks und Barnard, das C hereinkommen getroffen, dass sie 
folgende Zonen regelmässig unter Aufsicht halten werden: Herr Swift die 
Zone vom Nordpole bis zu 45° nördl. Deklination, Herr Brooks die Zone 
von 45° bis -J-15 0 und Herr Barnard von -f-15° bis — 45°. Von andern 
Beobachtern haben sich zu Übernahme schmalerer Zonen bereit erklärt: die 
Herren Tiffany, Wendeil, Sharpless, Larkin und Rebasz. Die nachstehende 
Tabelle zeigt die Verteilung der Himmelsfläche unter die genannten Be- 
obachter genauer: 



IM ^7 



«5 



S 



00 



A 
B 
(! 
I) 
E 
F 
G 
H 
I 
K 
L 
M 



Von 



i» 

H 
» 
»» 
»» 
M 
»» 
»I 
»» 
»♦ 
II 



+60 
-{-45 

+30 

-15 
-30 
-45 
-G0 
-75 



»• 
»i 



+90° bis -|-75 u . . . , 
+75 +60 

+45 . . . J 
+30 .... 

+ 15 

+ 0 

—15 
—30 
—45 
—60 
-75 
-90 



J 



»» 



n 



I 



] 



Die Zonen K, L und M können nur von Beobachtern auf der südlichen 
Erdhälfte übernommen werden, und es sind Aussichten vorhanden, dass dies 
in Bälde geschehen wird. 

4) Ausser den oben genannten ständigen Beobachtern hat sich noch 
eine Anzahl anderer erboten, mitzuwirken, ohne jedoch eine regelmässige 
Überwachung einer der Zonen zu übernehmen. 

5) Die Beobachter übernehmen es, regelmässig Mitteilungen über die 
Zeit ihrer Beobachtung, die Heiterkeit des Himmels, und über andere Punkte 
die für die Suche von Interesse sind, zu machen. Zu diesem Zwecke werden 



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- 223 — 

Formulare durch Herrn Professor Pickering vom Harvard-College-Observatory 
in Cambridge ü. St.' auf Verlangen versandt, die (in englischer Sprache) fol- 
gendes Arrangement haben: 



Bericht über die Nachauchung nach Kometen im Monat .... 18 . . 
von zu 



Datum 


Wett«r 


Luflztutand 


Abendbeu 

begann 

Ubr Min. 


bachtun g 

endigt« 
Ubr Min. 


Morgenbevbacbtnng Durchsuchte 

begann endigte 1 (legend dea 
Uhr Min. Uhr Min. Himmels 


Be- 
merkungen 


1 

2 
3 



















Diese Einsendung kurzer Übersichten der Beobachtungen ist von grosser 
Wichtigkeit, denn sie bietet ein Mittel, nachzuforschen, ob irgend eine be- 
stimmte Kegion des Himmels zu einer gegebenen Zeit nach Kometen abge- 
sucht worden ist, oder uicht. Es ist wünschenswert, dass auch diejenigen, 
welche nur gelegentlich nach Kometen suchen, oder die einen besonderen 
Plan ihren Forschungen zum Grunde legen, doch das obige Formular aus- 
füllen und an die mitgeteilte Adresse einsenden. 

Sollte sich einem der Beobachter ein Objekt darbieten, das er nicht in 
deu Karten findet und welches auch nicht mit den bekannten Nebelflecken 
identisch ist, so wird er ersucht, ohne Aufschub an das Harvard-College- 
Observatory in Cambridge (Nordamerika) zu telegraphieren, wo daun das 
Objekt sofort aufgesucht wird. Diese Telegramme sollen als vertrauliche 
betrachtet werden, ausgenommen, wenn das Objekt sich wirklich als Komet 
erweist, in welchem Falle die Auffindung nebst dem Namen des Entdeckers 
sofort publiziert wird. Wenn der Beobachter bei seiner telegraphischen An- 
zeige in der Lage ist, mit einiger Genauigkeit den Ort des Objekts nach 
Kektaszension und Deklination anzugeben, so ist diese Angabe jedenfalls zu 
machen, andernfalls würde der Ort durch Angabe des scheinbaren Abstandes 
und der Richtung von dem nächsten bekannten Sterne zu bezeichnen sein. 
Der telegraphischen Depesche ist sofort ein Brief nachzusenden, welcher alle 
Angaben enthalt, die zur Auffindung des Objektes dienlich sind. Das fol- 
gende Verzeichnis fuhrt die Beobachter auf, welche über ihre Nach- 
forschungen nach Kometen an den Herausgeber des Science Observer be- 
richten werden. Es enthält ausser Namen und Wohnort des Beobachters 
Angaben über das benutzte Fernrohr, dessen Aufstellung, Vergrößerung und 
Gesichtsfeld, über die Vorrichtungen zur Ortsbestimmung, die Beschaffenheit 
des Horizonts und die dem Beobachter zum Vergleich dienende Liste der 
Nebelflecke des Himmels. 



• 


Fernrohr 


Mob- 
tiernng 
desaelben 


Ver- 
gr6sserung 


Gesicht- 1 Hilfsmittel aar 
feld Ortabeatiuimnng 


Uorisont 


Renntat« Liat« 
der Nebelflecke 


E. E. Barnard.5zoll.Re- 
Xahsville, Tcnn. fraktor 
W. R. Brooks5zoll.Re- 
Phelps, N. Y. flektor 

E. L. Larkintizoll.Re- 
New-Wrad*or,Ill, fraktor 


äqua- 
torial 

azimu- 
tal 

äqua- 
torial 


78 fach 
30 „ 
50 „ 


0" 45' 
1 WO 
1 2 10 


Ringinikro- 
meter 

Keine 
Kreise 

1 


gut 

gut aus- 
ser im W. 

gut 


SwiftsKarto 

Herachetü u. 
Meaaiers 
Liate 

do. du. 

• 



29* 



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— 224 — 





Fernrohr 


Mon- 
tiertiii k 

desselben 


Ver- 
gröaseruug 


Gesichte- 
feld 


Hulfxmiltel zur 
Ortsbestimmung 


Horixont 'B«Mlite LUte 
der Nebelflecke 

■ 


Dr.Oppeoheim 


8 V ä zoll. 


äqna- 


— 


— 


Mikrometer 


gut 


Herschels u. 


Berlin 


Re'frakt. 


torial 








Mcssicrs L 


H M.Parkhorst 


9 zoll. Re- 


äquatur. 


— 


o° 30* 


Ringmikrom. 


gut. aus- 


do. do. 


Brooklyn, N. Y. 


fraktor 


• 




ser in S. 




W. M. Rebasz 


5 zoll. Re- 


»» 


51 fach 


1 30 


Mikrometer 


gut 


Swifts Karte 


Rochester, N. Y. 


fraktor 












J. Sharpless 


8 V4 zoll. 


»» 


— 


— 


»» 


Bin ine bin- 
dern in N. 


— 


Haverford , Coli. 


Reflektor 










und 8. 




L. Swift [Pa. 


4 V. zoll. 


azimu- 


25f;ich 


1 90 


Keine 


gut 


Herschels 


Rochester, N. Y. 


Refrakt. 


tal 








Katalog 


J. 0. Tiffany 


OzolLRe- 


»i 


70 .„ 


0 32 






Keine 


Attleboro, Mass. 


fraktor 












J. W. Ward 


4 zoll.Re- 


jujna- 


verschie- 








Webb 


Buffalo, N. Y. 


fraktor 


turial 


den 










0. C. Wendell 


4 zoll.Re- 


azimu- 


20fach 


2° 40' 




gut 


Herschels 


Cambridge, Mass 


fraktor 


tal 








Katalog 



Den vorstehend bezeichneten Beobachtern haben sich noch mehrere an- 
geschlossen; in Paris Herr C. Detaille, in Bristol Herr Denning, in Brighton 
Herr Williams. Herr Denning beobachtet mit einem lOzolligeu Reflektor, Herr 
Williams mit einem solchen von 5*/ 4 Zoll Öffnung. Herr Copeland will bei den 
Abendbeobachtungen den südwestlichen Horizont überwachen. Herr John Tebutt 
zu Sidney wird sich bemühen, in Australien eine Anzahl Beobachter für die 
südliche Hemisphäre zu gewinnen, so dass dann der ganze Himmel über- 
wacht wäre. Das von Boston ausgegangene Unternehmen verdient die 
höchste Anerkennung und vielseitigste Unterstützung. Etwas Ähnliches ist 
auch in Paris projektiert, doch erscheint es durchaus nicht wünschenswert, 
ein zweites System der Kometenbeobachtungen zu organisieren, sondern es 
ist zweifellos am besten, sich pure den Amerikanern anzuschliessen. 

Wer sich bei uns für Konietenauf>uchen interessiert, findet die wün- 
schensweite Unterweisung dazu in aller Ausführlichkeit in meiner „Anleitung 
zur Durchmusterung des Himmels." 

Der erste Bericht der vereinigten Kometen beobachter ist auch schon 
erschienen. Aus demselben ist folgende Mitteilung des Herrn Barnard von 
allgemeinerem Interesse: 

„Als ich in der Nacht des 10. März im südlichen Teile meiner Zone 
suchte, stiess ich auf ein ziemlich blasses Objekt, welches ungefähr 2 , /t i 
südwestlich von a im Becher stand. Ks konnte jedoch nur kurze Zeit ge- 
sehen werden, da der Himmel sich überzog. Der Durchmesser mochte 2' 
betragen, und meinem Urteile nach wäre es in einer klaren Nacht recht 
deutlich sichtbar gewesen. Die folgenden Nächte brachten bedeckten Himmel, 
erst am 21. konnte die Nachforschung nach dem Gegenstande wieder aufge- 
nommen werden, also am 22., aber ohne allen Erfolg." 

Kl. 



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— 225 - 

Beobachtung des Kometen Wells am Tage. 

Selten nur tritt der Fall ein, dass ein Komet, sei er auch sehr hell und 
gross, nahe bei der Sonne am Tage gesehen werden kann. Von älteren Er- 
scheinungen ist in dieser Beziehung der im August 363 in Europa und 
China gesehene Komet zu erwähnen, der nach dem Zeugnisse des Ammianus 
Marcellinus am hellen Tage sichtbar gewesen sein soll. Ebenso erwähnen 
mehrere Chronikschreiber, dass ein im Jahre 1106 erschienener Komet am 
4. Februar in der unmittelbaren Nähe der Sonne gesehen worden sei. Von 
dem ersten Kometen des Jahres 1402 wird behauptet, er habe Ende März 
einen solchen Glanz entwickelt, dass sein Schweif selbst zur Mittagszeit in 
bedeutender Erstreckuug gesehen worden sei. Der von Klinkenberg ent- 
deckte Komet von 1742 wurde am 1. März des folgenden Jahres von ver- 
schiedenen Personen um 1 Uhr nachmittags mit unbewaffnetem Auge er- 
kannt. Den grossen Kometen von 1843 sah man am 28. Februar jenes 
Jahres bei hellem Sonnenscheine in Parma und Bologna, zu einer Zeit, als 
er nach Amici's Messung nur 1° 23' östlich vom Zentrum der Sonnen- 
scheibe stand. Ein von Hind entdeckter Komet wurde vom Entdecker am 
30. März 1847 nahe bei der Sonne gesehen, aber im Fernrohr, nicht mit 
blossem Auge; ebenso konnte J. Schmidt den Klinkerfues'schen Kometen von 
1853 an 6 Tagen, in Abständen von 15° bis 8° von der Sonne, zu Olmütz 
bei hellem Sonnenschein sehen, jedoch auch nicht mit blossem Auge, sondern 
am Refraktor. Endlich soll der Donatische Komet 1858 am 4. Oktober bei 
Tage im Fernrohr sichtbar gewesen sein. Das sind sämtliche Kometen, von 
denen behauptet oder erwiesen ist, dass sie bei Tage in der unmittelbaren 
Nähe der Sonne gesehen werden konnten. Die Erscheinung bietet sich also 
nur selten dar, und es ist begreiflich, dass, als der Komet Wells, seiner Babn- 
lage nach, die Wahrscheinlichkeit darbot, auch am Tage sichtbar zu sein, 
Anstrengungen gemacht wurden, ihn wirklich aufzufinden. 

Besonders Herr Schmidt in Athen hat grosse Anstrengungen gemacht, 
den Kometen zur Zeit seines grössten Glanzes am 10. Juui in der Nachbar- 
schaft der Sonne aufzufinden, und diese Anstrengungen sind auch von Erfolg 
gewesen , obgleich es eine andere Frage ist, ob dieser Erfolg jener An- 
strengungen überhaupt wert erscheint. Indessen ist es, zu Gunsten späterer 
Beobachter von ähnlichen Erscheinungen, gut, zu wissen, wie Herr Schmidt 
bei seiner Nachsuchung verfuhr. 

Zunächst entwarf derselbe nach der Ephemeride von Lamp eine grosse 
Zeichnung, welche von Juni 9 12 B bis Juni 11 12 b die Lage des Kometen 
und der Sonne angab. Ebenso wurde die Helligkeit berechnet, wobei die 
Helligkeit des Kometen am 19. März — 1 gesetzt ist. Auf diese Weise 
erhielt Herr Schmidt folgende Tabelle: 



Berliner Zeit 


Abstand 
run 


des Kometen 
der Sonn« 


Helligkeit des Kometen 


Juni 9. 


12»» 


5 


• 14' 


1331 




18 


4 


22 


1745 


m 10. 


0 1 


3 


40 


2204 




6 


3 


7 


2690 




12 


l 


46 


3071 




18 




54 


2904 


„ IL 


0 


3 


22 


2512 


6 


3 


59 


2045 




12 


4 


52 


1548 



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Wegen der Nahe des Kometen bei der Sonne wiederholte Herr Schmidt 
die Einrichtungen, welche er 1853 bei Beobachtung des damals am Tage 
sichtbaren Kometen in Olmütz getroffen hatte. Es wurde nämlich ein Rohr 
von l /i Meter Länge vor das Objektiv gesetzt Das Rohr hatte innen einen 
breiten Ring, wodurch das Objektiv auf 4 Zoll Durchmesser abgeblendet 
ward. Gleichzeitig wurde das schwächste Okular, das also das grösste Ge- 
sichtsfeld hat, angeschraubt. „So vorbereitet", berichtet Herr Schmidt, „be- 
schloss ich am Nachmittage des 0. Juni die Beobachtung zu beginnen. Um 
3 Uhr zeigten sich zwar keine störenden Wolken, aber ein feiner Scirocco- 
Dunst überzog den Himmel und verlieh ihm ein graues Aussehen. Nach 
der Einstellung des Kometen fand ich den blendenden Glanz des Gesichts- 
feldes so mächtig, dass das Auge, nach 1-2 minutenlangem Verweilen am 
Okulare, ganz unfähig ward, irgend eine Spur von den Teilungen der Kreise 
zu erkennen. Ein sehr lichtes Dämpfglas erwies sich zwar als recht nütz- 
lich, aber weder mit diesem, noch später ohne dasselbe, konnte der Komet 
in zweistündiger Beobachtung aufgefunden werden." 

Besserer Erfolg wurde vom 10. Juni gehofft. „Der Tag* 4 , so heisst es 
in dem Berichte des Herrn Schmidt, „war vollkommen klar. Nach 3 Uhr 
begann ich die Beobachtung auf der Sternwarte. Da der Komet nur 3° von 
der Sonne abstand, musste ich zufolge der gestrigen Erfahrung das Licht 
noch viel mehr abzublenden versuchen. Es ward nun auch das vordere 
(obere) Ende des dem Objektive aufgesetzten Rohres bis auf eine Öffnung 
von 3 Zoll Durchmesser geschlossen. Nach der ersten Einstellung zeigte 
sich der blendende Glanz des Gesichtsfeldes schlimmer als Juni 9; ein heller 
kreisförmiger Schein auf strahlendem Grunde; ein kleinerer, rasch beweg- 
licher in oder vor ihm, besetzt mit blaseuförmigen Puukten. Au der Be- 
weglichkeit des letzteren erkannte ich, dass er ein Reflexbild der feuchten 
Oberfläche des Auges im Okulare seiu musste. Es gelaug nicht , den 
Kometen zu sehen. Unter diesen Umständen bald einsehend, dass auf diesem 
Wege nichts zu erreichen sei, ward das letzte mir zugängliche Mittel ver- 
sucht. Da der Komet rechts unterhalb der Sonne stand, Hess ich durch 
meinen Gehilfen Alex. Wurlisch, der mich wirksam in diesen Tagen unter- 
stützte, die Klappe der Kuppel in ihrer Vertikalbewegung so weit senken, 
dass der Schatten ihres untern Randes die Öffnung des Rohres ganz bedeckte 
und sonach das Eindringen des Sonnenlichtes in das Objektiv völlig verhin- 
derte. Das Feld war nun weniger blendend, matt blaugrau, aber das Re- 
flexbild noch vorhanden. Der Komet ward abermals nicht gefunden. Nun 
Hess ich die Klappe soweit senken, dass ihr unterer Rand in der Achse des 
Fernrohrs stand, und also die 3 Zoll breite Öffnung des Rohres von oben 
her zur Hälfte verdeckte. Der Glanz des Feldes war jetzt sehr vermindert, 
ohne Reflexbild, die Farbe ebenmässig blaugrau, und nach wenigen Minuten 
kam der Komet in deutliche Sicht, fast ganz genau in der Mitte des Feldes. 
Nachdem ich dem Gehilfen den Kometen gezeigt, und dieser sich nach 
wenigen Sekunden von der deutlichen Sichtbarkeit des kleinen Lichtpunktes 
überzeugt hatte, begann ich sogleich die Beobachtung. Fünf Einstellungen 
nacheinander mit Hilfe der Schraubenschlüssel, sodann 4 Einstellungen der 
Sonnenränder, ohne Anwendung der feineren Bewegung, wobei ich mit der 
linken Hand das Dämpfglas vor das Okular hielt, mit der rechten Hand die 
EinsteDung bewirkte, nur durch das Augennrass innerhalb des Raumes des 



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- 221 - 

Kreismikrometers geleitet. Als icli die 2. Reihe begann, gelang es mir nicht, 
den Kometen aufzufinden. Ermüdet von der Anstrengung in einem bis 33° C. 
erhitztei Räume, und mit sehr geschwächtem Auge, überliess ich es A. W., 
den Kometen zu suchen. Nach 1—2 Minuten sah er ihn und stellte ihn in 
die Mitte des Feldes. 

Ähnlich wie 1853 zeigte sich der Komet als dichter weisser Punkt, 
Dicht fixsternartig, auch einem Planeten nicht gleichend, denn der Rand war 
ringsum verwaschen, wenn auch im kleinsten Räume. Den Focus hatte ich 
zuvor genau nach dem Rande der Sonne und nach sehr kleinen Flecken- 
punkten berichtigt Die Luft war fast völlig still, wie sehr selten zu Athen. 
Erwäge ich, dass ich am schwachen Okulare den Durchmesser des Uranus 
leicht erkenne, so werde ich nicht erheblich irren, wenn ich behaupte, 
dass der Durchmesser des Kometen nur 5" höchstens 6" betragen habe, d. i. 

etwa des Erddurchmessers, = 530 g. Meilen. Es ward keine Spur des 

Schweifes, keiue Ausströmung wahrgenommen. Ein starkes Okular anzu- 
wenden, habe ich aus guten Gründen unterlassen. Im Falle einer viel leich- 
teren Sichtbarkeit des Kometen wäre es sicher geschehen. Für grosse Re- 
fraktoren und starke Fernrohre an Meridiankreiseu muss es leicht gewesen 
sein, den Kometen genau zu beobachten." 

Da der Refraktor zu Athen eine in jeder Weise mangelhafte Aufstellung 
besitzt, so konnten die Korrektionen des Instrumentes nur ganz roh er- 
mittelt werden und zwar für den Stundenkreis durch Einstellung auf den 
Westrand der Sonne, für den Deklinationskreis durch Einstellung auf den 
Nord- und Südrand derselben. Im Mittel der Beobachtungen fand sich der 
Komet 6' nördlicher, als die Rechnung ergeben hatte. Um 3.9 Uhr sah 
Herr Schmidt den Kometen 3° 19' von der Mitte, also 3° 3' vom nächsten 
Rande der Sonne, um 4.3 h sah er ihn nur 2° 58' vom nächsten Sonnenrande, 
später, bis 5'/« Uhr, ward der Komet trotz aller Mühe nicht wiederge- 
funden. Die Anstrengungen des Herrn Schmidt verdienen das höchste Lob; 
auch weiss nur derjenige sie richtig zu würdigen, der sich selbst einmal 
bei hohem Sonnenstände im Sommer in einer Kuppel, die Luft von mehr als 
30° C. Hitze umscbliesst, mit Sonnenbeobachtungen geplagt hat Übrigens ist 
es auch dem Beobachter in Green wich geglückt, den Kometen am 12 zolligen 
Äquatorial einzustellen, doch gelang dort keine Ortsbestimmung desselben. 



Zar Bestimmung der Älteren Sonnenflecken-Perioden. 

Von Professor G. Fritz. 

(Aus der Vierteljalirsschrift der naturforsch. Gesellsch. in Zürich. 26. Jahrg., 3. Heft.) 

In No. LH der „Astronomischen Mitteilungen" kommt Herr Professor 
Wolf in No. 429 der Sonnenfleckenlitteratur (S. 50) auf „Coincidence of Sun- 
Spots and Aurora in Olden Time, by the Rev. S. J. Johnson (Monthly Not. 
of Roy. Astr. Soc. V. 40)" zurück und findet: Wenn auch die gemachten 
Schlüsse nicht sehr sicher sind und zum Teile das in No. 310 der Flecken- 
litteratur und über die von Williams veröffentlichten Chinesischen Flecken- 
beobaehtungeu Bemerkte gelte, dass nämlich die Reihe zu unvollständig sei, 



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- 228 



um sichere Folgerungen zu ergeben; dass jedoch durch Zusammenstellungen 
derartiger Beobachtungsreihen sich dennoch am Ende ein Material zusammen- 
finden dürfte, welches einer eingehenden Diskussion wert wäre. Wir finden, 
dass wir jetzt schon im Besitze von Zusammenstellungen sind, welche zu 
einer etwas eingehenderen Untersuchung einen gewissen Wert besitzen und 
mindestens einige wichtige Anhaltspunkte zur Bestimmung der Flecken- 
perioden vor 1616 zu liefern vermögen. Der von uns zusammengestellte 
„Polarlichtkatalog" (Wien 1873. 4) genügt, um rückwärts bis zum 
Jahre 390 nach Chr. die Hauptperioden, wie einen grossen Teil der kleinen 
Perioden der Polarlichter sehr angenähert zu bestimmen und deren Haupt- 
perioden sogar bis mindestens 460 vor Chr. zu verfolgen. Da die Polarlicht- 
Erscheinungen ganz auffallend parallel dem Sonnenfleckenwecbsel in Häufig- 
keit und Grösse sich ändern, so bestimmen sich damit indirekt auch der 
Fleckenperioden Epochen mit entsprechender Genauigkeit Auffallende Unter- 
stützung erhält die Wahrscheinlichkeit der annähernd richtigen Bestimmung 
der Epochen durch die ältesten Sonnenfleckenbeobachtungen, welche fast aus- 
schliesslich von Chinesen stammen. 

Wir stellen in folgender Tabelle die alten Sonnenflecken-Beobachtungen 
den katalogisierten Nordlichtern gegenüber, wobei die erstem der Zahl nach* 
vollständig, letztere nur in den entsprechenden Jahren der Maxima ange- 
geben werden. Die chinesischen Sonnenflecken-Beobachtungen sind teils von 
John Williams nach Encyclopaedia of Ma Twa Lin (in Monthly Not of 
Roy. Astr. Soc. V. XXIII), teils von Alexander Hosie (in Nature, V. XX» 
veröffentlicht. Die europäischen Beobachtungen sind teils* in Humboldts 
Kosmos, teils in anderen Werken wiederholt, wie in der Sammlung der 
Sonnenfleckenlitteratur der „Astronomischen und der früheren Soniien- 
flecken-Mitteilungen" publiziert. Den Zusammenstellungen über das Polar- 
licht liegt des Verfassers: „Ergänztes Verzeichnis beobachteter Polarlichter 4 
W r ien 1873. 4) zu Grunde. 



Alte Sonnenfleck en-Beobachtungen 



in China 




28 v. Chr. . 
20 y. „ 
188 n. „ 

MO. 1. 2 (2 mal) 7 

321. 22 

842. 44. 45 

354. 55 

359. CO. 61 

369. 70. 72. 73 (2 

mal), 74 (2 maj) 
388. K9 
395. 90. 400 



44 



24 

188 
302 
321 
344 
354 
360 

372 
388 
397 



44 v. Chr. Sonnen- 
licht ein Jahr lanp 
tröbe (Plutarch, 
Plinius) 



1 

l - 

sl 

s « 

W 


|| ^ 

'2 e E 

Ii" 


46 


44 


19 


20 


194 


190 




302 




321 




344 




354 




360 




372 




388 


397 


397 



Zwischenzeit 
und Dost im in ii ni.' 
der kleinsten 
Perioden 



24- 


2.12 




210 = 


19.11.1 


81.11.1 


112=- 


10.11,2 




19 — 


2. 9.5 




23 — 
10 — 


2.11,5 
1.10 




6 = 


l. 6 




12 


1.12 




16 = 


1.16 




Ii - - 


1. 9 





,gle 



- 229 - 



Alte Sonnenflecken-Beobachtungren 


Epocbe der Nord- 
licht-Maxima 


Fl 

l| 3 

r 


• 

Zwischenzeit 
und Bestimmung 
der kleinsten 
Perioden 


in China 


Iii 


in Europa 


395. 96. 400 

499. 501. 502 (2 m.) 

577.80 
807 

826. 32 (2 mal) 

837. 40 41 

865 

874 

974 

1077. 78 (2 mal). 79 
(2 m , 12 u. 10 Tage) 

1104. 5 
1112 

1118. 20. 23 

1129 (2 m.). 31 (3T.) 

1136 K 2 mal). 37 (2 

mal, 10 Tage) 
1138 (2 m.). 39 (2 m.) 
1145 
1160 

1185. 86 
1193 

1200 (2 mal, 6 Tage). 

1201 (12 Tage) 
1202. 4. 5 (13 Tage) 
1238 

1276 
1370 
1511 
1529 
1529 

1617 

Siriaa 1882. Haft 10. 


397 
501 
535 

578 
626 

807 

829 
839 
865 
874 
974 
1078 

1089 

1096 

1104 
1112 
1120 
1130 

lll37 

1145 
1160 
1185 
1193 

1202 

1238 
1276 
1370 
1511 
1526 
1529 
1547 

1589 

- 

1596 

1608 
1617 


535. 36 (14 Tage 
laug, Littrow) 

• 

626 (8 Monate lang 
die halbe Sonne ver- 
finstert, Humboldt) 

807 (8 Tage lang, 
Annal. Laurish) 

1089 (Littrow nach 
Crucius) 

1096 (im März, Hum- 
boldt) 

1161 (nach Avcrröes) 

1547 Sonne daa ganze 

Jahr fahl (Bull. d. 

Noufchätel V) 
1588 (Secchi) 
1590( Hudson, an Bord 

des Schiffes Richard 

of Arundell) 
l*iQ3 JrWk Natur- 

gesch. v. Preussen) 
1596 (Fausten, Co- 

meta redivivus) 
1608 (Keppler) 
1616 erste von Wolf 

bestimmte Flecken- 

Maxima 


397 
502 
538 

577 
624 

807 

827 
840 
860 
870 
978 
1074 

1084 

1098 

1105 

1117 
1130 

1138 

1166 
1186 
1193 

1203 

1241 
1280 
1375 

1528 
1528 
1516 

1593 

1606 
1615 


397 
502 
536 

577 

625 

807 

828 
840 
862 
872 
976 
1078 

1089 

1097 

1105 

1118 
1130 

1138 

1163 
1186 
1193 

1203 

1240 
1278 
1373 

1528 
1528 
1546 

1593 

1607 
1616 

1 


105= 9.11,6 
34=- 3.11,3 

41— 4.10,2 

48- 4.12 J 8611 » 4 

182= 16.11,4 J 

• 

21= 2.10,5 

12= 1.12 
22= 2.11 

10= 1.10 / 25.11,3 
104= 9.11,5 
102= 9.11,3 

11= 1 11 

8= 1. 8 , 
8= 1. 8 
13= 1.18 

12= 1.12 9.10,8 
8= 1. 8 

25= 2.12,5 

23= 2.11,5' 
7= 1. 7 ' 

10= 1.10 

37= 3.12.3. g^, L4 

38— 3.12,6 
95= 8.11,9 

155 = 14.11,1 

18= 2. 9 • 

47= 4.11,7 

10.11,1 

14= 1.14 

9= 1. 9 

122=11.11,1 
30 



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— 230 — 



■1 —- — . 

Alte Sonnenfleeken-Beobaehtungen 


i • 


liehe 
er 


Zwischenzeit 


iu v- n i n a 


1*1 

E S 

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in V Ii r n tt 'i 

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Ii 

« j. 

— ja 

w 


AI | 

s. © a 

•J u 2 

r 


und Bestimmung 
der kleinsten 
Perioden 


1 


1738 


17 38 erste genau be- 
stimmte Haupt- 
maxima der Sonnen- 
flecken 


1737 


1738 





Ausser den angeführten Nordliehtmaxima lassen sich noch teils mit 
grösserer, teils mit minderer Wahrscheinlichkeit bestimmen solche für: 

452. 79. 88 ; 555. 66. 85. 95; 603. 16. 24. 65. 76; 710. 42. 65. 76. 89; 880. 89; 
908. 18. 27. 40. 57. 70. 92; 1002. 31 ; 1175; 1219. 26. 1251. 62. 70; 1307. 24. 
36. 48. 53. 61. 89; 1401. 32. 37. 53. 60; 1518. 37. 60. 71. 80; 1625. 40. 47. 60. 

77. 88; 97; 1707. 19. 30. 

Hieraus lässt sich die durchschnittlich etwas über 11 Jahre lange 
Periode ebenfalls wieder erkennen, welche schon aus unserer Zusammen- 
stellung oben sich ergiebt. Wir haben zwischen 44 vor Ohr. bis 1738 = 
= 1782 = 159.11,2 oder, wenn man noch eine kleine Periode einschieben 
würde, 160.11,1, somit Periodenlängen, welche derjenigen von Wolf aus dem 
Zeiträume von 1616 bis 1880 abgeleiteten sehr nahe kommen. 

Als Hauptmaxima sind etwa anzusehen: 

v. Chr. 44 



» 234 =- 4.55,5 ££ 182 = 3.60,6 

"g 207 - 4.51.4 ™" 171 - 3.57,0 

SJ 105 = 2.52,5 dil 102 = 2.51,0 

gg 123 = 2.62,5 10 ' 8 



60 = 1.60 
232 =■ 4.58 



1078 
1138 

1?28 158 = 3.52,7 
210 = 4.52,5 



Von 44 vor Chr. bis 1738 nach Chr. 1782 32.55,6. Nimmt man 
die Epochen: vor Chr. 460, 208, 103 noch hinzu, dann erhalt man 460 -f 
1738 - 2198 40.54,6. 

Wenn sich auch nachweisen lässt, dass grosse, mit blossem Auge sicht- 
bare Flecken der Sonne nicht immer den Maximazeiten angehören, so 
kommen sie doch am häufigsten um solche Zeiten vor. Unsere Zusammen- 
stellung giebt somit für die grossen , ohne optische Hilfsmittel sichtbaren 
Sonnenflecken, wie für die Zeiten häufiger und prächtiger Polar- (hier Nord-) 
Lichter, welche in den drei letzten Jahrhunderten nur dann auftraten, wenn 
die Sonne viele und grosse Flecken zeigte, somit für die stets gleichzeitig 
auftretenden beiden Erscheinungen Perioden der Maxima, welche sich ganz 
ähnlich für die angeführten Zeiten verhalten, wie für die Neuzeit, in welchen 
genaue Beobachtungen vorliegen. Wir erkennen sofort und ohne jede künst- 
liche Einteilung die Gruppierung der beobachteten Erscheinungen nach kurzen 
Perioden von 11,1 Jahren mittlerer Länge mit bedeutenden Schwankungen 
in der Länge, wie sie auch in neuester Zeit vorkamen (15,5 Jahre von 
1788—1804, 7,7 Jahre von 1829—1837), und wir erkennen eine zweit« (im 
Mittel) nahe 55 jährige Periode oder vielleicht das vielfache derselben. Ganz 
besonders zeichneten sich aus das 4., 6., 9., 12. und das 16. Jahrhundert 
durch die Häufigkeit namentlich grosser und weit verbreiteter Nordlichter 



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und die durchweg korrespondierenden grossen Sonnenflecken. Ob das jetzt 
vorliegende Beobachtungsmaterial noch wesentlicher Vervollständigung lahig 
sein wird, ist zweifelhaft; somit wird eine wesentlich genauere Bestimmung 
der Epochen der Maxima fraglich. 



Ein neuer veränderlicher Stern vom Algol-Typus. 

Herr E. F. Sawyer in Cambridgeport, Mass. hat im Juli 1881 entdeckt*), . 
dass der Stern -\- 1 ° t 3408 der Bonner Durchmusterung ein veränderlicher 
vom Typus des Algol ist Der Ort des Sterns am Himmel ist in Kekta- 
szension 17* 10» 11 • , in Deklination + 1° 211' (für 1875 0). Derselbe 
befindet sich also im Sternbilde des Ophiuchus, l»/t° nördlich von 41 
Ophiuchi, und erhält die Bezeichnung U. Herr Sawyer wurde zufallig auf 
eine anomale Helligkeit des Sterns aufmerksam und verfolgte diese vage An- 
deutung mit grosser Ausdauer, die von schönstem Erfolge belohnt wurde. 
Die ersten Beobachtungen schienen auf eine Periode von 5 Vi Tagen zu 
führen, allein genauere Untersuchungen, welche Herr S. C. Chandler jun. an- 
gestellt hat, lieferten das unerwartete Ergebnis, dass die Periodendauer nur 
20 h 7 7 m betragt und dass die sämtlichen noch wahrnehmbaren Helligkeits- 
veränderungen auf den kurzen Zeitraum von ungefähr 4 Stunden beschränkt 
sind, während der Stern 16 Stunden hindurch in unverändertem Lichte 
glänzt In dieser Beziehung ist der neue Veränderliche der merkwürdigste 
unter allen bis jetzt bekannten derselben Klasse, denn bei dieseu ist über- 
all die Periode länger, und ebenso erstreckt sich der Lichtwechsel über eine 
grössere Zahl von Stunden. 

Folgendes ist übrigens ein vollständiges Verzeichnis aller Veränderlichen 
des Algol-Typus, die bis jetzt bekannt sind: 



SUrn 


Feriodendaner 


Daser der LicbUndernDg 

. 


Grösnte und kleinste 
Helligkeit in KterngrusMen 


Sawyers Ver- 
änderlicher 


d 


h 


in 


h 








0 


20 


7.7 


4 


6.1 


bis 


0.8 

• 


<J Librae 


2 


7 


51.3 


• 12 


4.9 


»» 


G.l 


U Cephei 


2 


11 


49.5 


10 


7.0 


«» 


9.5 


Algol 

U Coronae 


2 


20 


48.9 




22 


»» 


3.7 


3 


10 


51.2 


OS, 
/« 


7.6 


»» 


8.8 


X Taori 


3 


22 


523 


10 


3.4 


t» 


4.2 


S Cancri 


9 


11 


38 


21V, 


8.2 


,9 


9.8 



Die Beobachtungen des Herrn Chandler zeigen, dass die rascheste Ver- 
änderung in der Helligkeit des neuen Veränderlichen alsdann eintritt, wenn 
der Stern ungefähr in der Hälfte seines Glanzes vom Maximum zum Minimum 
angelangt ist Die Geschwindigkeit der Helligkeitsänderung ist dann be- 
trächtlicher, als bei irgend einem andern der obigen Veränderlichen, viel- 
leicht mit alleiniger Ausnahme von U Cephei. Herr Chandler hat den Hellig- 

•) Science Übserver 4881, No. 35. A?tr. Nachr. No. 2412. 

30« 



keitswechsel wiederholt mit grösster Ausdauer überwacht, so am 20. Juni 
1881, während 3 Vi Stunden, am 25. Juni 5 Stunden lang, durch alle Phasen 
der Veränderung, am 29. Juni 5Vt Stunden hindurch bis die Morgen- 
dämmerung den Beobachtungen ein Ziel setzte. Die bis Jetzt vorliegenden 
Beobachtungen umfassen 422 Perioden des Lichtwechsels, und sie lieferten 
Herrn Chandler in scharfer Berechnung als Periodendauer: 20 Stunden 
7 Minuten 41.6 Sekunden mit einem wahrscheinlichen Fehler von 1.3 
Sekunden. Als Epoche des Minimums ergab sich 1881 Juli 17. 10 h 49» 
mittl. Zeit von Cambridge, mit einem wahrscheinlichen Fehler von G.7 Min. 
Die Übereinstimmung der einzelnen Beobachtungen mit diesen Werten ist be- 
merkenswert gut 




Umgebung des Veränderlichen U in Ophiuchns. 

Behufs genauerer Untersuchung der Art und Weise der Licht-Zu- und 
Abnahme wurden Schätzungen der Helligkeit nach Stufen mit 7 benachbarten 
Sternen angestellt Die Örter dieser mit den Buchstaben a bis g bezeich- 
neten Sterne sind folgende: 









1875 




Helligkeit nach 


am 


RekUazensioii 


Deklinatioa 


ArgeUnder» 




h 


in 


■ 


0 


« | 




a 


16 


59 


6 


- 0 


43 1 


5.9 Grösse 


b 


17 


0 


47 


- 0 


54.8 


6.3 „ 


c 


17 


0 


24 


- 1 


29.2 


66 „ 


«1 


16 


58 


55 


+ o 


53.4 


62 || 


e 


17 


9 


56 


+ 2 


19.7 


6.4 „ 


f 


17 


6 


31 


+ o 


30.5 


6.8 n 


g 


17 


11 


17 


4- 1 


52.8 


6.9 „ 



Man kann sich nach dieser Ortsangabe leicht eine kleine Karte kon- 
struieren, in welche man die Sterne in ihrer gegenseitigen Lage einträgt und 
den Veränderlichen, dessen Ort oben angegeben ist, beifügt. Herr Chandler 
hat bei seinen Beobachtungen und Vergleichungen der Helligkeit des Ver- 
änderlichen mit den Sternen a bis g die Helligkeitsunterschiede dieser 
letzten durch Lichtstufen ausgedrückt. 

Geht man von dem schwächsten Sterne g aus, der die Stufenzahl O er- 
halt, so hat Herr Chandler folgende Skala der Lichtstufen adoptiert: f 1.5, 



* 



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- 233 - 

e = 3, d-—4, c = 7 t b=-=8, a -10 Stufen. Der Lichtwechsel geht Iii 
gleichem Abstände vom Minimum völlig gleichförmig von statten, und Herr 
Chandler findet folgende Helligkeit in Stufen zu den beigesetzten Zeiten: 



Stunden 8tufen 


Zeit vom 
Minimum in 
Stunden 


Helligkeit in 
Stufen 


4 u. mehr 8.5 
8 8.4 
2»/ 4 8.4 
8% • 8.8 
2V 4 8.1 
2 7.7 
1% 7.2 


•V. 

IV* 

1 

% 

I 

i 

•* 


6.5 
r».7 

4 7 
36 
27 
2.1 
2.0 



Der Veränderliche bleibt also im Minimum 2 Stufen heller als der 
Stern g und übertrift't im Maximum die Helligkeit von b um V 2 Stufe. 



1882 














4 KU) 

188.» 


h m 


fc>ep. o 


Okt. 1 


Okt. 27 


Nov. 


— . 


Dez. 18 


.Tau. 13 


13 54 


6 


2 


28 




23 




19 


m m 

14 


9 62 


mm 

7 


3 


29 




24 




20 


15 


6 10 


8 


4 


30 




/■> BT 

25 




21 


16 


2 17 


8 


4 


30 




25 




21 


16 


22 25 


0 


5 


31 




26 




22 


17 


18 33 


10 


6 


^v. 1 




27 




23 


18 


14 41 


1 1 


mm 

7 


q 




28 




24 


19 


10 48 


12 


8 


3 




29 




25 


20 


6 56 


13 


• 

9 


4 




30 




26 


21 


3 4 


13 


9 


4 


Dez. 


30 




26 


21 


23 21 


14 


10 


5 


1 




27 


22 


19 19 


15 


11 


6 




2 




28 


23 


15 27 


16 


12 


7 




3 




29 


24 


11 35 


17 


13 


8 




4 




30 


25 


7 42 


18 


14 


9 




5 


1883 


31 


26 


3 50 


18 


14 


9 




5 


31 


26 


23 58 


19 


15 


10 




6 


Jan. 


1 


27 


20 5 


20 


IG 


. 11 




7 




2 


28 


16 13 


21 


17 


12 




8 




3 


29 


12 21 


22 


18 


13 




9 




4 


30 


8 28 


23 


19 


14 




10 




5 


31 


4 36 


24 


20 


15 




11 




G Febr. 1 


0 44 


24 


20 


15 




11 






1 


20 51 


25 


21 


IG 




12 




7 


2 


16 59 


20 


22 


17 




13 




8 


3 


13 7 


27 


23 


18 




14 




9 


4 


9 15 


28 


24 


19 




15 




10 


5 


5 22 


29 


25 


20 




16 




11 


6 


1 30 


29 


25 


20 




IG 




11 


6 


21 38 


30 


26 


21 




17 




12 


7 


17 45 



Digitized by Google 



Herr Chandler fand in seinen Beobachtungen auch eine leise Andeutung 
einer Lichtoszillation der Sterne d oder e, wahrscheinlich des ersten, und 
ist gegenwärtig mit Beobachtungen beschäftigt, die hierüber Sicherheit geben 
sollen. 

Schliesslich giebt Herr Chandler noch eine Vorausberechnung der 
Zeiten des Minimums des neuen Veränderlichen bis zum 1. Februar 1883. 
Dieselbe (auf Seite 233 eingefügt) ist so zu verstehen, dass die Stunden und 
Minuten der letzten Kolumne die Zeit des kleinsten Lichtes für alle die- 
jenigen Tage bezeichnen, welche in derselben horizontalen Linie stehen. So 
ist z. B. der Stern in seinem kleinsten Licht um 13 h 54 m , d. h. l h 54™ früh 
morgens am 5. September, 1. Oktober, 27. Oktober, 22. November, 18. 
Dezember 1882 und 13. Januar 1883. Ähnliches gilt für die übrige Zeit, 
Diese Stunden gelten jedoch für mittlere Zeit von Washington in Nord- 
amerika; will man die mittlere berliner Zeit haben, so hat man überall 
6 Stunden 2 Minuten hinzuzufügen. Hiernach ist es also leicht, die Stunde 
zu berechnen, zu welcher man sich an einem bestimmten Tage zur Be- 
obachtung des Lichtwechsels jenes Sternes bereit halten muss. 



Die Astronomie der alten Ägypter. 

(Schluss.) 

Nur das Zeichen des Löwen, wie er in den Tabletten ersetzt ist, näm- 
lich durch das ^ , scheint auf altägyptischen Ursprung hinzuweisen, da es 
weder mit dem sonstigen Löwen der Denkmäler, auch der ägyptischen 
Zodiake, noch mit dem konventionellen Kalenderlöwen <Q, übereinstimmt 
Allein schon der Sarkophag des Heter beweist, dass die Ägypter den Löwen 
der griechischen Sphäre ebensowohl herübergenommen hatten, wie seine Be- 
nennung, nur dass sie dafür die ägyptische Übersetzung p.maau „der Löwe" 
gebrauchten. Das Messer ^ betreffend, so ergiebt sich aus den 5 Haupt- 
sternen der Konstellation des Löwen, wenn man Verbindungslinien anbringt, 
das Bild des Messers ungleich leichter, als das Bild eines Löwen, zu 
dessen Gestaltung gewiss eine grössere Phantasie gehört. Das Messer ge- 
hört also der altägyptischen Sphäre an. 

Überhaupt zeigt es sich bei gründlicherer Betrachtung, dass . die alten 
Ägypter, trotzdem sie sonst in ihrer Bilderschrift Tiergestalten mit Vorliebe 
anwendeten, sich doch in bezug auf den astronomischen Himmel einer ge- 
wissen Sparsamkeit in Anbringung von Tieren befleissigten. So z. B. wird 
der grosse Bär konstant durch den Stiervorderschenkel bezeichnet, eine 
ganz natürliche Form, da sie sich aus den 7 Sternen gleichsam ungesucht 
von selbst ergiebt, jedenfalls doch ungezwungener, als ein Wagen oder eine 
Bahre mit drei Leidtragenden (Araber). Der Bär gar, zu dessen Gestal- 
tung ein bedeutendes Quantum von Phantasie zu Hilfe genommen werden 
muss, erscheint in der ägyptischen Sphäre nirgends. 

• Wenn Herr Stinde den Sirius deshalb als Hund, auch bei den 
Ägyptern, ja Jt>ei diesen zuerst, figurieren lässt, weil sein (Früh-) Aufgang 
im dritten und vierten Jahrtausend vor Christo zur Zeit der Nilanschwellung 



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(weiterhin sagt er richtiger: „weil der Nil dann austritt und seine 
Wellen das Ufer überschreiten") aufging und so dieser Stern wie ein treuer 
Wächter, wie ein Hund, erschien, der das Haus bewacht und den Herrn 
auf die drohende Gefahr aufmerksam macht, so wird diese Ansicht durch 
die Denkmäler kräftigst widerlegt Denn diese zeigen den Sirius stets unter 
dem Bilde des Dreiecks mit oder ohne die Legende Supd (Sothis), und 
auch die in ihm residierend gedachte Göttin Isis wird nirgends als Hündin 
(canicula) abgebildet Aber das Prädikat „rot leuchtend" trifft, wie ich zu- 
erst eruiert habe, zu: die Sothis heisst „die rotäugige 44 . Heutzutage (oder 
vielmehr heutzunacht) erscheint der Sirius bläulich, nicht mehr röt- 
lich; er muss also seit der pharaonischen Zeit bedeutende Veränderungen 
in seiner Materie erlitten haben. 

Wenn, wie ich durch das Bisherige überzeugend dargethan zu haben 
glaube, der zwölfteilige uns bekannte Zodiakus den alten Ägyptern während 
der pharaonischen Zeit abgesprochen werden muss, so fragt es sich nun- 
mehr, was wir an dessen Stelle zu setzen haben. Die Antwort auf diese 
Frage wird durch die astronomischen Denkmäler in ausreichendem Masse 

i ■ 

gegeben. Die scheinbare Bahn der Sonne fuhrt successive an gewissen 
Sternen und Konstellationen vorüber, welche die Ägypter Ch ab es u „Lampen" 
nannten. Es sind die von den Klassikern Dekane genannten Sterne, weil 
sie das Fortrücken der Soune um je eine Dekade oder zehntägige ägyptische 
Woche bezeichneten. Das Jahr zerfiel nämlich den Ägyptern in zwölf 
dreissigtägige Monate, denen am Ende fünf Zusatztage (Epagomenen) ange- 
fügt wurden. Die dreissig Tage des Monats wurden in drei Dekaden geteilt. 
Man erkennt leicht, dass die auf diese Weise entstandenen 36 Dekaden 
im engsten Zusammenhange mit den 36 Dekanen des Himmels standen, 
wie denn überhaupt die Ägypter als praktische Leute ihre Astronomie mit 
dem Kalender und der Chronologie in die innigste Beziehung setzten. 

Es sind uns nun zwar die 36 Dekane mit ihren Namen (ägyptisch und 
in griechischer Transskription z. B. bei Hephaestion) überliefert", auch die 
betreffenden Sterngruppen und die in ihnen residierend gedachten Götter- 
figuren sind uns vor Äugen gestellt Aber ungeachtet dessen muss man be- 
kennen, dass wir die ihnen in unserer Sphäre entsprechenden Sterne noch 
nicht kennen, sowie dass die unter diesen Namen sich verbergende An- 
schauung uns noch immer sehr rätselhaft geblieben ist Fast keine der 36 
Benennungen ist uns durchsichtig, mit alleiniger Ausnahme des Orion und 
der Sothis, letztere mit dem konstauten Titel „die Leiterin der Dekane 44 und 
ihrem oben besprochenen bildlichen Ausdrucke (f\ Supd), welcher nach An- 
leitung des mathematischen Papyrus als Dreieck aufzufassen ist. Wie man 
aber auf diese sonderbare Anschauung verfallen ist, das bleibt vorderhand 
unaufgeklärt 

In dieselbe Begriffskategorie gehören auch Dekan No. 2, No. 3 und 
No. 4: Tape-Koncm, Konem und Cher-Koncm „das Haupt des Winkels, 
der Winkel, der untere Teil des WMnkels 44 ; No. 5 und 6 Ha-zat und 
Pehu-eat Vorder- und Hinterteil des Schiffes (oder der Mauer); No. 7 
und 8 Tetnu und Temu-cher Schlitten und Untersatz desselben; No. 9 
Beschte-Bkati = zwei Paare von Vögeln, oft auch einzeln erwähnt, viel- 
leicht ein Kardinalpunkt; No. 10 und 11 Aposos und Sebchos entziehen 
sich noch der Erklärung, während No. 12 Tapc-chont „Haupt des Fahrzeugs 44 



und No. 13 Hrc-ua „Centrum der Barke" ziemlich klar sind. Aber die 
No. 14—17 Septchennu, Sesmu, Sisema, Kenemu stehen in ihrer Bedeutung 
noch nicht fest 

Dagegen siud No. 18 Tape-smat und No. 19 Smat „Kopf des Hal- 
bierers" und „Halbierer" sofort verständlich, da sie offenbar auf die Zwei- 
teilung des Jahres und seiner 36 Dekane (Dekaden) hinweisen. Dies wird 
besonders durch das Kundbild von Denderah empfohlen, weil dort zwischen 
No. 18 und No. 19 ein kleiner Dekan: pe siu ua „der Einzelsteru" eingeschoben 
ist, von dem ich schon längst vermutet habe, dass er den Zeitbegriff des 
Schalttages symbolisiert. Mit No. 21 erscheint Sra „die Gans"; No. 22 
und 23 Tape-chu und Chu „der Kopf des Chuvogels"; No. 24—25 Tapc- 
bau und Bau „Kopf der Bavögel"; No. 26—28 Chont-hert, Chont-hrc, 
Chont-cher „Der obere (mittlere, untere) Teil des Schiffes"; No. 29—30 
Ket und Si-ket „das Gebäude und seine Seite"; No. 31 Chau die Pflanzen 
cha\ No. 32 — 36 Aret, Rcmen-her, Tesalk, Remencher, Uarc „das Gebiss, 
die Oberschulter, die Endfranze, die Unterschulter, das Bein" (des Orion), 
womit der Ring geschlossen ist, da hinter dem Orion wieder die Isis-Sothis 
als „Leiterin der Dekane" beginnt. 

Überblickt man diese Keihe, so wird man gewahren, dass unter den 
36 Bildern kein einziger Vierfusser erscheint, weder ein Stier, noch ein Löwe, 
noch ein Steinbock; ja die Mehrzahl der Zeichen ist nicht einmal den ge- 
fiederten Bewohnern der Luit, sondern gewissen Gerätschaften entnommen. 
Wenn ich gesagt habe, dass kein einziger Vierfüsser unter den Dekanen er- 
scheint, so wird man mich an den Plafond des Kamesseums von Theben 
und dem damit gleichzeitigen Plafond des Seth osis- Grabes verweisen: un- 
mittelbar hinter dem Halbirer Smat findet sieb dort die Figur eines Schafes 
Bat oder eines Widders Sert, welche die Breite mehrerer Dekane einnimmt 
Allein die Stellung dieses Bildes um die Jahresmitte, vom Frühaufgang der 
Sothis am 20. Juli aus gerechnet, führt keinesfalls auf den Widder des 
Zodiakus, welcher den Frühlingsanfang bezeichnet; also ist auch dieser 
ägyptische Widder nicht einem zwölfteiligen Zodiakus entnommen. 

Ein zweiter Einwurf könnte im Hinblicke auf das in allen alten ägyp- 
tischen Tierkreisen wiederkehrende Bild des auf den Hinterbeinen stehenden 
weiblichen Nilpferds (Hippopotamus) gemacht werden. Allein dieses Zeichen 
befindet sich ausserhalb der Zone der Dekane, dem Nordpol nahe, etwa die 
Stelle des Drachen der griechischen Sphäre einnehmend. Es steht zwischen 
Ursa major und minor. Über letzteren sei mir die kurze Bemerkung ge- 
stattet, dass der kleine Bär, mit einer mächtigen Fahne (Schweif) auf 
unseren astronomischen Karten ausgestattet, sicher nicht der Naturgeschichte 
entstammt. Eher könnte in diesem Punkte die ägyptische Sphäre das Vor- 
bild gewesen sein. Denn man trifft genau an ihrem Nordpol den Schakal, 
Ägyptens Fuchs, bei welchem der lange Schwanz eine recht passende Er- 
scheinung bildet 

Die isis-Sothis wird zuweilen, z. B. in Denderah durchaus, mit der 
Güttin Hathor identifiziert und da ihr Symbol häufig die Kuh ist so wird 
es nicht befremden, wenn man statt des ^ in den Zodiaken von Denderah 
die Kuh im Nachen, mit einem Sterne über dem Haupte, als Symbol der 
Sothis trifft. 

Ich komme zu einer weiteren Frage: 



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Wie bat man in Altägypten die Planeten bezeichnet? Diese sich 
nach den besprochenen Fixsternen unmittelbar aufdrängende Frage können 
wir mit Sicherheit beantworten. Die öfter erwähnten demotischen Tabletten, 
eine Art astronomisches Jahrbuch (calepin) befolgen konstant die Ordnung, 
dass sie den entferntesten der damals bekannten Planeten, also den 
Saturn zuerst, dann Jupiter, Mars und zuletzt Venus und Merkur auf- 
führen. Den drei oberen Planeten eignet der gemeinschaftliche Name 
Har „der Obere" mit den Zusätzen Ka, Apschet, Descher d. h. 
„Stier, weisser, roter". Warum man den Saturn als Stier aufgefasst hat, 
entzieht sich noch unserer Kenntnis; auch seine kalendarische Bezeichnung 
* , wodurch die Harpe des Kronos ausgedrückt sein soll , macht uns nicht 
klüger. Allein die Benennung des Jupiter als des weissen Gestirns ist um 
so deutlicher, als er meist den Zusatz fuhrt „Stern des Südens". In dieser 
Stellung verdient er sein Prädikat mit noch grösserem Rechte. Bisweilen 
ist noch ein weiterer Zusatz angefügt: „er bewegt sich rückläufig 41 . — Dass 
Mars der rote unter den drei oberen Planeten, ist auch heute noch eine 
gültige Bezeichnung. 

Der Planet Venus heisst „der göttliche Morgenstern", bisweilen „Bennu 
des Osiris", womit auf die Identität des Abendsternes mit dem Morgen- 
sterne hingedeutet ist, eine Entdeckung, welche die Griechen dem Pytha- 
goras zuschrieben. — Merkur endlich hiess Sobek „der Kleine". 

Auf den eigentlichen Zodiaques nun, wie z. B. auf denen von Denderah, 
Ksne, Edfu etc., haben die fünf Planeten oder ihre stabtragenden Repräsen- 
tanten, ^aßdotpoqot genannt, nicht immer die nämliche Stellung: diese 
wechselt, was sehr begreiflich ist, da ja alle diese ägyptischen Denkmäler 
im eigentlichsten Sinne Horoskope waren d. h. in ihrer Konfiguration die 
Zeit der Errichtung angeben sollten. 

Von der Astronomie zur Astrologie ist gleichsam nur ein Schritt: 
auch die letztere wird den Ägyptern als Entdeckung zugeschrieben. Eine 
darauf bezügliche Notiz findet sich schon bei Herodot II 82: „Eine weitere 
Erfindung der Ägypter ist diese, welchem unter den Göttern jeder Monat 
und Tag angehört, und was für Schicksale ein jeder je nach seinem Ge- 
burtstage haben, wie er sein und sterben wird." In der That trifft man 
Schutzgottheiten des Jahres, der Monate, der Tage und sogar der Stunden. 

Wenn oben von den Planeten die Rede war, so erhebt sich die Frage, 
ob auch der Erdkörper den Ägyptern als Planet zum Bewusstsein ge- 
kommen sei. Aus einem der Berliner Papyrus glaubte der kürzlich ver- 
storbene französische Ägyptologe Frc. Chabas den Schluss ziehen zu dürfen, 
dass den alten Ägyptern schon in der Zeit der grossen Pyramiden (3300 
v. Chr.) die runde Gestalt der Erde bekannt gewesen. Auf einem astrono- 
mischen Denkmale der XIX. Dynastie ist die den Himmel repräsentierende 
Göttin Nut als übergebeugtes Weib dargestellt. Längs ihres Körpers, der 
von dem Gotte der Luft Schu mit ausgebreiteten Armen emporgehalten 
wird, verläuft die Reihe der Dekane mit Angabe ihrer verschiedenen Stellung 
nach je 180 und 150 Nächten. Quer zu Füssen dieser Darstellung liegt ein 
Mann: der Gott Sebu. Dass er die Ende repräsentiert, erfahren wir aus 
dem oft wiederkehrenden Satze: „Alle Gewächse auf dem Rücken der Erde", 
wofür als Variante der „Rücken des Gottes Sebu" eintritt. Eine merkwürdige 
Darstellung auf der Insel Philae zeigt diesen nämlichen Gott Sebu unter- 

Sirin« 1882. Heft 10. 31 



- 238 



halb der (doppelt abgebildeten) Göttin Nut in einer eigentümlichen Rundung, 
wie einen um sich selbst geringelten Kautschukmann. Hiemit ist offenbar 
die runde Gestalt der Erde bezeichnet, und da die betreffende Darstellung 
dem Jahre 125 v. Chr. angehört, so hat man hierin ein deutliches und be- 
weisendes Beispiel sowie Datum für die untere Grenze dieser Anschauung 
zu begrüssen. 

Ob die alten Ägypter auch der Kometen und Meteore irgendwo er- 
wähnen, ist zweifelhaft. Der verstorbene Nachfolger Champollions in 
Paris, Vicomte Emmanuel de Rouge\ glaubte in der poetisch stilisierten 
Stele Thutmosis III die Andeutung eines Kometen zu erkennen, doch be- 
gleitete er selbst diese Vermutung mit einem Fragezeichen. Sicher ist, dass 
die Texte regelmässig nur zweierlei Sterne unterscheiden: Achimu-seku und 
Achimu-urdu, worunter man die Fixsterne uud die Planeten zu be- 
greifen hat. 

Bei dem stets heiteren Himmel Ägyptens bedurfte es keiner kom- 
plizierten Instrumente, um die in wunderbarer Klarheit am Nachthimmel 
leuchtenden Gestirne zu beobachten; das unbewaffnete Auge reichte dazu 
hin. Indess rinden sich Anzeichen davon, dass in der urältesten Stadt 
Heliopolis seit der Urzeit bis auf Plato Eudoxus und noch weiter herab ein 
astronomischer Observationsturm bestand und von der dortigen ge- 
lehrten Priesterschaft, bei der nach Papyrus Anastasi I auch Moses in die 
Lehre gegangen war, zu Himmelsbeobachtungen fleissig benützt wurde. Die 
grossen Pyramiden zeigen durch ihre genaue Orientation nach den vier 
Weltgegenden, durch ihren stets dem Nordpol zugewendeten Eingangs- 
schacht, die grosse Pyramide des Cheops insbesondere durch ihre fünf 
Planetenzimmer über dem Sonnen- und Mondgemache, sowie durch 
ihre seitlichen Tuben, auf Himmelsbeobachtungen hin. Endlich wird der 
Brunnen bei Syene, an der Grenze des Wendekreises, welcher zur Zeit des 
Sommersolstitiums keinen Schatten warf, vielleicht als Observations- 
schacht aufzufassen sein. 

In bezug auf die Entstehung des zwölfteiligen Zodiakus hat unsere 
Untersuchung ein vorwiegend negatives Resultat gehabt. Vielleicht gelingt 
es den Entzifferern der Keilschrift, seinen Ursprung aus Babyloniens oder 
Assyriens Inschriften aufzuzeigen. Denn die konstante Überlieferung der 
Klassiker hat die beiden ausgezeichneten Gelehrten und Astronomen: 
Letronne und Ideler zu der Ansicht gebracht, dass den Chaldäern die 
Idee uud die Bilder, ja sogar die Namen der zwölf Zeichen des Tier- 
kreises ihren Ursprung verdanken. 



Vermischte Nachrichten. 

Abbildungen des Kometen III, 1881. (Tafel X, Fig. 1 — 4.) Herr 
H. J. H. Gronemann in Groningen hat diese Abbildungen mit grosser Sorg- 
falt an 80faeher Vergrösserung ausgeführt und uns behufs Publizierung im 
„Sirius" übersandt. Im Gegensatz zu vielen anderen Abbildungen von 
Kometen haben diese Darstellungen wissenschaftlichen Wert. Sie beziehen 
sich auf folgende Zeit: 



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11 
11 



11 
II 
11 



Fig. 1. 1881. Juni 24 II 1 /»* 1 abends 

2. „ „ 29 11 Vi 

3. M Juli 4 11 Vi 

4. „ ti 18 11 Vt 

Präsepe, der Sternhaufen bei e im Krebs. Die auf Tafel 10, Fig. 5 ge- 
gebene Darstellung der Krippe im Krebs ist von Herrn Torvald Köhl mit 
vieler Sorgfalt am Fernrohre aufgenommen. Als Grundlage dienten die be- 
kannten Orter der 15 Hauptsteine der Gruppe, nämlich folgende: 



Nr. 


GrüMe 


KoVUnzunniuii 

1880 


DoklinatiuD 
1880 


1 

2 
3 
4 
5 


8.4 

8.0 
8.0 
7.0 
72 


8 h 31« 48.5« 
32 12.6 
32 48.3 
32 49.0 
32 57.6 


+ 20° 24' 82" 

20 5 49 
20 30 29 
20 12 0 
19 57 47 


ü 
7 
8 
9 
10 


7.0 
7.3 
7.0 
7.3 
8.5 


33 12.3 
33 17.4 
33 27.6 
33 288 
33 29 8 


20 25 49 
20 23 37 

19 46 21 

20 5 84 
20 15 31 


11c 


7.2 


0 33 ~34.Ö — 


19 58 ~6~ 


12 


7.1 


33 49.8 


20 8 35 


13 


7.7 


34 3.3 


20 0 17 


14 


7.5 


34 56.5 


20 18 2 


15 


8.4 


35 14.1 


19 50 19 



Das benutzte Fernrohr hat 75 Millim. Öffnung, uud die Aufnahme 
geschah au 42 maliger Vergi össerung. 

Angeblicher Nebel über dem Westrande des Mare Crisium. -Im English 
Mechanic vom 16. Juni berichtet Herr J. G. Jackson in Hockessin, Del. 
Nordamerika, über eine Beobachtung am 19. Mai dieses Jahres, bei welcher 
er einen feinen Nebel über dem Westrande des Mare Crisium geseheu haben 
will, der sich an der Lichtgrenze oder unmittelbar innerhalb des Dunkels 
östlich von derselben gezeigt habe. 

Herr J. B. Richards bemerkt im Astron. Register, dass Herr Jackson 
offenbar noch ein Neuling in Mondbeobachtungen sei und dass es von In- 
teresse wäre, zu vernehmen, ob ein erfahrener Mondbeobachter zufallig gleich- 
zeitig den Mond untersucht habe. 

An demselben Tage (Mai 19.) abends 8 h habe ich hier in Köln be- 
obachtet. Die Luft war wallend, aber sonst klar. Der Mond stand niedrig, 
und die Phase hatte damals noch nicht den Westrand des Mare Crisium 
erreicht. Unter diesen Verhältnissen war für topographische Studien der 
Mondoberfläche keine günstige Gelegenheit und ich sah mich deshalb an 
45. und 100 facher Vergrößerung des 6 zolligen Refraktors nach dem 
Schröterschen Dämmerungsphänomen um. Bei dieser Gelegenheit wurden 
nicht nur die Hörner der Mondsichel aufmerksam untersucht, sondern auch 
die ganze Lichtgrenze innerhalb der Mondsichel. Ich kann bestimmt ver- 
sichern, dass sich nicht die geringste Spur einer nebeligen Trübung in der 
Gegend des Westrandes von Mare Crisium noch sonst irgendwo an der 
Lichtgrenze zeigte. Das Südhorn des Mondes erschien genau so wie es 

31» 



— 240 



Schröters Tafel LXV, Fig. 1 darstellt, doch bin ich weit entfernt, das matte 
Licht für ein wahres Dämmerlicht der Mondatmosphäre auszugeben. 

Dr. Klein. 

Sichtbarkeit des Planeten Venus mit blossem Auge. Herr Pastor Zehn 
in Posen schreibt uns: 

„Im Sommer 1881 habe ich eingehende Beobachtungen über die Dauer 
der Sichtbarkeit der Venus mit blossen Augen bei Tage zur Zeit ihrer 
unteren Konjunktion angestellt, welche ergaben, dass dieselbe grösser ist, als 
man wohl gewöhnlich anzunehmen pflegt. Es lag mir daran, die Grenzen 
einmal annähernd festzustellen. 

Zum ersten Male sah ich den Planeten am 12. März, d. h. 12 Tage 
vor seinem grössten Glänze (24. März), und verfolgte ihn bis zum 20. April, 
37 Tage nach dem grösstem Glänze, oder 52 — 14 Tage vor seiner unteren 
Konjunktion (3. Mai). Mithin war er sichtbar mit blossen Augen bei Tage 
39 Tage lang. 

Darauf habe ich ihn wiedergesehen am 16. Mai und konnte ihn ver- 
folgen bis zum 2. Juli, also 28 Tage vor, 22 Tage nach dem grössten 
Glänze, oder von 13 — 60 Tage nach der Konjunktion. Mithin war er sicht- 
bar 48 Tage. Die Sichtbarkeit war allerdings begünstigt durch eine ausser- 
ordentlich klare Luft und besonders durch den Umstand, dass die nördliche 
Deklination des Planeten zur Zeit seiner unteren Konjunktion die grössten 
Werte erreicht hatte. Die Beobachtungen wurden um die Mittagsstunden 
gemacht, und der Planet wurde zuerst mit einem Operngucker aufgesucht, 
um denselben leichter zu finden. Noch bemerke ich, dass meine Augen eine 
aussergewöhnliche Sehkraft nicht besitzen." 

Der Ortssinn der Naturvölker. Herr E. Metzger, der sich als Geodät 
lange auf Java aufgehalten hat, macht im „Ausland' 4 über den Ortssinn der 
Bewohner des mittleren und westlichen Java, einige hochinteressante Mit- 
teilungen. „Die Javaner und Sundanesen", sagt er, „bedienen sich zur Be- 
zeichnung der Richtung ausschliesslich der Angabe der Himmelsgegend, wenn 
sie nicht durch langen Umgang mit solchen Europäern, welche kein Ver- 
ständnis dafür besitzen, sich angewöhnt haben, Ausdrücke wie „vorn" uud 
„hinten" etc. (aber nur solchen Europäern gegenüber) anzuwenden. Über 
Tag giebt die Sonne, in der Nacht geben die Sterne in der Nähe des 
Äquators das Mittel sich zu orientieren, da der Bogen, den sie beschreiben, 
ziemlich senkrecht auf dem Horizont zu stehen scheint. Wenn der Einge- 
borene aber einmal orientiert ist, dann hat er bei seinem guten Ortsgedächt- 
nis in der Heimat Sonne uud Sterne nicht mehr nötig; in einei fremden 
Gegend, wenn er weder Sonne noch Sterne sieht (wofern ihm nicht etwa 
Bäume uud Pflanzen, Windrichtung und Regen die Richtung der Moussons 
und die Lage der Himmelsgegenden verraten), kann er sich auch nicht mehr 
orientieren. Übrigens ist die Orientieruugsgabe der erwähnten Völker auch 
in andrer Beziehung sehr überraschend. Ich habe bei meinen trigonometri- 
schen Arbeiten schliesslich zur Bedienung der Heliotrope*) grösstenteils ge- 
wöhnliche Eingeborne, Menschen, die nicht lesen und schreiben konnten, 
verwendet Sie mussten häufig weit entsendet werden, und hatten daun die 

*) Spiegel, mit denen das Sonnenlicht nach einer bestimmten Richtang zurückge- 
worfen wird. 



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- 241 - 

Aufgabe, nach mehreren Punkten, die ich nacheinander besuchte, und deren 
Lage ihnen zuweilen ganz unbekannt war, zu heliotropieren. Ich schweige 
über die Mühe, die dies anfanglich verursachte; nach und nach aber, als 
ich erst besser mit ihren Fähigkeiten bekannt wurde, bildete sich folgende 
Methode aus: 

Für jede Station, die sie besuchten, wurde ihnen ein viereckiges Brett- 
stück mitgegeben. Auf demselben war ein Punkt (die Station) angegeben 
und von demselben aus die Richtungen, in welchen der Heliotrop zur Ver- 
wendung kommen sollte, mit dem Transporteur aufgetragen und mit einem 
Messer eingeschnitten; dasselbe geschah in bezug auf die Richtung nach ein 
oder zwei bekannten Punkten. In den. Punkt, welcher die Station bezeichnete, 
sowie in allen Linien, welche die Richtungen angaben, wurden Drahtstifte 
eingeschlagen. Hiermit war ein Mittel zur Orientierung gegeben; auf der 
Station wurde das Brett auf den Beobachtungspfeiler aufgelegt, der Stift, 
welcher die Station bezeichnete, bildete mit jedem andern gewissermassen 
ein rohes Diopterpaar. War nun das Brett nach einem bekannten Punkt 
orientiert, so wurden (vermittelst eines Fernrohrs natürlich, um die Signale 
erkennen zu können), die andern Punkte mit Hülfe der die Richtung an- 
gebenden Diopter aufgesucht. Jede Linie trug ausserdem zwei Gruppen von 
Eingerbungen; die Zahl der Striche der einen deutete die Reihenfolge an, in 
welcher ich die Punkte besuchte, nach denen heliotropiert werden musste, 
die andre gab den Abstand ganz roh (je ein Strich ein Kilometer) an, um 
das Aufsuchen in schwierigen Fällen zu erleichtern. Natürlich habe ich hier 
alle Einzelheiten der Instruktion übergangen, da es mir nur darauf ankam, 
die scharfe Orientierungsgabe der Eingebornen ins Licht zu stellen. Nie ist 
es mir vorgekommen, dass mich ein durch sie bedienter Heliotrop im Stich 
gelassen hätte; wiewohl die Leute manchmal monatelang sich selbst über- 
lassen blieben, haben sie ihre Aufgabe immer pünktlich erfüllt Wenn sie 
einmal einen Punkt besucht hatten (ich spreche nur von solchen Punkten, 
die weit von ihrer Heimat lagen), konnten sie ihn mit dem Fernrohr von 
jedem andern Punkte aus ohne besondere Schwierigkeit zurückrinden, selbst 
von einem hochgelegenen Punkte aus ein Signal in der Ebene, was manch- 
mal eine sehr schwierige Aufgabe ist. 

Interessant war der Akt, wie sie sich orientierten: Das Terrain lag wie 
eine riesengrosse Karte zu ihren Füssen; sie verfolgten dann den Rückweg 
von dem Punkte, auf welchem sie sich befanden, bis zu der Stelle, wo ein 
Weg nach dem gesuchten Orte sich abzweigte, und nun wurde der ganze 
Weg, den sie früher dorthin gemacht hatten, mit dem Fernrohr vor dem 
Auge, im Geiste zurückgelegt, bis sie das gesuchte Signal im Fernrohr 
hatten; die mehr Geübten lernten übrigens nach längerer oder kürzerer Zeit 
grossenteils sich ohne diesen Umweg orientieren. Auch die Tagesstunde 
wissen die Eingebornen sehr gut nach der Sonne zu bestimmen. Wenn eine 
Hausfrau, die auf dem Hofe ihrer Wohnung beschäftigt ist, einen Bedienten 
nach der Zeit fragt, wird es ihm nichf einfallen, ins Haus zu gehen, um 
auf die Uhr zu sehen; ein Blick auf den Himmel genügt, um ihn mit der 
grössten Ruhe die Stunde angeben zu lassen. Ich habe mir sehr häufig das 
Vergnügen gemacht, zu beobachten, ob meine beständigen Begleiter, die nach 
und nach gelernt hatten, den Chronometer abzulesen, sich wohl des Uhr- 
werks zur Bestimmung der Zeit bedienten. Es geschah gewöhnlich nur, 



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— 242 — 



wenn es ihnen darauf ankam, einem anschuldigen Neuling gegenüber ihre 
Fähigkeiten ins Licht zu stellen, oder aber einige Schlauköpfe thaten es, 
wenn ich selbst fragte, was ich manchmal zum Scherz that, wenn ich einen 
Chronometer hatte, dessen Anweisung stark von der mittleren Zeit abwich. 
Übrigens haben meine Gehilfen bei astronomischen Beobachtungen den Unter- 
schied des Stern- und des mittleren Tages am Himmel selbst bald bemerkt 
und, wie ich glaube, meine Erklärung verstanden. Nicht nur im Räume 
selbst wissen sich die meisten sehr gut zurechtfinden, sondern sie können 
sich auch Vorgänge im Raum leicht vorstellen. Als ein, wie ich glaube, 
sehr auffallendes Beispiel erlaube ich mir folgendes anzuführen: Ein Häupt- 
ling hatte mich einmal gebeten, ihm etwas über Erde, Sonne, Mond und 
Sterne zu erzählen. So lange es sich nur um die Mondphasen handelte, 
hatte ich mir, der Einfachheit wegen, erlaubt, die Mondbahn mit der 
Ekliptik zusammenfallen zu lassen, und ging nun zur Erklärung der Finster- 
nisse über, ohne jedoch gleich die Neigung der Mondbahn zur Ekliptik zu 
erwähnen. Er schien nachzudenken, dann sagte er plötzlich: Ich habe den 
Herrn wohl nicht gut begriffen, denn es scheint mir, so wie ich es verstehe, 
müsste bei jedem Vollmond eine Finsternis stattfinden. Selbst wenn er vor- 
her von andern etwas darüber gehört hätte (was in diesem Fall nicht wahr- 
scheinlich ist), würde meiner Ansicht nach diese Bemerkung, die genau an 
der richtigen Stelle gemacht wurde, grossen Scharfsinn verraten. 

Neuer Komet.*) Mr. J. Ritchie notifiziert aus Boston U. S. die Ent- 
deckung eines von Mr. Barnard entdeckten Kometen, welcher zu Harvard- 
College wie folgt beobachtet ist: 

1882 September 14,8162 m. Zt Greenwich 
A. R.: 7 h 19» 17» 8 
Deel.: + 16° 3' 51" 

Das Wort, welches über die physischen Erscheinungen des Kometen 
Aufschluss giebt, ist leider in der Depesche verstümmelt. Von Boston C. S. 
übermittelt Mr. J. Ritchie durch den Science Observer Code folgende durch 
Mr. S. C. Chandler ausgeführte Berechnung über den Kometen Barnard. 

* 

Elemente. 

Perihel 1882 November 5,84 m. Zi Greenwich. 

Länge des Perihels 124° 50' 
„ Knotens 249 39 
Neigung 83 29 

log. Pcrihcldistanz 0,0796 

Mittl. Ort: I X cos ß = + O'l 
I ß = 0.0 
Ephemeride für 12 h m. Z. Greenwich. 
1882 A. R. Deel. H. 

September 21 7 h 32 m 28 8 + 10« 19' 1.34 
25 40 16 6 38 
29 49 0 + 2 9 
Oktober 3 57 40 — 2 38 2.04 
Die Elemente sind aus Beobachtungen vom September 13, 14, U> be- 
rechnet. Die Helle bei der Entdeckung = 1 gesetzt. 

Dr. H. Oppenheim. 

*) Science Observer International Circular No. 3 nnd 4. 



m. A. 1882. 



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- 243 - 



.Stellung der Jupitermonde im Dezember 1882 um 12 h witU. ßrecnw. Zeit. 

Phasen der Verfinsterungen. 


[. 












II. 






, c 


) 


Keine Var- 

diesen 
Monde*. 


Tag 


West 


Ost 


1 




1 -1 


C 


) 2. 3. 


2 




4- 2 


O 1- 3 










4- 2 3- 


o 






4 




•4 3 l- 


O 2 






5 




4 3 


O 12 






6 




1 2- 1- -3 


c 






7 




•4 


20 1-3 






8 




1 


O 4 2. 3. 






9 




2 


O 1- 3- -4 






10 


•2 13 O 


11 


Ol- 




O -2 




•4 


12 




•3 


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' 4. 


13 






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4 


14 


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15 




1 


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16 


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17 




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19 




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20 






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21 




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22 




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23 




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24 


2 -1 4 O«- 


25 




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3 


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27 




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28 




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4- 


30 






0 2 1. 3- 


4- 




31 




•2 1 


O 3- 4- 







■ 



Digitized by Google 



Planetenstelliing im Dezember 1882. 



Berlin. 
Mittag 



(Jpozentr. 
Itekta.HzftQHlun 
h. m. ». 



' i rit r. 

Deklination 



5 
10 
15 

20 
25 
30 

5 
10 

15 
20 
25 



k; 

16 
17 
18 
18 
19 

IG 

l»; 
i«; 
l»; 

16 

30 16 



19 33 
52 17 
26 50 83 
•90 
•47 



1 37 
36 57 
12 31 



5:. 11 

43 33 



33 
26 
23 
24 



11 



5 
10 
15 

20 
25 
30 

8 
LS 
»28 



16 
17 
17 
17 
17 
18 



53 50 
9 19 
25 58 
42 17 
58 43 
IS 15 



M e r 

93 —21 
34 , 23 
24 
25 
25 
59 | —24 

V e n 

77 ! —23 
21 
19 
18 
17 
-17 

M a 

05 —23 
14 23 
23 
24 
24 



k u r. 

40 33-7 
19 22 9 
28 5 10 
583 
0-3 



5 

8 

32 34 2 



Kulmina- 
tion 



23 23 

23 37 

23 51 

0 6 

0 22 

0 37 



75 
86 
77 
34 
99 



u s. 

8 30 
183 
44 7 
10-4 
570 
203 



29 
55 
38 
4-2 
11 



95 
78 

97 I 

88 ; —24 

J u p I t 

5 49 53 56 -f 23 
5 44 2 40 1 23 
5 38 12-78 +23 



r s. 

5 
30 
49 
2 
8 
8 



335 
275 
223 
46 
234 
10-5 



23 
23 
22 
22 
22 
21 

23 
23 
23 
23 
23 
23 



e r. 

2 49 5 i 12 

2 20 2 11 

1 12 4 11 



50 
27 
57 
31 

8 

49 

57 
54 
50 
17 
13 
10 

41 
56 
11 



Berlin. 
Mittag 


Geosentr. 
RekUMxenition 

h. m. ■. 


Geosentr. 
Deklinntiun 


koimiDi 
tion 
b m 






turn. 






8 


3 16 




4-15 4 i 57 4 




Q 


18 


3 13 


49 69 ' 


15 33 57 4 




Oft 
EU 


28 


3 11 


48-31 


+ 15 28 23-5 


8 


45 






U r 


a n u s 






s 


11 36 


6 72 1 


+ 3 24 57 1 


IS 

lo 


oo 


IS 


11 36 39-11 


3 21 55 5 


1 7 
1 i 


Ä(\ 

H.l 


28 


11 36 


50-78 1 


+ 3 21 7-8 


17 


10 






N e 


p t u n 






4 


2 59 


17 03 


-H5 6 17-8 


10 


t 


16 


2 58 


11 04 


15 2 27 


9 


18 


28 


2 57 


18 19 


-f 14 58 50 6 


8 


30 





h 


ni 


Mondphasen. 


Pezl>r. 2 


3 


500 


Letztes Viertel. 


3 


11 




Muud in Erdferne. 


1<» 


4 


312 


Neumond. 


17 


5 


330 


Erstes Viertel. 


18 


8 




Mund in Erdnähe. 


24 


5 


35- 0 


Vollmond. 


„ 31 


11 




Mond in Erdferne. 



bternbedeckungen durch den Mond für Berlin 1882. 



Monat 



Dezhr. 17. 



Stern 



Grösse 



Eintritt 



Austritt 



4-5 
55 



h in 
3 532 
7 8 479 
Verfinsterungen der Jupitermonde 1882. 

(Eintritt in den Schatten.) 



x Fische 
X Krebs 



b 

5 

8 



m 

36 
43 7 



Dezhr. 1. 
„ 3. 
,. 5. 
„ 10. 

12. 
„ 17. 



1. Mond 
18h 
12 
6 
14 
18 
16 



2m 171» 

30 54 6 



59 
25 
53 
19 



2. Mond. 
Dezhr. 7. 13 a 22 m 42 9« 
„ 14. 15 58 150 



19. 
21. 

28. 



12 
7 
9 



59 

28" 

23' 



271 
16-2 
510 
47-3 ' 
(Austritt aus dem Schatten.) 
388 
226 
16-2 



18. 
25. 



7 
10 



54 

30 



496 

21 3 



Lage und Grösse des Saturnringes (nach Bessel). 
Dezbr. 26. Grosse Achse der Ringellipse: 44-<i3"; kleine Achse- 16.99". 

Erhöhungswinkel der Erde Ober der Ringebene 22 ü 20*6' südl. 

Mittlere Schiefe der Ekliptik Dezbr. 16. 23° 27' 1614" 
Scheinbare „ „ „ „ „ 23° 27' 9 53" 
Halbmesser der Sonne „ „ 16' 17 5" 
Parallaie (M)" 

Planetenkonstellationen. Dezbr. 3. 0 U Merkur im niedersteigenden Knoten. Dezbr. 
3. 10h Uranus mit dem Monde in Konjunktinn in Rektaszension. Dezbr. 5. 8 h Venus 
mit Mars in Konj. in Rektaszension. Dezbr. 6. 6h Vorübergang der Venus vor der 
Sonne. Dezbr. 6. 22 h Venus im aufsteigenden Knoten. Dezbr. 9, 0h Merkur mit 
Venns in Konj. Rektaszcnsion. Dezbr. 9. 16° Venus mit dem Monde in Konj. in 
Rektaszension. Dezbr. 9. 20*> Merkur mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. 
Dezbr. 10. 4 D Mars mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. Dezbr. 10. 14 h 
Mars in Konj. mit der Sonne. Dezbr. 14. 5 h Merkur in der Sonnenferne. Dezbr. 
14. 18h Merkur mit Mars in Konjunktion in Rektaszeusion. Dezbr. 14. 20»» Uranus 
in Quadratur mit der Sonne. Dezbr. 17. 21b Jupiter in Opposition mit der Sonne. 
Dezbr. 20. 21*» Neptun mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Dezbr. 21. 3» 
Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Dezbr. 21. 11«» Sonne tritt in d*s 
Zeichen des Steinbocks. Wintersanfang. Dezbr. 23. 16 h Jupiter mit dem Monde in 
Konj. in Rekt. Dezbr. 26. 3» Venus wird stationär. Dezbr. 28. 15» Uranus wird sta- 
tionär. Dezbr. 41. 0 n Sonne in der Erdnähe. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 

Druck tob Beck A Hebirmer in Leipzig. 



Sirius"- Beilage No. X (1882). 






r'hot. u. Dr<i' k von Wjllirlni Huffaiinn. Pr«*ln». 



y Google 



luliali .!<- Xll. Bunde! 



he Beobuditu 



FrJi 



ia. Von 
Von K 



Gnau. S. 85. 101 
Ul. I5S. 184. 193. - Hyginu.« N 
HB|tl. S. 128. — Einige rn.-ri.Wi 

tu t Topographie der Mon 



te IST». S. 1. — Dit» l'oriirulitrt auf dei Au-i-t«!l 
in South Konsington Muiouui in l.onilun. 8. 0. — Franz r. Paula Uruii 
Beobachtungen. S. Ii SS. 53. 82. III. 132. — ZuaamtnenstellunK 8») 
ng.-ii im Jahr« 1877. S. 17. .'. Anhalteader Zustand dnr Buhe auf dor 
is. S. 25. — Ober dan Spertnitn der Corona. S. 27. - Nouo geoiu« 
in des Erdkörper*. S. 2». — Im- Neubildungen Keim 1 1 \ ^inu- anf dem 
er Doppel -t.M n.- 8. 31. — D«r Planet Vulkan. S. 4». — Dia KuNtehnns 
o Prozesse. S. 51. — Saturn und sein Hing im gegenwärtigen Jalire. 8 
ugel. Von Dr. Beutet». S. G2. — Gedanken Ober den l'raprung de» Tbier- 
3. — Ueber die Karbon dor Sterne. 8. 76. — Zur Geschieht" dar Farn 
, 134. 109. 241. — Ungarns versunkene und vergessene Sternwarte. S. 97. 

S. 114. — Weitere Ergebnisse dar letzten SonnentinsternI«a-B«obacht- 
irdige Bildungen auf der Oberfläche de« Jupiter. 8. 14». — Bemerkungen 
:he. 8. 148. — Dia Verkeilung der Sterne im Baume. 8. 100. — Dnm 



■iir Natur der Nebelflecke. S. 155. — Ueber die Farben der DoppeUterne. 8. 177. — Jubn Birutinghaiu< 
Katalog der rotben Sterne. S. 179. 205. 220. 251. - Die Frage der Veränderlichkeit de* Sonnendurch 
messera. Von Dr. Karl Itemeis. 8. 19Ö. 217. — lieber J. II. Schröter. 8. 208. — Ueber die wahrscheinliche 
1 • >n»titution der Kometen -Schweife. S. 23; t. — Weitere Beobachtung de« Mondkratera llvgiuu« N. S. 235. 

Kotlx rar Mondtopographie. 8. 248. — Ueber die Saturnsringa. Von L. TrouTalut*. S. 249. — Di» 
t »lalo Sonnenfinsternis« am II. Jannar 1S80. S. 250. — Ungarn« Sternwarten. Von Dr. N. von a'onkuly. 
8. 265. — Dia Uebereinstitamung von Kometen und MetooMchwtnnen. 8. 273. - Beobachtungen *b«..i lureu 
Amt Dimpfe auf der Sonne. 8. 282. 

Vermischte Nachrichten: 8. 19. 40. 65. 93. U7. 141. 162. 187. 212. 217. 256. 28$. - l'laneten^Ullung • 
34. 4S. 72. 96. 120. 144. 16S. 192. 216. 240. J-.4. - Stellung der Japitersmondo 8. 2 t. 47. 71. 95. I lw. 
143 I «.7 . 191. 215. 239. 263. 287. 

II Lithograph. Beilagen, darunter eine Doppel-Tafel. 



13. 



Inhalt des XIII. Bandes! 

Die rothe Wölke auf d*m Planeten JupiUr. 8. 1. — Dia Dnrrhmesser der Planeten Venus und Mai . 
B. 28. — Der Meteorit v.-n F.sthervilte. (Jowa.) S. 14. — Saturn und »ein Bing im gegenwärtigen Jahre. 
H. 16. — Entdeckung und Beobachtung eine« neuen Gas-Nel"-!-. S. 25. — Beobachtung wellenförmiger Be 
wegungen in dem Schweife Ton t'oggiu's Kometen 1874. S. 27. — Ueber dio Tuuiperatur der Soune. 8.81. 
Noch einige Bemerkungen zu den Gebirgsforatationen und Billen östlich vom P.mloxu« auf dem Monde. S. 34 
— Hin neuer Katalog der Dcclinat ionsbeatimuinngen fdr 147)1 Kinterne. S. 35. Die Photographie der 
MimtneUlörpor von .1. Norman Lockycr. 8. 45. — Die lüMimg der MoBdobarfla>he von Findeis, S. 53. 76. — 
|)m Mcteorsteinfall tu Gnadenfrei in Schlesien. S. 59. 82. — KAn periodisch veränderlicher Nebellleck. 8. 62. — 
NeneDoppelstern-Bauhachtnngeu. 8. 69. 109. 150. — Photographien der Stein-Spe«tra. S. 65. 74. — Wirbelsturiti. 
.ml der Sonne. Von T. K6hl. 8. 89. - Ueber den in den Oppositionen Ton 1-878 und 1879 auf der oberflüch.i 
Planeten Jupiter beobachteten r<>then Fleck. 8. 92. — Higinu* N. 8. 96. 182. — Bahnbestimtnung einer am 
Juli 187*4 in Mähren, Böhmen nnd Schlesien beobachteten Keuerkugel. 8. 98. 115. — Ueber die neuen 
serstofflinien und die Spectra der weiaaen Fixsterne. S. 100. — l'eber dio Vertheiluug der mit blossem 
6 sichtbaren Sterne am Himmelsgewölbe. 8. 112. — Untersuchungen Ober den grossen endlichen Kometen 
1880. >. US. — Ueber ein Spoetroteleskop. 8. 120. — Christian August Friedrich Peters. S. 133. — 
<r den Verlauf der Sounenthätigkeit in den Jahren 1871 uud I87S. 8. 134. — Eigene* Licht de« Planetati 
ter. 8. 139. — Die Helligkeit des Planeten Krigga (77). 8. 140. — Die Prinxipien der Spektralanalyse 
die physischen Zustande der Sonne. S. 142. — Beobachtungen de« Mars IS77 am .Hiiöliigeo Befractor 
lington. 8. 153. Bemerkungen sur Topographie der MondobertUche. Von J. von Bieurcewski ia 
i. 154. — Ueber die Atmosphäre des Jupiter. 8. 154. — Der grosse südliche Komet von 1880. H. 157. 
3onnenflnst«rni** des Schu-king unter der Begierung des Kaisera Tschung-kbang. S. 163. — Einige 
ngen Aber die Leistungen kleiner aatronotni«cber Fernrohre. Von Dr. Hermann J. Klein. S. 177. — 
N. S. !»rj. 182. — Die Anordnung der Gestirne im Sonnensystem. 8. 180. — Die Finsternisse den 
December 1880. 8. 188. — Johann von Lamont. 8. 191. 214. — Fernrohre für Kreunde der Himin.-I - 
nag. Von Dr. Hormann J. Klein. 8. 201. — E. Neison Ober Higinus N. S. 204. — Beobachtungen 
Aeaflecken und Fackeln zu Koni von Januar bis Man 1880. S, 208. — Beziehungen i wischen deu 
und Grössen der Coroponenten binärer Sterne. S. 210. — Profeasor H. C. Vogels einfache Metboile 
Bestimmung der Brennpunkte und der Abweichungskreise eines FernrohrobjectiTS für Strahlen verschie- 
•ner Brochbarkeit. S. 211. — Der Mt. Hamilton und das Lick-Observatoriuro. S. 225. — Tafi-lu zur Be- 
ung der Lago der Lichtgrenxe auf dem Monde. S. 231 . — Einflusa der Sonne auf die magnetischen Störungen. 
— Der neue auf der Sternwarte tn Strasburg entdeckte Komet. 8. 237. — William Lasseil. S. 215. 
berg's grosses Universal-Tranaitinslrument. 8. 247. — Die DoppelsternroesHungen des Admiral Stnylli. 
8< 237. 253. — Die Stellungen der S.itiirusmonde. 8. 355. — Bahnbeat iramuug tweinr am 12. Januar I8«fl 
>■> H'ibtuoa und den angrenxenden Lindern beobachteten Feuerkugeln. 8. 258. — 

Verwischte Nachrichten: 18. 33. 64. 85. 102. 125. 147. 173. 196. 218. 239 . 2"V5 — Stellaug der Jut.it*. 
o I. 18. 67. 87. 107. 131. 151. 175. 19'». 222. 213.267. Pleneten-tellung - H -'4 4» 68 SB. 108 139 
I 78 200. 223. 244. 268. 
13 Lithogiapb Beilagen. 



/.i W 
i . I. 



— l'it- \VrlHg*li3u<lliing ln->it/t mnh llxfinplare von Baad I — IX üi j r Neuen Fi»lge 
Uad liefert selbe pro Hhiu\ zu 10 Mark. leinen- 1 »ecken 7ö Plg. 



•lujiiter. S. 30. — 
flu heu und dar L 



pbotomeiiiacne i.nlei -turbnngen. 8. 7ti. 
Uber .Ii.« !'.il,nwrli.ilt!ii- .« den Mete.. 
8. <>. II'». 12». — Ziini hunderti«! 
Strnlie lirlreffnud di^. I ei»1uiiir«r ' bk* 
die Wi.kung der Spi^ltot.fk,,,* ^ 
*-nne. 8. 104. — DarBtellungen »„n 
iiternci im Bilde diM kleinen Hun.lrs 
H. 140. - Di« K 



un.i .^eneinerkn «t«?. s lt. 122. 158, 17«. JX|, _ 
• jWr ~ , **P*rtrum des Magnesium« und dieYo 
'?'r v • '• i,ira,i "° A** M»nda«. S. :t'i. i,4. — Iii« | 
abigkeit ron Fernrohren. S. 41. — Übungen i 

i'^i, mp ' g XU Kon> in <,eö J»breu l->7S and 1 
I ihr neuaaler l.engner. Von Dr. ILm, .1 Klein 
nUr «.aUloffs. Von 8. II. Bamham. 8 — !>, 



btongen Ober da* ZodiakaM. 
[ien vrgneil in Frank rcirh am 14. Mui l«i»Vj 
igen ileduchtnlaa der Auffindung «Im PIlMll 
kleinerar Fernröhre Von Oberlehrer W. Krüi^r 
Kefrartoren. Von F. Wagner. 8. «.»9, ISS 
vnnenilerken - Ornp|.PB. 8. 121. — Beobachte 
v IM. — Aitrutiotninrh». A «..(■.. 

••• und Ober 



de» Dearborn-0 
n.iaxe und 



rSTmii f - ~ M« to.ibo.aa; durch KbfcWVlWaTnTdi- , 
Dfe PnvaUternwHrte * U Plon.k. 8. 16». - Die .UrkS Veiirö«^^ 
2 «•■ »hm. 3. 172. - I>i. schwachen Sterne „wi-cbon , un d c I.yrae V«n Dr M 
N.e.tro.eup.-.obe l'nterauchungen dar Fii.lembewegungen s _ E',,. " 

Chicago. 8. 210. — 8chiaparelli« 
Plaoetan Mar» während der Oppoaü 
waten b 18H1. 8. 225. - Katlcelhal 
Vierfacha Storne. Von 8. W. Bnrn] 
Bemerkungen de* Herrn R. Naiaon 
Mundkarte. Von J. F. Jul. Schmidt 
der HUrnwart« zn Brösie!. S. 247. — Snectroacuni 

leber den rarbenwerhael yon a arme majoria. S. £13. — Beubucbtnuireu ober de« 

?rDVÄ Wt i ^V*^^^ [" I»« W alta£. Älpbol . " 
.u Pa*lo S V ' v v , ~ »•«•rhunjren >ur Mondt-pographie. Von Dr. A r 

•n Paalo. 8. 2w. - No.hmal» die »chwacban Sterne zwi.cben f und 1 l, rr *e. S. 270. 

s. ^Ät : ,J VW* » a » 2 ^ - nj 

I43. DJ7. 191. 21.',. 23«. «Ml 279? ~* Ste,lun * Ju^Uraia ada 



17. — Dl« 1„ 
aeae Beobachtungen über die K.'tati« 
Lion ls;v bia 1H80. 8. 222. — Weitere Be 
U aehwarta^Pankte auf und bei dein KJugg 
* m \, ,.' . '.i ru warte l 

>r Mondbeubachtangen. 8. 244. — St 
_4.>. — 8neptro«r,ir,U.l. a Beobarhtnn 



12 Lithograph. Beilagen. 



Dor antmekhawt« U-sMlt liien.iit durch die Bncbhftndlangi 



Sirius. Zeitschrift fflr popnläre Astronomie für 1882 

,1 " ' ,l " N. F. I II. HI |V. V. VI VII VIII. IX IM l0 j 

— Verltiff von Karl Scholtzo in Leipzig. . 

<>rt, Strom und Datum: \ <tlllt - und a<naur Afires* 




le 



SIRIUS 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

ZrDfralur^aD für ijk \'rtm\r uu<l FöruW ilt-r lliiumrlskuDilr. 
Fferauggegeben unter Mitwirkung 
berrorraseiider Fachmänner und astronomischer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Ko| D . 

XV. Jahrgang (1882). 

Monatlich i j |ett. 

— Preis des gamen Jahrganges 10 Mark. 

= Einsehe Semester können nicht abgegeben werden. — 



Urteile der Preaae: 

Daheim 1*HJ, No. 41 sagt: Die 8ter»ktin«le bat vor den meisten and«™ 07 
«■haften -las voraus, dass ihre Krgebniaae in besonders hohen Un , 1^ T ,"" 
ladt* erregen. In der That oben die Wnnd,r d,s Mi,,, , | ; , ' rT sv ''' 

I Je interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aaf iSw^as lP^ "° i 
M^nkundo zeitweilig am Himmel nachsehen kann und \bSSZTii PWn!L 
SÄ r Äfl h T ÜChe i D r te,,un ^ - Mondbnd"chafÄ 

gWPfJ». Nebelflecken, Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse e ■ SS^rftÄS 
ba s.ch m den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenige eunde T sSSSS 
welche mit einem grösseren oder kleineren Fernrohre den Hinnnoi . 1 i . * M, ' r ik 
erheblich vermehrt. Möge dieser ndle Spurt im, er m?h r • • *™ ch ™ ! storn - W 
Her Herausgeber des ..Sirius". D Kle W^^hrtr^^ An ^ W«* 1 
bemüht, den Freunden der HimBieUkunde Ä un I TlZ nr it ' f" ^ 
soll denn seine schöne Zeitschrift be^uders empfohC sein? " ^ h<M ' ^ 1 

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das Jahres-Abonnement betrügt nnr |Hl * h Sr*^ 1 

m grosso, blaue llimmelsderke, Solche* ich i 1 »„ajcsti'ti her VrtuT dnrd ' 
-IM und bei heller Nacht einem Mantel des ) l^i^ ^^^J 1 ^ 2 

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Unter vielen anderen Urteilen s,ien hier noch folgende genannt- 
Da- Aualand H77 No. 1 j UUer Kerknr I. Bd. No. .2 - PrJZ 187fi N ■ 
Uas neue Blatt 187« No »0 - Her Hansfnmnd IStT'No 7 



Band X. Neue Folge. 



11. Heft. 



SIRIUS. 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zeitralorgan für alle Freude und Förderer der Himmelskunde. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

herYorragender Fachmänner nnd astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Winnen nnd Erkennen find die Freude and die 
November Berechtigung der Menschheit." Koitnoi. 

In hall : Astronomie, aetronomieche Obeenratorien and Beobachter. 8. 245. — Prof. Th. Bredichiaa 
aatrophraiktliache Beobachtungen der Sonne. 8. 24V. — Schrötern Beitrag* zur genauen Kenntnin und Be- 
urteilung den Planeten Mara. S. 254. — Zur .Statistik dea AnteruidengürteU. S. 237. — Beobachtungen doa 
nnnen Sterns im Schwan. S. 261. — Neuer groaaer Komet. 8. 2G3. Vermischte Nachrichten: Der groaee 
Befrakter au Priaceton ( New-Jeraey). 8. 264. — Ein nenea priclitigea Obaerratorinm. S..205. — Eine 
kleine Sternwarte. S. 265. — Neue kleine Planeten. 8. 26o. — Bei der Hedaktion eingelaufene Schriften. 
8. 266. - Anzeigen. 8. 266. — Stellungen der Jupitermonde im Januar 1883. 8. 267. — Plaaetenatellung 
im Janaar 1883. S. 268. 

Astronomie, astronomische Observatorien nnd Beobachter. 

Keine Wissenschaft ist so sehr darauf angewiesen, die Ergebnisse ihrer 
Forschungen dem grossen, gebildeten Publikum zugänglich zu machen, als 
die Astronomie. Sehen wir von Zeit- und Ortsbestimmungen auf der Erde ab, 
so gewährt diese Wissenschaft keinerlei materiellen Nutzen, und die Er- 
mittelung der Bahn eines Doppelsterns oder eines Kometen würde ebenso 
wenig Bedeutung haben, als die Verfolgung der Bewegung eines Staub- 
teilchens, wenn nicht jene Ermittelungen im Geiste denkender Menschen zu 
Reflexionen führten, die einen Naturgenuss verschaffen welcher aus Ideen 
entspringt Die sorgfaltige Beobachtung wissenschaftlicher Einzelheiten ist 
hier nur insofern von Wert, als sie zu Vorstellungen von gesetzlichen Be- 
ziehungen zwischen den Teilen des Weltganzen leitet, wobei es zunächst 
gleichgültig ist, ob diese Vorstellungen als völlig richtig erwiesen werden 
können oder nur Hypothesen bleiben. Dass ein Nebelfleck aus glühendem 
Wasserstoffgase besteht und dass ein Fixstern sein Licht verändert, könnte 
und würde uns ebenso gleichgültig sein, wie etwa die Ziffernreihe einer be- 
liebigen Zahl in der hundertsten Potenz, wenn nicht durch jene Kenntnis 
ein Baustein gewonnen würde zu der Brücke, deren Bogen über Zeit und 
Raum hinweg unser Sein mit Vergangenheit und Zukunft des Weltalls ver- 
knüpft Das ist es hauptsächlich, was der Astronomie ihre Existenzbe- 
rechtigung und ihr grosses Interesse verleiht 

Es würde ein nur mangelhaftes Verständnis verraten, wenn jemand die 
eben für die Existenzberechtigung der Astronomie überhaupt hervorgehobenen 

32 



— 246 — 



Gesichtspunkte auch auf die Detailarbeiten der Forschung selbst anwenden 
wollte. Die Forschung an sich hat keinen andern Zweck als Ermittelung 
der Wahrheit, mag letztere bedeutungslos sein oder nicht; auch steht es 
dem wissenschaftlichen Forscher immer vor Augen, dass eine einzige Be- 
obachtung mehr wert ist als hundert Hypothesen. Man muss also stets 
scharf trennen zwischen der astronomischen Arbeit an sich und den Ergeb- 
nissen derselben ; j«ne ist eine angestrengte, völlig nüchterne Thätigkeit, 
diese dagegen erheben den Geist des denkenden Menschen über die Sphäre 
des alltäglichen Lebens hinaus und wirken mächtig auf das empfangliche 
Gemüt, indem sie einen wahren oder trügerischen Schimmer auf jenes Dunkel 
werfen, welches das grosse Geheimnis des Daseins umschliesst Denn nicht 
das grossartige und alle Zeiten überdauernde Gesetzmässige, welches uns 
aus den Tiefen des Raumes entgegentritt, ist es, was uns Menschen unwider- 
stehlich anzieht, sondern vielmehr die Beziehung in welche unser Sein 
dazutritt, der ursächliche Konnex, in welchem wir zum Weltganzen stehen. 
Das ist der wahre und letzte Grund, weshalb von zahlreichen Warten die 
Tiefen der Himmelsräume durchforscht werden und weshalb gerade die 
Astronomie unter dem gebildeten Publikum so viele begeisterte Freunde 
und Förderer besitzt. In letzterer Beziehung ist ihr überhaupt kaum ein 
Forschungsgebiet zu vergleichen, und es giebt keine andere Wissenschaft, 
welche in so hohem Grade durch die freiwillige Thätigkeit von Liebhabern 
— die zum Teil gleichzeitig die tiefsten Kenner derselben waren — ge- 
fördert worden wäre. 

Es ist früher als Aufgabe der Astronomie bezeichnet worden, die Örter 
der Himmelskörper für jede gegebene Zeit zu bestimmen; diese Definition, 
richtig wie sie war, erscheint heute einseitig, indem die Sternkunde gegen- 
wärtig von einer blossen Mechanik zu einer allgemeinen Physik des Himmels 
sich erweitert hat. Neue Instrumente, neue Gesichtspunkte und neue Männer 
sind auf dem Gebiete der Astronomie in den Vordergrund getreten, und mit 
Glück wird heute an der wissenschaftlichen Lösung von Problemen gearbeitet, 
an die früher niemand denken konnte und die manchem älteren Beobachter 
noch völlig fern liegen und fremd sind. Die jetzt Lebenden sind Zeugen des 
gewaltigen Umschwungs, der sich auf astronomischem Gebiet vollzieht und 
der sich auch äusserlich in der Trennung von geometrischen (d. h. vorzugsweise 
der Ortsbestimmung dienenden) und astrophysikaliscben Observatorien ausspricht. 
Ohne die Wichtigkeit der Arbeiten jener alten Institute auch nur einen 
Augenblick zu verkennen oder die fundamentale Bedeutung derselben im 
geringsten herabmindern zu wollen, muss man doch gestehen, dass das 
grössere Interesse und die reichste Folge von wichtigen und in ihrer Trag- 
weite teilweise noch unübersehbaren Entdeckungen heute an die Astrophysik 
geknüpft erseheint. Die grösste Anzahl der staatlichen Observatorien ist für 
Arbeiten über Ortsbestimmungen der Himmelskörper, also zur Pflege der 
geometrischen Astronomie gegründet worden; unter ihnen haben in den letzt- 
verflossenen zwanzig Jahren die Sternwarten zu Greenwich, Pulkowa, Paris 
und Washington so sehr die bedeutendsten Beiträge auf diesem Beobachtungs- 
gebiete geliefert, dass, nach Prof. Simon Newcombs Ausspruch, „die Thätig- 
keit der hundert übrigen Observatorien der nördlichen Erdhälfte daneben 
nur als subsidiär betrachtet werden kann". Die Ursache liegt nach Newcomb 
in dem Missverhältnisse zwischen Zweck und Mitteln, und der greise ameri- 



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— 247 — 



kanische Himmelsforscher zeigt dies u. a. an dem Beispiel des Meridian- 
kreises. Dieses überaus nützliehe Instrument ist in zahlreichen Exemplaren 
vorhanden; in Nordamerika existieren wohl 20 und ausserdem sicherlich 
mehr als 50. „Würden wir aber", behauptet Newcomb, „nachforschen, was 
sie thun, so würden wir wahrscheinlich die Hälfte finden, die auf ihren 
Lagern rosten; andere, an denen irgend ein fleissiger Professor oder Student 
eine Keine von Beobachtungen anstellt, deren in den Registern des Obser- 
vatoriums gedacht wird oder die in die „Astronomischen Nachrichten" einge- 
mauert werden, in jedem Falle mit geringer Aussicht, verwertet zu werden; 
noch andere werden verwandt zur gelegentlichen Instruktion der Studierenden, 
obgleich hierfür das gewöhnlichste Instrument mindestens ebenso gut wäre; 
wiedertun andere dienen zur Regulierung von Schiffschronometern; wie viele 
endlich gefunden würden bei Arbeiten, die wirklich ein Instrument ersten 
Ranges erfordern und Resultate erzielen, die für die Astronomie der Zukunft 
wichtig sind, wage ich nicht zu vermuten, aber bei uns (in Nordamerika) 
werden es kaum mehr als drei sein." Die Ursache findet Newcomb darin, 
dass Observatorien gegründet uud eingerichtet worden sind, ohne dass man 
sich völlig klar war, was man damit erreichen wollte, uud deshalb ohne 
völlig genaue Verwendung der richtigen Mittel zum Zwecke. Prof. Newcomb 
giebt einige Winke über das bei Errichtung eines Observatoriums in Betracht 
zu ziehende, um den angedeuteten Übelständen möglichst zu entgehen. 

„Bis jetzt", sagt er, „hat man die allgemeine Praxis befolgt, sich zu- 
erst für die Errichtung eines Observatoriums zu entscheiden, dann den Plan 
zu dem Gebäude zu entwerfen, hierauf Instrumente auzuschaffen und zuletzt 
an einen Astronomen zu denken, mit dessen Rat die Richtung, in welcher 
das neue Observatorium thätig sein sollte, festgesetzt wurde. Dieser Modus 
muss völlig umgekehrt werden; zuerst muss man wissen, was auf dem Ob- 
servatorium beobachtet werden soll, uud deshalb muss man zunächst den 
Astronomen suchen und dessen Rat berücksichtigen." Man bemerkt übrigens, 
dass Herr Prof. Newcomb bei diesen Ausfuhrungen lediglich amerikanische 
Verhältnisse ins Auge gefasst hat; bei uns wenigstens geschieht dasjenige 
regelmässig, was er als künftig zu beachten hinstellt. Die grossen Ob- 
servatorien zu Potsdam, Strassburg, Wien sind mit ausschliesslichen Rück- 
sichten auf das Gutachten der betreffenden Astronomen gebaut worden; 
in ähnlicher Weise ist auch Herr Bischoffsheim bei seiner grossartigen 
Stiftung vorgegangen, und genau ebenso wird in Bamberg verfahren. 

Handelt es sich um eiu neues Observatorium, so ist zunächst die Frage 
zu entscheiden, welcher von den beiden Zweigen der Sternkunde, der geo- 
metrischen Astronomie oder der Astrophysik, dasselbe dienen soll. Was die 
erstere anbelangt, so liefert sie die Daten zu der mathematischen Unter- 
suchung; „aber", bemerkt Prof. Newcomb, „die Anstellung der dazu nötigen 
Beobachtungen ist so unvergleichlich leichter als die Entwicklung der mathe- 
matischen Theorien zu welchen sie Anlass bieten, dass letztere neben ereteren 
verhältnismässig vernachlässigt erscheinen. Es ist betrübend, zu sehen, welche 
Unsumme von nicht verwerteten Beobachtungen in den wissenschaftlichen 
Zeitschriften ruht, ganz zu schweigen von denjenigen, die unpubliziert zurück- 
gehalten werden. Unter diesen Verhältnissen ist es nutzlos, noch neue Ob- 
servatorien für die geometrische Astronomie zu gründen, ausgenommen unter 
ganz bestimmten Voraussetzungen. Als solche sind zu nennen: 

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1. Das Institut ist in der Lage, den ununterbrochenen Dienst von zwei 
oder drei Beobachtern zu unterhalten und schliesslich die Beobachtungen in 
geeigneter Form zu veröffentlichen. 

2. Die Instrumente sind erster Klasse, wenngleich es nicht gerade 
nötig ist, dass sie von kolossaler Grösse sind. Erst in den letzten Jahren 
sind die Messinstrumente zu dem höchsten Grade der Vollendung gebracht 
worden. 

Wenn diese beiden Erfordernisse erfüllt sind, so ist es allerdings sehr 
wünschenswert, dass z. B. zu der grossen Zahl von Meridiankreisen noch 
einige hinzukommen, denn es ist nicht schwierig, die vorhandenen an Vor- 
züglichkeit zu übertreffen. Dabei darf aber nicht vergessen werden, dass der 
Wert der Beobachtungen durch häufige Unterbrechungen vermindert wird; 
es ist daher sehr wünschenswert, dass neue Observatorien nur in günstigen 
Klimaten errichtet werden." 

Zu astrophysikalischen Beobachtungen genügt eine bescheidene Aus- 
rüstung; auch ist dabei eine cooperative, fortgesetzte Thätigkeit von mehrereu 
Beobachtern nicht notwendig; im Gegenteil kann das Feld der astrophysi- 
kalischen Untersuchung ganz gut in eine Anzahl kleiner Gebiete zerlegt 
werden, deren jedes einen besondern Beobachter ausschliesslich beschäftigt 
Der Erfolg der Arbeit ist freilich hier in noch höherem Grade von guter 
Luft abhängig, als bei den mit Ortsbestimmungen beschäftigten Obser- 
vatorien. Ob dagegen ein grosses Teleskop erforderlich ist, hängt von der 
beabsichtigten Arbeit ab. Hier ist der geeignete Ort, zu betonen, dass man 
bezüglich der Ferngläser gegenwärtig vielfach etwas überschwänglichen Ideeen 
zu huldigen scheint. Ob die Leistungen der Riesenrefraktore von über 
20 Zoll Öffnung so viel erheblicher sind, als diejenigen kleinerer Instrumente, 
dass es sich verlohnt, noch weiter ins Ungeheure zu steigen, ist zur Zeit 
noch fraglich. Das grossartige astropbysikaüsche Observatorium zu Potsdam 
besitzt als Hauptinstrument nur einen 11 zolligen Refraktor; Burnham hat 
mit einem 6 Zoller die feinsten Beobachtungen an Doppelsternen gemacht, 
ebenso Dembowski mit einem Refraktor von 7 Zoll Öffnung; die wunder- 
baren Leistungen des 8 zolligen Refraktors in Schiaparellis Hand zu Mai- 
land sind bekannt, ebenso hat schon vor Jahrzehnten der 6 zollige Refraktor 
von Cauchoix unter dem Himmel Roms den innersten Saturnsmond gezeigt 
Das sind doch alles Leistungen ersten Ranges, und die Riesenrefraktore von 
9 bis 16 mal grösserer Lichtfülle zeigen sich in ihren Leistungen wohl nicht 
im Verhältnis des Durchmessers des Objektivs überlegen. Jedenfalls setzt 
derjenige, der seine Hoffnung auf die Mächtigkeit des Teleskops baut, nicht 
immer auf eine glückliche Nummer; die Hauptsache ist der Beobachter! 
Der Mann von Genie wird mit dem minderwertigen Instrument mehr leisten, 
als ein Beobachter gewöhnlichen Schlages mit dem kostbarsten. Astro- 
physikalische Untersuchungen erfordern hauptsächlich individuelle Disposition, 
und deshalb muss man, wie Prof. Newcomb betont, trachten, den geeigneten 
Mann an die richtige Stelle zu setzen und ihm diejenigen Mittel zur Unter- 
suchung gewähren, deren er für seine in Aussicht genommenen Arbeiten 
bedarf. 



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Professor Th. Bredichins astrophysikalische Beobachtungen 

der Sonne. 

Herr Professor Bredichin, Zur Zeit Direktor der Sternwarte zu 
Moskau, hat in den Jahren 1872 und 1873 Untersuchungen der Sonne mit 
Hilfe des Telespektroskops angestellt, die in hohem Grade interessant sind. 
Dieselben sind erst gegenwärtig veröffentlicht worden*), nachdem ähnliche 
Arbeiten von anderer Seite bereits publiziert sind. Herr Bredichin begann 
seine bezüglichen Untersuchungen im Sommer 1872 und zwar, da es ihm 
damals nicht möglich war, auf der Sternwarte zu arbeiten, in einem Land- 
hause nahe dem Städtchen Kineschma an der Wolga (57° 29' n. Br.). Zu 
den Beobachtungen liess er sich einen 4 zolligen Refraktor von 4 Fuss Brenn- 
weite anfertigen. Derselbe ist auf einer Messingsäule äquatorial montiert 
und besitzt ein zusammengesetztes, geradsichtiges Protuberanzspektroskop von 
Merz, das bekanntlich an Stelle des Okulars eingesetzt wird, um direkt nach 
dem zu beobachtenden Gegenstande hinzusehen. Da durch Anbringung dieses 
langen und schweren Spektroskops das Okular-Ende des Fernrohrs Überge- 
wicht erhält, so dient ein am Objektiv-Ende desselben angebrachtes Laufge- 
wicht dazu, das ganze Instrument genau auszubalancieren. An dem einen 
Ende des Spektroskops befindet sich ein von Grad zu Grad geteilter Positions- 
kreis; ausserdem gehört zu dem Refraktor noch ein Helioskop. Das Fern- 
rohr wurde in einem hölzernen Häuschen aufgestellt, auf welchem ein 
schräges Dach angebracht war, das sich in vier verschiedenen Teilen auf- 
decken liess, wodurch eine völlig freie Aussicht bis zum Horizonte erreicht 
wurde. Bei den Beobachtungen wurden die Protuberanzen stets rings um 
den ganzen Sonnenrand herum abgesucht und gezeichnet, wobei der Spalt 
des Spektroskops tangentierend zum Rande der Sonne gestellt ward. Gleich- 
zeitig wurden die Höhen und Positionswinkel der Protuberanzen aufgezeichnet. 
Nachdem das spektroskopische Profil der Sonne gezeichnet war, ging der 
Beobachter zur Ortsbestimmung der etwa in unmittelbarer Nähe des Sonnen- 
randes befindlichen Flecke über. Eine direkte Okularbeobachtung der Flecke 
wurde nicht unternommen, da hierzu das Spektroskop hätte herausgenommen 
und das Fernrohr jedesmal wieder hätte ausbalanciert werden müssen, was 
wegen Zeitmangel nicht statthaft erschien. 

Bei Beobachtung der Protuberanzen richtete Herr Prof. Bredichin sein 
Augenmerk übrigens nicht allein auf deren Höhe, Gestalt und Position, son- 
dern beobachtete vor allem auch die Spektrallinien, welche sichtbar waren, 
besonders diejenigen des Calciums, Natriums, Magnesiums und des Eisens. 
Besonders wurden diese Linien jedesmal dann untersucht, wenn eine Pro- 
tuberanz durch ihren Glanz und ihre Veränderungen Abweichungen von den 
gewöhnlichen Eruptionen, welche Wasserstoff und die Substanz D 3 enthalten, 
zeigte. Sobald irgend eine Eruption sich durch aussergewöhnliche Aktivität 
auszeichnete, wurde sie in mehreren Phasen gezeichnet und Schätzungen 
ihrer Höhe und Position, sowie detaillierte Beschreibungen ihres Aussehens 
gegeben. Während der Beobachtungsperiode hat Prof. Bredichin auch nicht 
versäumt, abends den Himmel nach Nordlichtern zu untersuchen, und wie 
wir sehen werden, fand einige Male ein merkwürdiges Zusammentreffen 

*) Annales de l'observatoire de Moscou. VoL VIII, 2 Liv. Moscou 1882. 



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— 250 - 



aussergewöhnlicher Thätigkeit auf der Sonne mit irdischem Nordlichte statt 
Im allgemeinen hat der Beobachter bei seinen Untersuchungen das Programm 
adoptiert, welches von der Gesellschaft italienischer Spektroskopiker aufge- 
stellt worden ist*), und man muss gestehen, dass die Kraft seines Fernrohrs 
und seines Spektroskops vollständig ausreichte, um auch sehr feine Wahr- 
nehmungen zu machen. 

Während Prof. Bredichin am Spektroskop den näheruugsweisen Ort der 
Sonnenflecke (in der Nähe des Sonnenrandes) bestimmte, ereignete es sich 
bisweilen, dass er Augenzeuge von Wasserstofferuptionen war und die Be- 
wegungen dieser Gasströme auf der Sonnenscheibe erkennen konnte. Jene 
Eruptionen machten sich erkennbar durch Umkehr der dunklen Linie C des 
Spektrums in eine helle. Dies fand z. B. am 28. Juli gegen 11 Uhr mittl. 
Moskauer Zeit statt Die Linie C trat damals um einen grossen Doppelfleck, 
der in der Nähe des SO-Randes der Sonne lag, sehr deutlich hervor, und 
die Massen des so zu sagen aufflammenden Wasserstoffgases breiteten sich 
über den östl. Teil dieses Fleckens aus. In einiger Entfernung südl. von 
diesem Fleck bildeten die Massen gewissermassen eine Bande, die durch den 
Spalt des Spektroskops glänzte und in leichter Bewegung erschien von oben 
nach unten und von unten nach oben, ähnlich wie das Feuer eines 
Ofens glänzt, wenn man es durch eine lange und genügend schmale Öff- 
nung betrachtet Von dieser intensiven Bande aus erstreckten sich einige 
weniger lebhafte Bogen südöstl. von dem Fleck. 

Am 14. August gegen 8 l /i Uhr zeigte die C-Linie eine bemerkens- 
werte Abweichung der- gewöhnlichen geradlinigen und regelmässigen Gestalt 
Der Punkt, wo sich diese Abweichung bemerklich machte, lag zwischen 
einigen beträchtlichen Sonuenflecken. An diesem Orte zeigte die C-Linie 
einige Anschwellungen gegen den violetten Teil des Spektrums hin, aber 
etwas nördlich davon sah man die Anschwellung gegen den roten Teil hin, 
die Grösse der Abweichung fand sich ungefähr zu 0,3 des Abstandes der 
beiden D-Linien. Der durch diese Verbiegung der C-Linie gekennzeichnete 
Wirbel auf der Sonne blieb bis 8 h 53 m sichtbar. Schon gleich nach Be- 
endigung der Dämmerung zeigte sich am Nordhimmel ein Polarlicht, das 
bald heller wurde und bis nach 11 h dauerte. Sehr charakteristische Erup- 
tionen, die aus den glühenden Dämpfen verschiedener Metalle bestanden, 
wurden auch am 26. Juli, sowie 26., 27. und 29. August beobachtet Am 
25. August erschien eine eruptive Masse völlig von der Sonnenoberfläche 
getrennt und bestehend ans Wasserstoff, vermischt mit glühenden Dämpfen 
des Natriums und Magnesiums. Der obere Teil dieser Masse erhob sich bis 
zu 57" über den Sonnenrand und war durch einen Raum von ungefähr 11" 
von der Chromosphäre getrennt. Die Eruption erhielt sich den ganzen Tag 
hindurch und verlor ihre Energie erst am 26. nachmittags. Es scheint, dass 
diese eruptive Masse durch Ströme aufsteigenden Dampfes unterhalten wurde, 
denn von Zeit zu Zeit erschienen unter ihr bald rechts und bald links sehr 
lebhafte kleine spitze Eruptionen in der Chromosphäre. 

An demselben Tage abends beobachtete Prof. Bredichin ein sehr leb- 
haftes Nordlicht^ das bis Mitternacht sichtbar blieb. 

Am 27. August wurde eine sehr merkwürdige Eruption gesehen und ge- 



*) Memoric della Societä dei Spettrocopisti Italiani Dispeiisa 1, Genuajo 1872. 



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zeichnet. Die rote Linie des Wasserstoffes nahm bei dieser Gelegenheit eine 
sehr dunkle, fast gelbliche Färbung an. Prof. Bredichin bemerkte am 
29. August 8 h 56 m morgens am Ostrande der Sonne mehrere leuchtende 
Punkte, vergleichbar eiuem grossen aber niedrigen Haufen glühender Kohlen. 
Ober dieser Masse erhob sich eine Protuberanz 65" hoch, in Gestalt eines 
Dreizacks. Die Masse erschien mehr und mehr zu erglühen, und ihr Spek- 
trum begann in den Linien des Magnesiums und Natriums lebhaft zu glänzen. 
Um 2 h 30 m nachmittags gesellten sich die Linien des Calciums hinzu und 
die Linie 1474 K; 21 Minuten später erschien die rote Linie zwischen B 
und C, und in der Protuberanz zeigte sich eine wahre Explosion, welche sich 
bis zu einer Höhe von 2' über den Sonnenrand ausdehnte. Der höchste 
emporgestiegene Strahl verschwand bald, aber die untere Masse war noch bis 
4 h 15 m vorhanden und glänzte von Zeit zu Zeit sehr lebhaft. Bisweilen 
stiegen neben ihr feine Strahlen auf und zwar bis zur Höhe von 46", 
welche den Raketen eines kunstlichen Feuerwerks glichen, die rasch empor- 
steigen und in der Höhe explodierend zurückfallen. 

Der Vergleich der lebhaften und von Dämpfen verschiedener Metalle 
angefüllten Protuberanzen mit denjenigen die nur Wasserstoff und die unbe- 
kannte Substanz, welche die Linie D 8 erzeugt, enthalten, führte den Be- 
obachter, genau wie schon vor ihm Secchi, zur Unterscheidung zweier ver- 
schiedener Klassen von Protuberanzen, von denen die einen metallische ge- 
nannt werden können. 

Am 18. August zeigte sich eine Sonnenfackel im Spektroskop dadurch 
an, dass eine helle Linie das ganze Farbenband des Spektrums durchschnitt, 
und diese helle Linie blieb auch bei sehr beträchtlicher Erweiterung des 
Spalts noch sichtbar. Ferner schien es, als wenn die dunklen Spektrallinien 
an Schwärze abnähmen, da wo sie sich mit der hellen Fackellinie schnitten. 
Dies zeigte sich besonders bei den Linien des Natriums und Magnesiums. 

Am 19. August erschien u. a. am Westraude der Sonne ein ungemein 
heller Streifen und der Teil der C-Linie vom Sonnenrande bis fast zu jenem 
hellen Fackelstriche erschien umgekehrt; allein da, wo beide einander durch- 
schnitten, erschien die C-Linie durchaus nicht weniger dunkel. Der leichte 
Streifen der Fackel war noch sichtbar, bei einer Erweiterung des Spaltes 
im Spektroskop, welche alle Spektrallinien, C nicht ausgenommen, fast 
zum Verschwinden brachte. Etwas südlich von der Sonnenfackel zeigte die 
Linie C eine geringe Verdickung. 

Am 31. August erschienen wieder helle Streifen, welche das Spektrum 
durchschnitten; in den Schnittpunkten wurden mehrere der Spektrallinien 
etwas minder dunkel; am deutlichsten zeigten dies die Magnesiumlinien. 
Nachmittags waren die Lichtstreifen im Spektrum noch zu sehen; wo sie 
die C-Linien schneiden, erscheint diese entschieden nicht geringer an 
Dunkelheit. 

Im allgemeinen kommt Prof. Bredichin durch seine spektroskopischen 
Beobachtungen der Sonnenflecke zu dem gleichen Schlüsse wie Secchi, dass 
nämlich zwei Perioden des Fleckes zu unterscheiden sind, diejenige der 
Aktivität und diejenige der Ruhe. Im ersten Stadium, jenem der Aktivität, 
zeigt der Fleck eine Erweiterung der Linie des Natriums, des Magnesiums, 
des Calciums und anderer Metalle. Gelangt ein solcher Fleck an den Sonnen- 
rand, so offenbart er sich durch Eruptionen metallischer Gase; in der zweiten 



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Periode des Fleckes erscheinen die metallischen Linien nicht merklich aus- 
gedehnt, und wenn der Fleck sich dem Sonnenrande nähert, so ist er nicht 
begleitet von jenen energischen Eruptionen, in denen verschiedene Metalle 
eine so grosse Rolle spielen. 

Wo die Chromosphäre nicht mit Protuberanzen besetzt ist, kann man 
ihre Oberfläche am besten mit jener gezahnten Linie vergleichen, welche 
aus der Ferne gesehen die Spitzen eines Waldes von Fichten oder Tannen dar- 
bieten; nur erscheinen die Zähne des obern Randes der Chromosphäre häufig 
etwas seitwärts geneigt Bisweilen erschien die Oberfläche der Chromosphäre 
mehr gerade, und dann konnte man sie mit der Oberfläche eines Nebelmeeres 
vergleichen, das ein Thal erfüllt 

Am 11. August bot ein grosser Teil der Chromosphäre diesen Anblick 
dar, und um 7 h 35™ löste sich plötzlich von ihr eine wolkenförmige Pro- 
tuberanz ab und schwamm einige Zeit über derselben, wobei sie eine Höhe 
von 2' erreicht. Etwas Ahnliches zeigte sich am 17. August, wo die Wolke 
mehrere Stunden vorhanden blieb. 

Die genauere Vergleichung der in der Nähe des Sonnenrandes gefun- 
denen Flecke und der beobachteten Protuberanzen lehrt, dass letztere weit 
zahlreicher sind als erstere, und besonders die Wasserstoff- Pro tuberanzen sind 
nicht sehr innig mit Sonnenflecken verbunden. Umgekehrt ist es mit den 
metallischen Protuberauzen, wie schon Secchi gefunden hat Die Eruptionen 
finden häufig in schräger Richtung statt, so dass die emporgeschleuderten 
Massen oft weit entfernt von dem Schlünde, aus dem sie aufstiegen, wieder 
herabstürzen. — 

Im Sommer und Herbst 1873 hat Prof. Bredichin seine interessanten 
Beobachtungen fortgesetzt, und zwar bis zum September an dem früheren 
Orte, dann auf der Sternwarte zu Moskau, deren Direktion ihm zu dieser 
Zeit übergeben wurde. 

Im allgemeinen fand sich in jenem Jahre die Thätigkeit der Sonne im 
Vergleich zu 1872 beträchtlich herabgemindert; energische Eruptionen kamen 
nur sehr selten vor, und Nordlichter wurden in Moskau gar nicht gesehen. 

Am 24. Juli wurde wieder in einer Protuberanz eine wahrhafte Ex- 
plosion beobachtet. Dieselbe dauerte nur einige Minuten, aber die Materie 
wurde bis zu 170" über den Sonneurand emporgetrieben. Das Licht der 
Protuberanz ergoss sich gewissermassen über die Ränder des Spalts vom 
Spektroskop, und der untere Teil der eruptiven Masse, vor dem Momente der 
Explosion, glänzte durch jene schwarze Linie hindurch, deren Erklärung Secchi ge- 
geben hat Vor der Explosion sah man an ihrem Orte einen glänzenden 
Haken, der nach links gekrümmt war. Am 24. Juli, gegen Mittag, er- 
schien eine säulenförmige Protuberanz von faseriger Struktur, senkrecht zum 
Sonnenrande und 200" hoch. Sie stützte sich nicht auf die Chromosphäre, 
war jedoch mit dieser letztern durch einige feine, kaum sichtbare Fasern ver- 
bunden. Auf der Oberfläche der Chromosphäre bildeten sich hier und da 
kleine Spitzchen oder Flammchen, die mehr oder weniger geneigt waren. 
Um 15 h 45 m hatte die Protuberanz eine Höhe von 230" erreicht, und man 
konnte bequem erkennen, dass das ganze Gebilde aus zwei Säulen bestand; 
die rechte verlängerte sich bis zu 240" und erschien zu einer Wolke er- 
weitert, die gegen den Südpol der Sonne hingerichtet war. Diese Gestalt er- 
hielt sich fast ohne jede Veränderung den ganzen Tag hindurch. Am näch- 



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253 — 



sten Tage wurde die Beobachtung schon 5* , früh begonnen. Der Gipfel der 
Protuberanz zeigte sich nun schon mehr wolkig und noch mehr gegen Süd 
pekrümmt. Einige kleine Eruptionen speisten die Masse. Nahe dem unteren 
Teile der Protuberanz erschienen einige kleine Bögen, welche ein Herab- 
kommen der Materie zur Chromosphäre anzeigten. Die Verbindung der letz- 
teren mit der Protuberanz wurde später deutlicher sichtbar, und gegen 
Mittag war die Zahl der Fasern zwischen der Protuberanz und der Chromo- 
sphäre sehr viel grösser geworden. Gleichzeitig erkannte man am Fusse der 
Formation die Gegenwart von glühenden Metalldämpfen, besonders des Natriums. 
So blieb das Gebilde den ganzen Tag hindurch. Am nächsten Tage (26. Juli) 
war die Protuberanz noch vorhanden, aber ihre beiden Säulen hatten sich 
mehr zurückgekrümmt, und um 14 h trennte sich plötzlich die obere Hälfte 
von der unteren und diese von der Chromosphäre. Das ganze Gebilde be- 
gann sich aufzulösen und am nächsten Tage war von den beiden Wolken 
nur noch wenig sichtbar. Es stellte sich heraus, dass die in 3' Höhe 
schwebenden Massen sich stets in der Richtung gegen den Pol fortbegaben, 
während die unteren Partieen in 1 1 Höhe, sich äquatorwärts bewegten, so- 
bald die aufsteigenden Ströme kaum aufgehört hatten. Interessant war es 
auch, dass die gewaltige und hell leuchtende Masse dieser Protuberanz nur 
durch sehr feine, kaum wahrnehmbare Fäden von unten her gespeist wurde. 

Die Sonnenfackeln zeigten sich stets als Lichtstreifen, welche alle Farben- 
räume des Spektrums quer durchsetzten, die Flecke dagegen als dunkle 
Banden, welche ebenfalls das Spektrum quer durchzogen. War der Kern eines 
Sonuenfleekes von einem leuchtenden Bogen (einer sogenannten Brücke) 
durchsetzt, so zeigte sich dieser im Spektroskop als helle Linie in der 
ganzen Erstreckung der dunklen Bande des Fleckes im Spektrum. 

Die Gesamtheit der wahrgenommeneu Erscheinungen glaubt Prof. 
Bredichin am besten durch die Amahme auf- und absteigender Strömungen, 
die infolge der Flecke und FacKeln entstehen, erklären zu können. Wenn 
an irgend einer Stelle der Sonnenoberfläche, sagt er, eine Vermehrung der 
Hitze eintritt, so wird sich hier sofort ein aufsteigender Strom bilden. Im 
einfachsten Falle muss derselbe die Gestalt einer vertikalen Garbe haben, 
die sich oben erweitert, da hier bei zunehmender Abkühlung die Dämpfe sich zu 
zerstreuen beginnen. Solche Strahlengarbeu siebt man in der That häufig 
am Sonnenrande in Gestalt einer Kaskade. Die chromosphärische Materie 
wird nun von allen Seiten gegen den Ort, wo die Garbe aufsteigt, hin- 
strömen, wird hier in die aufsteigende Bewegung gezogen und emporgerissen, 
um zu erkalten und je nach ihrer Dichtigkeit herabzusinken. Ist der auf- 
steigende Strom sehr heftig, so wird er nicht nur den Wasserstoff der ober- 
sten Schicht der Chromosphäre, sondern auch die dichten, metallischen 
Dämpfe in den tiefen Regionen mit emporreissen. Eine solche Formation 
muss sich auf der Sonnenscheibe in Gestalt einer Fackel zeigen. Stellen 
wir uns ferner vor, dass einige Strahleugarben rings um einen beliebigen Ort 
der Sonnenoberfläche gruppiert seien. Indem sie die chromosphärische Materie 
einsaugen, werden sie gewissermassen an diesem Orte eine lokale Ebbe uud 
damit eine Verdünnung der Wasserstoff hülle erzeugen, wodurch die unteren 
heissen Schichten, die reich an metallischen Dämpfen sind, hier entblösst werden. 
Infolge dessen wird hier vermehrte Ausstrahlung und damit Abkühlung der 
Metalldämpfe entstehen, wodurch die Masse weniger transparent als ihre Um- 

Siriiu 1882. Heft II. 33 



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— 254 — 



gebung wird, also dunkler, d. h. als Fleck sich darstellt. Über diesem Fleck 
bildet sich nun ein System absteigender Strömungen, und es ist leicht zu 
begreifen, dass die Bewegungen der auf- und absteigenden Gase sich sogleich 
kreisförmig gestalten werden, so dass sie unmittelbar über dem Fleck, wo 
sie herabsinken, in der Richtung vom Mittelpunkte desselben nach dem 
Rande gerichtet sind, in der Höhe aber umgekehrt. Diese entgegengesetzt 
gerichteten Strömungen, lichte wie dunklere, zeigen sich uns bei perspek- 
tivischer Ansicht unter der Gestalt der Penumbra des Fleckens. In Wirklich- 
keit gestaltet sich der Vorgang natürlich komplizierter als hier dargestellt 
wurde; sind aber die auf- und absteigenden Strömungen einmal eingeleitet, 
so kann der Fleck eine gewisse Zeit hindurch andauern, und seine Um- 
risse werden mehr und mehr regelmässig, schliesslich aber geben die heissen, 
glühenden Massen rings um den Kern diesem seine ausgestrahlte Wärme 
und damit seine Durchsichtigkeit wieder, d. h. der Fleck löst sich auf. 



Schröters Beiträge zur genauem Kenntnis und Beurteilung 

des Planeten Mars. 

Mehr als 80 Jahre sind verflossen, seit der Oberamtmann Hieronymus 
Schröter zu Lilienthal bei Bremen mit selbst geschaffenen Spiegelteleskopen 
den Himmel durchmusterte. Die meisten der damals lebenden Astrouomeu 
sind samt ihren Sternwarten verschollen und vergessen; wer gedenkt heute 
noch eines Fixlmilluer, Kratzenstein, Strnadt, Beitier, David, Jungnitz, 
Seyffer, Späth, Sniadecki und ihrer Beobachtungen? Dagegen haben die Ar- 
beiten Schröters auch für die Nachwelt Bedeutung behalten, ja es hat sich 
der merkwürdige Fall ereignet, dass eine grosse Arbeit Schröters, die dieser 
selbst nicht mehr publizieren konnte, nach einem Menschenalter, bei gänzlich 
veränderten äusseren Verhältnissen, noch in einer prächtigen Ausgabe an das 
Licht tritt. Es sind dies Schröters Beiträge zur genaueren Kenntnis des 
Planeten Mars, die unlängst nach dem auf der Leidener Sternwarte befind- 
lichen Manuskripte vom Direktor derselben Herrn H. G. Van de Sande 
Bakhuyzen herausgegeben worden sind.*) 

Die Existenz dieser Schröterschen Beobachtungen war lange bekannt: 
etwas Genaueres erfuhr die Welt indessen erst 1873, als Herr Dr. Terby in 
Louvain im 37. Bande der Memoires couronne'es par l'Acadtfmie royale de 
Belgique eine Abhandlung darüber veröffentlichte und mehrere Zeichnungen 
publizierte. Später gelang es Herrn Van de Sande Bakhuyzen, das ganze 
Manuskript Schröters für die Leidener Sternwarte zu erwerben, ebenso die 
14 dazu gehörigen Kupfertafeln. Herr Bakhuyzen giebt folgende Beschrei- 
bung desselben: 

„Das Manuskript besteht aus 55 Heften, jedes von 16 Seiten Text, und 
einem ausführlichen Inhaltsverzeichnis von ü'/a Heft. 

Auf der ersten Seite befindet sich der Titel: Areographische Beiträge 
zur genauem Kenntnis und Beurteilung des Planeten Mars in mathematiscb- 

*) Leiden, Verlag von E. J. Brill. 



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— 255 - 



physischer Hinsicht, von weiland Johann Hieronymus Schröter, köuigl. 
tirossbritaniscb - Hannoverschem .Tustizrate und Oberamtmann, Ritter des 
königl. Guelphen-Ordens. Mit 16 Kupfertafeln. Göttingen in Kommission. 
Mit Ausnahme der Worte „weiland" und „Ritter des königl. Uuelpben- 
Ordens" ist der Titel von derselben Hand wie das Manuskript, offenbar von 
Schröter seihst. Die Hefte befinden sich in zwei alten Mappen, welche 
nach den Inschriften Schröters zur Aufbewahrung seiner Manuskripte dienten. 
Die Zeichnungen enthalten 230 Figuren auf 16 Blättern, die sehr gut mit 
Bleistift gezeichnet und vollkommen erhalten sind. Sie befinden sich in 
zwei Umschlägen; auf dem einen ist geschrieben: „Meine areographi sehen 
Zeichnungen", au/ dem zweiten: „Meine sämtlichen Marszeichnuugen, 16 Platten. 
Von neuem nach dem Brande nachgesehen den 17. März 1815". Beide In- 
schriften höchst wahrscheinlich von Schröter. Ferner findet man noch auf 
dem 2. Blatte von einer andern Hand geschrieben: „Schröters Original-Zeich- 
nungen komplett = 16; also auch No. 9 und 10, wovon die Platten fehlen." 
Von 14 Zeichnungen, No. 1 bis 8 und 11 bis 16, wurden von Tischbein 
Kupferplatten gestochen, welche auch auf der Sternwarte zu Leiden sind; 
Abzüge von diesen Platten fand ich bei dem Manuskripte in einem beson- 
deren Hefte, worauf geschrieben steht: „Vom Herrn Tischbein in Bremen 
nach dem Lilienthaler Brande neu gestochene Kupfertafeln, die bei Heraus- 
gabe der areographischen Fragmente mit herausgegeben werden sollen." 
Später ist noch von anderer Hand hinzugefügt worden: „NB.! Es fehlen 
hier die Tafeln 9 und 10, welche auch nicht in den Platten vorhanden sind 
und welche nach einer vorgefundenen Notiz des Sohnes von J. H. Schröter 
nicht wieder gestochen worden sind." Nach Angabe des Herrn Wiegrebe 
ist die erste Inschrift von dem Sohne von J. H. Schröter, die zweite von 
Herrn Major Kirch hoff, Schwiegervater des Herrn Wiegrebe. Höchst wahr- 
scheinlich ist die Inschrift auf der die Zeichnungen enthaltenden Mappe: 
„Schröters Originalzeichnungen etc." ebenfalls von Major Kirchhoff. 

Nach demjenigen, was Dr. Terby in seiner oben erwähnten Abhandlung 
über den hohen wissenschaftlichen Wert von Schröters Arbeit, . die seine 
Marsbeobachtungen von 1785 bis 1803 umfasst, mitgeteilt hat, ist es un- 
nötig, dieses hier näher zu betonen. Als eine Probe der Genauigkeit von 
Schröters Beobachtungen führe ich seine Bestimmung der Lage der Marsachse 
an, die er ohne eigentliche Messungen bloss aus Schätzungen abgeleitet hat. 
Die dabei benutzten Marspositionen waren etwas fehlerhaft, ich habe daher 
mit Zugrundelegung von Leverriers Tafeln die Rechnung von neuem durch- 
geführt und finde für die Länge uud Breite der Marsachse 352° 59' und 
60° 32', während die von Oudemans aus Bessels Messungeu abgeleiteten 
Werte, auf dieselbe Epoche reduziert, 348° 3V und 61° 9' sind. Die letzte 
Bestimmung von Schiaparelli weicht freilich mehr ab. 

Der Wert von Schröters Zeichnungen wird noch erhöht durch den 
Umstand, dass er vom Anfange ab die irrige Meinung gefasst hatte, dass 
die Marsflecken Wolkengebilde waren, die sich manchmal sehr rasch 
änderten. Wenn er also dieselben Marsflecken beobachtete, war er nicht 
praedisponiert, darin dieselben Details zu sehen, so dass seine verschiedenen 
Abbildungen als vollkommen vorurteilsfrei und von einander unabhängig zu 
betrachten sind. 

Bald nachdem ich das Manuskript durchgesehen, fasste ich den Plan, es 

33* 



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herauszugeben; leider waren dazu die Mittel, worüber die Leidener Stern- 
warte zu verfügen Latte, zu gering. Glücklicherweise erklärte sich jedoch 
die Firma E. J. Brill in Leiden auf sehr liberale Weise bereit, die Herausgabe 
von Schröters Werk zu besorgen. 

Bei der Herausgabe habe ich, wo nötig, statt der alten Schreibweise 
des Manuskripts die neuere befolgt; ferner habe ich sorgfaltig die Rech- 
nungen kontrolliert und wenn nötig verbessert; in einer Note habe ich dies 
jedes Mal angezeigt. Da sich auch einige Noten von Schröter selbst vor- 
fanden, so habe ich diese zur Unterscheidung der meinigen mit den Buch- 
staben S. oder Sch. angedeutet. Durch ein Verseben sind die beiden Para- 
graphen 310 und 311 aus dem Manuskripte bei dem Drucke nicht von- 
einander getrennt, sondern als ein Paragraph 310 angegeben. Von dort ab 
ist also die Nummer der Paragraphen im Drucke um Eins geringer als im 
Manuskripte. 

Die Tafeln 1 bis 8 und 11 bis 16 sind Abzüge der von Tischbein ge- 
stochenen und von Schröter revidierten Kupferplatten. Die Tafeln 9 und 10 
sind so getreu wie möglich nach den Zeichnungen von neuem gestochen. 

Zum Schlüsse füge ich noch hinzu, dass sich bei Paragraph 284 eine 
Notiz von Schröter befindet: „Bis hieher zweite Revision." In den folgenden 
Paragraphen findet man noch im Texte verschiedene Änderungen; diese 
scheinen jedoch nur einmal revidiert zu sein. Mit Ausnahme der zweiten 
Revision von dem letzten dritten Teile des Manuskriptes und der beiden 
Tafeln 9 und 10 sind also die areographischen Fragmente so herausgegeben, 
wie Schröter selbst die Absicht hatte, sie zu publizieren." 

Eine genauere Darstellung des reichen Inhalts des Werkes lässt sich 
nicht geben; dagegen möge einiges aus den Ausführungen Schröters über die 
Polarflecken des Mars hier seine Stelle finden. Man mag daraus erkennen, 
wie wenig diejenigen neueren Beobachter im Rechte sind, welche Schröter 
Mangel an Kritik zum Vorwurfe machen. Er verbreitet sich über die Polar- 
flecken mit folgenden Worten: 

„Schon 16ö6 beobachtete Dominicus Cassini beide Polarzonen; 1704 den 
30. Dez, wurden sie beide und 1719 die südl. Polarzone von Maraldi wahr- 
genommen, wie in dessen Memoires nachgelesen und auch in Doppelmayers 
Himmels- Atlas Tab. 5 nachgesehen werden kann. 1777 beobachtete Herschel 
beide Polarzonen und 1781 und 1783 vornehmlich die südl. Polarzone, und 
seit dem Julius 1798, da Olbers zuerst die südl. mit dem hiesigen 13 fussigen 
Reflektor beobachtete, haben wir, wie es die vorgelegten Beobachtungen und 
Zeichnungen ergeben, so oft bald die eine, bald die andere, mehrmals aber 
auch beide Polarzonen zugleich beobachtet. 

Hiernach sind also die heilern Polarzonen schon seit fast lVi Jahr- 
hunderten wahrgenommen, und dieser Umstand bezeichnet unstreitig das be- 
sonders fortdauernde Klima dieser Polargegenden; welches auch daraus er- 
hellt, dass nach unsern Beobachtungen, wenn beide Zonen entweder zugleich 
oder abwechselnd, bald jene bald diese sichtbar ist, die südliche immer- 
fort ein helleres weissgelbliches, die nördliche hingegen ebenfalls ein 
helleres, aber w eissbläulich es Licht hat, so dass sich hieraus auf eine ver- 
schiedene Naturanlage dieser Polaroberflächen und ein verschiedenes Klima 
schliessen lässt 

So gewiss aber dies Wahrheit ist, so einleuchtend wird es auch, dass 



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— 257 — 

der mannigfaltige, zufällige, veränderliche Wechsel in den Erscheinungen 
dieser hellem Polarzonen in den veränderlichen Modifikationen der dortigen 
Atmosphäre ihren Grund haben muss. Man vergleiche nur über diesen zu- 
falligen Wechsel die Beobachtungen unseres verehrenswürdigen Hörschel, wie 
sie in dessen, in den Philosophical Transactions for the year 1784, part 1 
von pag. 233 enthaltenen Abhandlung über den Mars vorgelegt worden 
sind. Im Jahre 1777 sah er beide Polarflecken hell; im Jahre 1779 hin- 
gegen keine von beiden. Im Jahre 1781, da Mars fleissig von ihm be- 
obachtet wurde, sah er der Regel nach die südl. Polarzone allein und die 
nördliche bloss bisweilen ausnahmlich und ungleich kleiner. Im Jahre 1783 
fand er vom 20. Mai bis zum 9. Oktober gerade eben dieselben Erschei- 
nungen der südlichen Polarzone, wie wir sie besonders im Jahre 1798 wahr- 
nahmen, von der nördlichen hingegen nahm er in solchem Jahre nichts 
•wahr. Da Berschel in solcher Abhandlung vom Jahre 1777 nur Beobach- 
tungen von 1 Tage, von 1779 keine, von 1781 von 18 Tagen und von 
1783 von 30 Tagen, mithin überhaupt von nur 49 Tagen anführt, so ist 
solche Übereinstimmung sowohl in den konformen Erscheinungen, als be- 
sonders auch in ihren zufälligen Veränderungen merkwürdig. So 
erschien z. B., was den zufalligen atmosphärischen Wechsel besonders be- 
zeichnet, der südl. helle Polarflecken den 9. Oktober 1783 beinahe halb- 
abgeschnitten. Eine ähnliche zufallige Veränderung nahm ich an der 
nördl. weissbläulichen Polarzone wahr, welche abends in völlig regulärer 
elliptischer Gestalt sichtbar war, und in solcher, wenn sie einen Kreis 
bildete, nach der damaligen Lage der Marsachse, auch in der abgekehrten 
Hemisphäre sichtbar sein musste, in welcher Hemisphäre ich aber am fol- 
genden Morgen überall keine Spur von ihr fand. In solcher Rücksicht be- 
ziehe ich mich auf die Bemerkung, dass alle diese hellem Polarflecken in 
einer zufälligen veränderlichen Modifikation ihren physischen Grund hatten, 
und dass sie immer neu entstanden und wieder verschwanden, ingleichen 
auf die Bemerkung, dass die Polarscheine bisweilen keine irreguläre Kreis- 
zone bilden, sondern vom Pole ab an der einen Stelle zuweilen eine grössere 
Extension als an der andern haben, ohne dass solches von der Lage der 
Achse abhängt." 

(Schluss folgt.) 



Zur Statistik des Asteroidengürtels.*) 

Es ist uns schon bekannt, dass diese Körper nach den grossen Halb- 
achsen ihrer Bahnen, also auch nach ihreu Umlaufszeiten in gewisse Gruppen 
zerfallen, welche der durch Jupiter hervorgerufenen Massenanziehung zuge- 
schrieben werden. Es zeigen sich nämlich Lücken überall dort, wo die Um- 
laufszeit zu der des Jupiter in einem einfachen rationalen Verhältnis steht, 
d. h. einem solchen, in welchem Zähler und Nenner ziemlich kleine Zahlen 

*) Aus der „Deutschen Rundschau für Geographie uod Statistik" 1882, IV. Bd. 
Heft 7. 



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- 258 - 

sind, z. B. V2, Vsi 2 /f»i Vi u. dgl. Diesen Zusammenhang zwischen der 
Häufigkeit der Asteroiden und ihren mittleren Entfernungen von der Sonne 
hat inzwischen der Direktor der Prager Sternwarte C. Hornstein weiter 
verfolgt und dabei auch jene Verhältnisse berücksichtigt, die durch etwas 
grössere Zahlen ausgedrückt werden, wie 7 /ie, 9 /*oi 5 /n, 6 /ii • • • •? auch 
sind die Planeten Saturn und Mars in die Untersuchung mit einbezogen. 
Da zeigt sich nun, dass unter 52 singuläreu Werten der grossen Halbachse, 
d. h. jenen, für welche die Umlaufszeit zu der des Jupiter, Saturn oder Mars 
in einem rationalen Verhältnis steht, 49 auf asteroidenfreie Stellen fallen, 
oder denselben wenigstens sehr nahe liegen. Die Lücken sind gewöhnlich 
um so grösser, je kleiner die beiden Zahlen sind, welche das Verhältnis der 
Umlaufszeiten ausdrücken, was der Voraussetzung ganz entspricht; denn je 
einfacher dieses Verhältnis ist, in um so kürzerer Zeit wiederholt sich die- 
selbe Stelluug des Asteroiden zum störenden Planeten, um so öfter ist z. B. ' 
dem Jupiter Gelegenheit geboten, auf einen Asteroiden unter ganz denselben 
Umständen einzuwirken. 

Nur eine Stelle scheint bisher von dieser Gesetzmässigkeit eine Aus- 
nahme zu machen, nämlich jene, wo dieses Verhältnis 3 / R beträgt. Nach der 
Theorie sollte hier eine asteroidenfreie Lücke sein, in Wirklichkeit existieren 
aber mehrere kleine Planeten, so Concordia und Hera, deren achtfache Um- 
laufszeit fast genau der dreifachen des Jupiter gleichkommt Bedenkt man 
jedoch, dass die Lücken keineswegs gross zu sein brauchen und an der frag- 
lichen Stelle wenigstens eine kleine Unterbrechung thatsächlich vorhanden 
ist, so wird dieser Einwand etwas abgeschwächt. 

In aller Strenge lässt sich das Verhältnis der Umlaufszeiten gegen- 
wärtig nur für wenige Asteroiden feststellen, weil die Einwirkung der grossen 
Planeten, besonders des Jupiter, fortwährend periodische Änderungen der 
Bahnachse, also auch der damit zusammenhängenden Umlaufszeit verursacht 
Für jeden kleinen Planeten findet man je nach seiner Stellung zum Jupiter 
etwas andere Bahnelemente; so wird z. B. die grosse Halbachse im allge- 
meinen während der beiden Quadraturstellungen verkleinert, dagegen in der 
Jupiterferne und noch mehr in der Jupiternähe vergrössert. Die Theorie 
verlangt aber den mittlem Wert, und dieser ist bis jetzt nur für etwa 15 
kleine Planeten abgeleitet. Nun giebt es in der Reihenfolge der grossen 
Halbachsen sämtlicher Asteroiden manche Stelle, wo man eine Lücke er- 
warten sollte, während eine solche zwar nicht genau an diesem Punkt, aber 
doch in seiner Nähe existiert. Es ist somit leicht möglich, dass diese aste- 
roidenfreie Stelle mit der von der Theorie geforderten zusammenfallen würde, 
wenn man den mittleren Wert der halben grossen Achse benützen könnte. 
Die Berechnung der mittleren Bahnelemente erfordert aber so viel Aufwand 
von Zeit, Arbeit und -Geduld, dass wir kaum hoffen können, es werde am 
Ende unseres Jahrhunderts auch nur die Hälfte der jetzt bekannten Aste- 
roidenbahneu mit der hierzu notwendigen Schärfe bestimmt sein; wir müssen 
daher eine definitive Entscheidung über dieses vermutete, aber noch nicht 
bewiesene Naturgesetz der Zukunft überlassen. 

"Während sich nun für die grossen Halbachsen eine gesetzmässige 
Gruppierung als sehr wahrscheinlich erweist, ist für die anderen Bahn- 
elemente eine ähnliche Anordnung nicht bemerkbar. Am interessantesten 
bleibt noch eine Zusammenstellung der Exzentrizitäten und Neigungen sämt- 



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— 259 - 



Anzahl 



lieber Asteroidenbahuen. Man findet zwar bei manchen kleinen Planeten für 
eines dieser beiden Babnelemente, hier und da auch für beide zugleich, 
einan sehr beträchtlichen Wert, solche Extreme sind aber doch nicht häufig, 
und in den meisten Fällen bleibt sowohl der Exzentrizitätswinkel als auch 
die Neigung der Bahn gegen die Ekliptik innerhalb gewisser Grenzen, wie 
man aus beistehenden Zahlen ersieht. Diese Tabelle besteht aus drei Ko- 
lumnen: die erste, welche stetig fortlaufende Zahlen enthält, gehört sowohl 
zur zweiten, als zur dritten; zur zweiten, wenn es sich um die Exzentrizität, 
zur dritten wenn es sich um die Neigung handelt. Wir sehen aus der 
zweiten Kolumne in Verbindung mit der ersten, duss 
es z. B. 9 Bahnen giebt, deren Exzentrizitätswinkel 2 
Grad beträgt, 6 Bahnen, in denen er 3 Grad ist u. s. w. 
Ferner lehrt die dritte Kolumne, wenn man sie mit 
der ersten vergleicht, dass 8 Asteroidenbahnen unter 
einem Winkel von 1 Grad gegen die Ekliptik geneigt 
sind, 21 Bahnen unter 2 Grad, 18 unter 3 Grad u. s. f. 
Im ganzen sind in dieser Zusammenstellung 220 Aste- 
roiden berücksichtigt 

Dass eine Bahn mit der Exzentrizität 0 angeführt 
ist, darf nicht so aufgefasst werden, als ob wir hier 
eine wirkliche Kreisbahn vor uns hätten, denn eiue 
solche kommt gar nicht vor, sondern nur so, dass der 
Exzentrizitätswinkel kleiner als ein halber Grad ist. 
Diese Angabe bezieht sieb auf Philomela; dieselbe hat 
demnach unter allen Asteroiden die kreisähnlichste 
Bahn und kann in dieser Hinsicht mit dem Planeten 
Venus wetteifern. Die Grenzen zwischen den auf- 
einanderfolgenden Zahlen sind überhaupt so gezogen, 
dass alle Angaben, die bis zu einem halben Grad grösser 
oder kleiner als eine bestimmte ganze Zahl von Graden 
sind, in eine Summe vereinigt wurden. So ist die 
Zahl 27 bei den Neigungen von 5 Grad so zu ver- 
stehen, dass bei 27 Asteroidenbahnen der Neigungs- 
winkel zwischen 4»/a und 5 1 /« Grad liegt 

Was nun die Exzentrizitäten im allgemeinen be- 
trifft, so zeigt die Übersicht, dass Winkel unter 4 Grad 
nur wenige vorkommen, dass also sehr kreisähnliche 
Bahnen zu den Seltenheiten gehören; ebenso werden 
die Zahlen auffallend klein, sobald der Winkel über 
14 Grad steigt Es liegen somit die meisten Bahnen 
zwischen 4 Grad und 14 Grad, und zwar entfallen hier durch schnittlieli 
17 Asteroiden auf einen Grad. Nirgend findet man hier eine starke An- 
häufung, eben so wenig eine Lücke, sondern es sind alle Grade vertreten. 
Die Verteilung lässt sich etwa so ausdrücken, dass 8 /i 0 aller Bahnen eine 
mittlere Exzentrizität (4 Grad bis 14 Grad) besitzen, V 10 eine kleine (unter 
4 Grad) und l /xo eme grosse (über 14 Grad). Nur der letzte Wert, näm- 
lich bei 23 Grad, ist als extrem zu bezeichnen, doch ist derselbe nicht ver- 
lässlich, da er einem Asteroiden angehört (Äthra), der seit dem Jahre seiner 
Entdeckung nicht mehr gesehen worden ist. 



Grad« 




ExzftDtr.jNeiguiiK 


U 


1 




1 


2 


8 


o 

B 


9 


21 


Q 


6 


18 


A 


10 


13 


r. 
o 


19 


27 


o 


15 


17 


7 


22 


IG 


8 


17 


14 


9 


99 
BS 


19 

1 £i 


10 


21 


9 


11 


11 


9 


12 


13 


18 


13 


IG 


5 


14 


9 


0 


15 


(i 


5 


10 


2 


4 


17 


4 


1 


18 


3 


2 


19 




2 


20 


3 




21 


2 


1 


22 




2 


23 


1 


4 


24 




1 


25 




2 


26 




1 


27 




1 


. . . 
35 


■ • • 


• ■ • 

l 




220 


220 



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— 260 - 



Bei den Neigungen gestalten sich diese Verhältnisse etwas anders; hier 
ist kein so rasches Abfallen, wenn die Winkel gross werden, sondern die 
Abnahme findet langsam statt, auch kommen Neigungen von mehr als 
20 Grad noch ziemlich häufig vor. Die meisten Werte liegen zwischen 
2 Grad und 12 Grad, sind aber hier nicht gleichmässig verteilt, denn die 
grösste Anhäufung ist entschieden bei 5 Grad. Sehr kleine und sehr grosse 
Neigungen sind selten, und dieser Satz dürfte auch dann keine Änderung 
erfahren, wenn die Zahl der bekannten Asteroiden noch viel mehr ange- 
wachsen ist Dass Planeten mit beträchtlichen Neigungen nicht zahlreich 
vorhanden sind, leuchtet wohl aus kosmogonischen Gründen ein, wird sich 
aber durch die Wirklichkeit noch lauge nicht beweisen lassen, weil bei Auf- 
suchung von Asteroiden gewöhnlich nur die Ekliptikalzone ins Auge gefasst 
wird, was zur Folge hat, dass Planeten mit grosser Neigung nur dann ent- 
deckt werden, wenn sie zur Zeit ihrer Sichtbarkeit in der Nähe eines 
Knotens sind. Wir verdanken es daher einem besonders glücklichen Zufall, 
dass der Asteroid mit der weitaus grössten Neigung (Pallas mit nahezu 
35 Grad) schon als der zweite unter allen gefunden wurde. 

Ausser den Beziehungen, welche zwischen den Umlaufszeiten der Aste- 
roiden und denen der benachbarten grossen Planeten stattfinden, bieten noch 
die Annäherungen gewisser Asteroiden an diese Planeten ein erhöhtes In- 
teresse. Von hervorragender wissenschaftlicher Bedeutung sind in dieser 
Hinsicht jene Körper, welche sich infolge extremer Werte ihrer Bahnachsen 
oder auch wegen grosser Exzentrizitäten entweder unserer Erde oder dem 
Jupiter beträchtlich näheru können. Im ersten Falle dienen die Beobach- 
tungen eines Asteroiden zur Bestimmung der Sonnenparallaxe, im zweiten 
erleidet die Bahn eines solchen Körpers grosse Störungen und giebt uns da- 
her ein Mittel, durch einen Rückschluss die Masse des Jupiter zu berechnen. 
Wir können zwar diese beiden Grössen nach anderen Methoden genauer 
finden, die Sonuenparallaxe durch Beobachtung eines Venusdurchganges, die 
Jupitermasse aus deu Bewegungen seiner vier Trabanten, dessen ungeachtet 
bleibt das Studium der Asteroidenbahnen von hoher Wichtigkeit, da die 
Übereinstimmung der auf so verschiedenen Wiegen abgeleiteten Resultate 
immer wieder eine neue schöne Bestätigung der Gesetze ist, nach denen die 
kosmischen Bewegungen vor sich gehen. 

Da die Erde ein innerer, Jupiter dagegen ein äusserer Planet ist, so 
kann sich natürlich ein Asteroid infolge der Exzentrizität seiner Bahn nur 
zu jener Zeit unserer Erde am stärksten nähern, wenn er ungefähr im Peri- 
helium ist, und dem Jupiter, wenn er zur Zeit der Annäherung zugleich 
ungefähr im Aphelium sich befindet, „ungefähr" darum, weil durch den Um- 
stand, dass die Bahnen von Erde und Jupiter selbst wieder exzentrisch sind, 
eine kleine Modifikation eintritt; bei jener beträgt der Exzentrizitätswinkel 
nahezu 1 Grad, beim Jupiter 2 8 / 4 Grad. Im Berliner Astronomischen Jahr- 
buch für 1883 befindet sich eine Zusammenstellung der in diese Kategorieen 
fallenden Asteroidenbahnen, unter denen die nachfolgenden am meisten her- 
vortreten, wobei nur noch zu bemerken ist, dass bei den Distanzen die 
mittlere Entfernung der Erde von der Sonne als Einheit gilt 

1. Planeten, welche im Perihel ihrer Bahnen der Erde nahe kommen: 
Klio bis auf 0,80, Melpomene und Ariadne bis 0,82, Victoria und 



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201 — 



Nausikaa bis 0,83, Sappho bis 0,84, Iris bis 0,85, Flora bis 0,87, Polybymnia 
bis 0,88, Isis und Virginia bis 0,89, Phocäa bis 0,92 u. a. 

2. Planeten, welche in ihrem Aphel dem Jupiter nahe kommen können. 
Den ersten Rang nehmen hier die beiden Asteroiden Hilda und Ismene ein, 
indem sich jener dem Jupiter bis auf 0,87, dieser sogar auf 0,79 nahern 
kann; ausserdem gehören hieher: Freia mit einer Annäherung bis 1,24, 
Cybele bis 1,30, Leukotbea bis 1,34, Pales bis 1,37, Camilla bis 1,38, 
Hekuba bis 1,43 u. a. 

3. Schliesslich sind noch jene Plaueten anzuführen, welche eine grosse 
nördliche oder südliche Deklination erlangen können. Mehrere darunter 
werden zur Zeit ihres nördlichsten Standes für unsere Breiten cirkumpolar, 
stehen aber ein andermal wieder so weit südlich, dass sie für uns gar nicht 
mehr über dem Horizont erscheinen, sondern nur für die südlich gelegenen 
Observatorien sichtbar sind; doch beschäftigt sich, was gleich hinzugefügt 
werden kann, keiues derselben mit einer systematischen Beobachtung der 
Asteroiden. Am stärksten ist dieser grelle Unterschied bei Euphrosyne, die ' 
eine südliche Deklination von 57 und eine nördliche von 03 Grad erreichen 
kann. Andere Beispiele bieten noch die Plaueten Egeria, Atalante, Dauae, 
Niobe, Julia, Aegle und Bertha. 

Nach dem Vorschlag der Redaktion des Berliner Astronomischen Jahr- 
buches werden jetzt die strengen Vorausberechnuugen der kleinen Planeten 
sehr stark eingeschränkt, damit nicht andere Seiten der astronomischen 
Forschung leiden. Ist ein Asteroid in mindestens fünf Erscheinungen gut 
beobachtet, so wird er in den zeitweiligen Ruhestand versetzt, d. h. sein 
Lauf wird bloss angenähert vorausberechnet, nämlich gerade noch so genau, 
dass ein Beobachter, der zufällig auf den Planeten stossen sollte, denselben 
sofort identifizieren kann. Nur von sehr wenigen aus der Zahl dieser ge- 
sicherten Planeten werden auch jetzt noch Jahr für Jahr Vorausberech- 
nungen mit grösstmöglicher Genauigkeit gegeben, nämlich von solchen, welche 
für besondere wissenschaftliche Untersuchungen ersichtliches Interesse dar- 
bieten, uud das sind eben fast durchgehends diejenigen, welche hier skizziert 
worden sind. Diese Einschränkung war schon seit iängerer Zeit geplant und 
erstreckt sich gegenwärtig auf die Asteroiden 1 bis 129. 

Ist die Zahl dieser kleinen Himmelskörper, von denen wir jetzt 227 
kennen, bald erschöpft, oder wird sie noch beträchtlich steigen? Jeder Ver- 
such, auf diese Frage eine entschiedene Antwort geben zu wollen, wäre vor- 
eilig, doch scheint es, dass wir erst seit einem Dezennium so recht ins volle 
Leben hineingeraten sind. J. Holetschek. 



Beobachtungen des neuen Sterns im Schwan von 187G nnf 

der Sternwarte zu Dun-Echt. 

(Hierzu Tafel XI.) 

Der Karl of Crawt'ord and Balcarres macht in No. 18 und 19 der 
englischen Zeitschrift „Copemicus" 1882 Mitteilungen der auf seiner Stern- 
warte angestellten spektroskopischen und sonstigen Beobachtungen des von 
Herrn Julius Schmidt in Athen am 24. November 1876 abends gegen 6 Öhr 

Sirina 1882. Heft 11. 34 



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aufgefundenen neuen Sterns im Schwan. Obgleich über diese Nova eine 
ganzp Menge Untersuchungen veröffentlicht wurden, so ist doch die, wenn 
auch etwas verspätete Publikation der Dun-Echt-Beobachtungen, in mancher 
Beziehung von bedeutendem Wert. 

Obgleich Herr Schmidt seine Entdeckung sofort telegraphisch nach Wien 
meldete, so dauerte es doch bis in den Dezember hinein, ehe die Nachricht 
davon Dun-Echt erreichte, und dann trat schlechtes Wetter ein, welches die 
Beobachtungen bis zum 2. Januar 1877 verhinderte, also bis zu einer Zeit, wo 
der Stern schon wieder 7. Grösse war. Von diesem Momente an wurden 
dann die Beobachtungen bis zur Mitte des folgenden Monats so regelmässig 
angestellt, als das Wetter dies nur immer gestattete. 

Unter der Voraussetzung, dass ein dem unbewaffneten Auge schon un- 
sichtbarer Stern keine grosse Dispersion seines Lichtes im Spektroskope er- 
tragen könne, wurde die erste Reihe von Beobachtungen ausschliesslich mit 
einem Vogelschen Spektroskop angestellt, und es unterliegt kaum einem 
Zweifel, dass sich dieses Instrument in hohem Grade eignet, um die 
schwächeren Teile des Spektrums zu zeigen, während es anderseits zur 
Messung der Wellenlängen der stärkeren Linien nicht gerade am brauch- 
barsten ist. Die Lichtabnahme des Sterns zusammen mit der hinderlicher 
werdenden Abenddämmerung setzten den Beobachtungen am 16. Februar ein 
Ziel, und der Stern wurde erst wiedergesehen am 2. Septbr 1877, als er 
10.5 Gr. war und der Augenschein sofort zeigte, dass sein Spektrum auf 
eine einzige Linie reduziert sei. Spektroskopische Beobachtungen dieser 
Linie wurden am 2. und 3. Sept., sowie am 10. Oktober angestellt, ausser- 
dem wurde der Stern noch gelegentlich betrachtet. Gegen Ende Oktober 
wurde derselbe so schwach, dass die Möglichkeit seines vollständigen Ver- 
schwindens vorlag und deshalb erschien es wünschenswert, eine genaue Karte 
aller umgebenden schwachen Sterne zu besitzen. Deshalb wurden auf der 
Sternwarte zu Dun-Echt vom 29. Oktober 1877 bis zum 24. März 1882 in 
38 Nächten die umliegenden Sterne durch Distanz- und Positionsmessungen 
mit der Nova verbunden. Auf diese Weise entstand eine Karte, welche 
innerhalb eines Radius von 7 1 /*' um den neuen Stern jeden im 15 zolligen 
Refraktor zu Dun-Echt noch eben messbaren Stern enthält, daneben noch 
12 andere Sterne, die etwas " ausserhalb jenes Kreises stehen. Hervorzu- 
heben ist, dass ein sehr schwaches Sternchen — wahrscheinlich 15 Gr. — 
nahe bei der Nova steht, nämlich in 19.1" Distanz und dem Positionswinkel 
von 314.2°. Eine oberflächliche Untersuchung könnte, im Fall der neue 
Stern völlig verschwände, jenen Stern für diesen nehmen. 

Als HeiT Ralph Copeland den Stern am 2. Sept 1877 wieder sah, er- 
schien er entschieden bläulich, besonders wenn er mit dem rötlichen Stern 
42° 4184 der Bonner Durchmusterung verglichen wurde, der ihm 25" vor- 
aufgeht. Am 3. Sept. fand sich die Wellenlänge der hellen Linie im 
Spektrum des Sterns, im Mittel zu 499.3 milliontel Millimeter. Sept ö 
zeigte das Spektrum bei Untersuchung mit dem grossen Grubbschen Spek- 
troskop Spmeu von einer oder zwei schwachen Linien unmittelbar neben der 
Hauptlinie nach Violett zu. Der Stern zeigte an 380facher Vergrößerung 
kein so scharf begrenztes Bild als andere benachbarte Sterne. 

Oktober 1 wurde die Nova mit dem Vogelschen Spektroskope sehr auf- 
merksam von Lord Lindsay, Copeland und Lohse untersucht, um Spuren 



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eiues kontinuierlichen Spektrums zu entdecken, aber nichts dieser Art war 
sichtbar. 

Am 10. Oktober bemerkte Lord Lindsay mit demselben Spektroskop, 
dass das Licht der Nova mehr ausgebreitet sei. Die Untersuchung mit dem 
Vogelschen Spektroskop zeigte nun zwei Linien unmittelbar aneinander, 
jedoch durch einen dunklen Strich getrennt, ausserdem noch eine sehr 
schwache Linie. Die Messungen ergaben folgende Wellenlängen für diese 
drei Linien: 499.5, 492.2, 491.8 milliontel Millimeter. Der Stern war 
12 Gr. Am 18. Oktober erschien die Nova in einem Vogelschen Spektro- 
skope genau wie ein Stern in einem gewöhnlichen Okulare. 

Am 1. Juni 1878 zeigte der Stern eine kleine Scheibe mit sanftem 
Rande; seine Helligkeit wurde 10 Gr. geschätzt; auch am 17. August er- 
schien er wieder als Scheibchen, dessen Rand weniger hell war als die Mitte, 
das Ganze einem Sterne 10.8 Gr. gleich. Von da ab nahm der Stern mit 
kleinen Schwankungen an Helligkeit immer mehr ab und erschien am 
24. März 1882, von wo die letzte Beobachtung datiert, 14. Grösse. 

Im ganzen wurden 7 Linien im Spektrum der Nova ' gemessen. Von 
diesen gehören 1 — 4 sicherlich und 7 wahrscheinlich dem Wasserstoff an; 
Linie 3 (502.3 m mm W. L.) fällt zusammen mit der hellsten Linie der 
Gasnebel und Linie 2 (577 5 m mm W. L.) korrespondiert, wie schon 1877 
vermutet wurde, mit einer der hellen Linien in den Spektren der 3 bemerkens- 
werten Sterne im Schwan, auf die zuerst Wolff aufmerksam gemacht hat. 
Dies wird ferner unterstützt durch den Umstand, dass auch die Linie 5 
(463.5 m mm W. L.) mit einer hellen Baude in den Spektren dieser Sterne 
zusammenfällt. Noch ist bemerkenswert, dass eine Linie von ungefähr dem 
gleichen Grade der Brechbarkeit im Spektrum verschiedener planetarischer 
Nebel gefunden wird; die Linie 7 (437.6 m mm) erscheint endlich auch im 
Spektrum des grossen Oriounebels. 

Die merkwürdige Thatsache, dass das ganze komplizierte Spektrum, 
welches die Nova gegen Ende 1876 und anfangs 1877 zeigte, im Laufe von 
8 bis 9 Monaten auf eine einzige, nur von den geringsten Spuren eines kon- 
tinuierlichen Spektrums begleitete Linie reduziert wurde, zeigt also einen 
Fall, in welchem ein Stern das Aussehen eines sehr kleinen planetarischen 
Nebels augenommpu hat. Wirklich würde kein Beobachter, der das Objekt 
in seinem jetzigen Zustande auffände und es durch ein Prisma untersuchte, 
zögern, zu erklären, dass es den Charakter eiues Nebels zeige. 



Ein neuer grosser Komet in der Nähe der Sonne. 

Herr Cruls in Rio Janeiro hat am 11. Sept. einen Kometen in Rekta- 
scension 9 h 48 m , Deklination — 2° 1' aufgefunden, der den blossem Auge 
sichtbar war und den er anfangs für den rückkehrenden Kometen, den Pond 1812 
entdeckte, hielt. Herr Sowza Pinto hat denselben Kometen am 17. Septbr. 
zu Coimbra nahe bei der Sonne aufgefunden und beschreibt ihn als sehr 
glänzend, aber rasch an Glanz abnehmend. 

Auf der von Herrn Bischoffsheim gegründeten grossen Sternwarte zu 

83* 



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Nizza ist derselbe Komet der Aufmerksamkeit des Herrn Thollon nicht ent- 
gangen. l)ieser Astronom sah den Kometen dort am 18. Sept. mittags 3° 
östlich von der Sonne und hat ihn auch gleich spektroskopisch beobachtet. 
Der Kern zeigte ein sehr glänzendes kontinuierliches Spektrum, das gegen 
Violett hin sehr ausgedehnt war. Merkwürdigerweise zeigten, wie beim 
Kometen Wells, Koma und Kern die gelbe Xatriuinliuie sehr hell, doppelt 
und etwas gegen Kot hin verschoben. Diese Erscheinung der hellen Natrium- 
Ii nie spricht offenbar sehr zu Gunsten der Hypothese des Hern» Hasselberg*), 
wonach bei grosser Nähe des Kometen bei der Sonne, unter dem Eiuflusse 
der Sonnenhitze das iu dem Kometen enthaltene Natrium verdampft, 
wahrend die beobachteten Licht- und Spektralerscheinuugen hauptsächlich 
durch elektrische Entladungen in dem Kometen hervorgerufen werden. Was 
aber mindestens ebenso interessant als das Auftreten der gelben Linie, ist 
der Umstand, dass wähi-eud kurzer Zeit 3 Kometen in der unmittelbaren 
Nähe der Sonne gefunden worden sind, nämlich der Komet Wells, der am 
17. Mai gelegentlich der totalen Sonueufiusternis in Ägypten gesehene und 
der neue Komet Cruls. Dass man es hierbei nicht mit einem Zufalle zu 
thun hat, beweist der Umstand, dass häutig kurz nacheinander Kometen 
entdeckt werden, deren allgemeine Bahnlagen grosse Ähnlichkeit mitein- 
ander besitzen, wenngleich bisweilen die Richtung der Bewegung entgegen- 
gesetzt ist. Man vergleiche beispielsweise die Kometen vom Juni und Sept. 
1881, vom April und Sept. 1877, Oktober und August 1874, Septbr. und 
Oktober 1873, Mai und November 1867, die beiden Kometen deren Perihel 
in den Januar 1860 fiel, die beiden vom April 1863, die beiden vom 
Juni 1861, die vom Sept. und Juni 1857, vom August uud November 1857, 
vom M:irz und Juni 1854, vom Sept. und Okt. 1853, vom Nov. 1847 und 
Sept. 1848, die beiden vom Juni 1846, vom März uud November 1840, 
vom April und Oktober 1826, vom Juli und Oktober 1822, vom Febrnar 
und Dezember 1818. In diesen Beispielen, die sich vermehren Hessen, wird 
man zwar keine Übereinstimmung der Bahnen, wohl aber eiue Verwandt- 
schaft derselben zu einander erkennen, die bei dem häufigen Vorkommen der 
Erscheinung jeden Gedanken an Zufall völlig aussehliesst. Vielleicht hat 
die Art und Weise des Suchens nach neuen Kometen einigen Einfluss auf 
diese paarweise Ähnlichkeit der Bahnen nahe gleichzeitig in Sicht tretender 
Kometen; schwerlich aber erklärt sie die Erscheinung ausreichend. Merk- 
würdig ist es, dass bis jetzt noch von keiner Seite auf die vorstehend be- 
zeichnete Bah n Verwandtschaft nahe gleichzeitig zum Perihel kom- 
mender Kometen hingewiesen worden ist.**) p r . Klein. 



Vermischte Nachrichten. 

Der grosse Refraktor zu Princeton (New-Jersey). Das Observatorium 
Halsted zu Princeton, bekannt durch die dort angestellten Sonnenbeobach- 
tungen des Professor Youug, besitzt gegenwärtig den fünftgrössten Refraktor 
der Welt und den drittgrössten der Vereinigten Staaten. Es ist ein Äqua- 

*) Sirius 1*82. S. 210 

**) Kben trifft übrigens die Nachricht ein. dass Herr Schmidt in Athen ganz nahe 
hei dem gegenwärtig sichtbaren grossen Kometen noch einen kleinen aufgefunden hat. 
Nähere» wird wohl bald bekannt werden. 



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— 265 — 

torial von 23 engl. Zoll (575 Millim.) Objektivdurcbmesser und 9 Meter 
Brennweite. Die Glasscheiben wurden von Feil in Paris geliefert, während 
Alvan Clark den Schliff und die Konstruktion des Fernrohrs besorgte. Das 
Instrument ist etwas kleiner als jenes zu Washington, bietet aber in seiner 
Montierung eine grössere Stabilität und für den Beobachter mehr Be- 
quemlichkeit. Alle Bewegungen können ausgeführt werden, ohne dass der 
Beobachter sein Auge vom Okular wegzuziehen braucht Die Objektivkon- 
struktion weicht von den bisherigen dadurch ab, dass d\e beiden Linsen aus 
Krön- und Fliatglas 15 Centimeter von einander entfernt stehen, damit die 
Luft frei zwischen ihnen zirkulieren kann und Reflexe der Oberflächen, 
welche bei vielen grossen Instrumenten falsche Bilder erzeugen, vermieden 
werden. Was die Krümmungen der Linsen anbelangt, so weichen auch 
diese von den gebräuchlichen ab und haben vielmehr eine gewisse Ähnlich- 
keit mit dem von Gauss berechneten Objektiv. Die chromatische und 
sphärische Abweichung sind angeblich beide völlig gehoben, und die Definition 
ungewöhnlich gross. Der Refraktor ist vorzugsweise zu spektroskopischen 
Beobachtungen bestimmt und mit einem mächtigen Spektroskope nach 
Christie versehen. Die gesamten Kosten des herrlichen Instrumentes be- 
liefen sich auf 26 000 Dollars (104 000 Mark); sie sind, wie dies in Nord- 
amerika sozusagen gebräuchlich ist, von einigen Freunden der Astronomie 
zusammengebracht worden, von den Herren Robert Bonner, R. Stuart und 
anderen. 

Die Kuppel, unter der das Äquatorial Aufstellung gefunden hat, wird 
durch eine Gasmaschine bewegt, die gleichzeitig dazu dient, die elektrische 
Beleuchtung zu erzeugen. 

Ein neues prächtiges Observatorium hat Herr Warner zu Rochester N. Y. 
gegründet. Dasselbe hat unter Leitung des Herrn Lewis Swift im Mai 
seine Thätigkeit begonnen. Hauptinstrument ist ein Clark-Refraktor von 
16 engl. Zoll Öffnung. Bis dahin hatte Herr Swift unter den denkbar un- 
günstigsten Umständen seine Beobachtungen angestellt, nämlich auf einer 
grossen Mühle, unter freiem Himmel, ohne Sternkarten, Messapparate, Uhr 
oder sonstige Hilfsmittel, nur mit einem Kometensucher versehen und da- 
bei eine halbe engl. Meile von seiner Wohnung entfernt. 

Eine kleine Sternwarte soll in Besancon gegründet werden und zwar auf 
Veranlassung des Bureau des Longitudes in Paris. Bereits ist in der Nähe 
jener Stadt provisorisch ein kleines Beobachtungshaus erbaut worden, und 
ebenso hat man den Längenunterschied desselben mit Paris bestimmt. Der- 
selbe ergab sich zu 14 m 36.505". 

Neue kleine Planeten. Herr Prosper Henry zu Paris hat am 12. Aug. 
einen neuen Planeten (227) entdeckt. Derselbe ist 12.5 Grösse und stand 
damals in a 22 h l ra 6 — 13° 35'. 

Am 19. August entdeckte Herr S. Palisa in Wien ebenfalls einen 
neuen Planeteu (228) 12.5 Gr. in « 22 h 5 m d— 10° 3', sowie am 22. Aug. 
einen anderen (229) 12.5 Gr. in « 22" 18 ni , 6 — 13« 4P. 

Am 28. Juli vermisste Herr Dr. de Ball auf der Sternwarte des 
Kammerherrn von Bülow zu Bothkamp den Vergleichstern der Bonner 
Durchmusterung -j- 8° 48 99, der als 9.5 Gr. angegeben ist. Am 13. Aug. 
sah er an dem Orte desselben ein ungemein schwaches Sternchen, das an 
der Grenze der Sichtbarkeit für den 11 zolligen Refraktor stand. Es handelt 



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— 266 



sich also wahrscheinlich am einen neuen Veränderlichen. Als nun Herr 
de Ball am 3. Sept. die betreifende Stelle nochmals revidierte, fand er nahe 
dabei einen Stern 9.5 Gr., den er für einen, wegen seiner Helligkeit längst 
bekannten kleinen Planeten hielt Thatsächlicb ist der Planet jedoch damals 
zum ersten Male entdeckt worden und erhält die Nummer 230. 

Am 10. Sept. hat Herr Palisa in Wien den 231. Planetoiden aufge- 
funden, als Sternchen 12.5 Gr. in 23 b 48* Rekt. und — 1« 12' Dekli. 



Bei der Redaktion eingelaufene Schriften: 

Dr. Kobold, Klinkerfues'scbe Konstanten zur Reduktion auf den schein- 
baren Ort 1883. 

Dr. W. Meyer, Memoire sur la grande comete australe de mois de 
Fevrier 1880. Geneve 1882. 

Andre* und Angot, Die Ursachen des schwarzen Bandes bei den Vorüber- 
gängen der Venus. Von Dr. Weinek. 

Burnham, A New Method of Bright-Wire Illumination for Position 
Micrometers. 

Lindemann, Zur Beurteilung der Veränderlichkeit roter Sterne. Peters- 
burg 1882. 

Publikationen der k. Universitäts- Sternwarte zu Leipzig, f. Heft 
Leipzig 1882. 

Beobachtungen angestellt am astrophysikalischen Observatorium in 

O'Gyalla. Vierter Baud. Halle 1882. 
Van de Sande Bakhuyzen, Schröters areographische Beiträge. Leiden 1881. 



Ein vierzollig-er Refraktor von Reinfelder & Hertel, mit 
Sucher und 7 Okularen völlig neu, von Herrn Dr. Klein geprüft und aus- 
gezeichnet befunden, steht Verhältnisse halber, mit oder ohne Stativ, billig zu 
verkaufen. Eventuell auch Ratenzahlung genehm. 

Gefl. portofreie Offerten besorgt die Verlagsbuchhandlung von Karl Scholtze 
in Leipzig. 

Ein 4ztflHg. Refraktor — Ohne Stattf — von Dr. Hugo Schröder, 
noch so gut wie ueu, aasgestattet mit Sucher und sechs Okularen, 
soll wegen Mangel an geeignetem Aufstellungsraum für den sehr niedrigen 
Preis vor Mark 650 abgegeben werden. 

Nähere Auskunft erteilt gegen Beifügung von Retourmarke 

Alfred Andrioh in Loschwitz bei Dresden. 



Alle ftir die Redaktion des Sirius" 1 bestimmten Zuschriften etc. sind an Hrn. Dr. 
Herrn. J. Klein in Köln a/Rh. zu richten, während Abonnements jede Buchhandlung, sowie 
die Verlagshandlung von Karl Scholtze in Leipzig, Emilienstrasse 10 entgegen nimmt. 



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Stel 


Hang 


der Jupitermonde 


im Januar 


1883 um ll h mittl. Greenw. Zeit 






Phasen der Verfinsterungen. 




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17 30 23-5 


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17 57 11 4 


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25 


17 20 12 27 


18 26 28 6 


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17 37 34 53 


-18 54 43-2 


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18 51 49-41 


23 44 20-8 


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19 8 27 00 


23 22 53-7 


23 


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19 25 2 10 


22 54 54 5 


23 


27 


25 


19 41 33 15 


22 20 29 9 


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11 36 
11 36 
11 35 

2 56 
2 56 



Saturn. 

14 17 +15 25 
43 45 15 26 
57 68 +15 30 

Uranus. 

37-36 j + 3 23 
4 07 1 3 27 
12 46 + 3 33 

Neptun 

41-47 +14 56 53-6 
23.20 +14 56 19-9 

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26-8 
214 
21 2 

6-9 
68 
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Mondphasen. 


Januar 


1 


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Letztes Viertel. 


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Neumond. 


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12 


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Mond in Erdnähe. 




15 


13 


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Erstes Viertel. 


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9 1 


Vollmond. 


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8 




Mond in Erdferne. 


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30 


23 


202 


Letztes Viertel. 



Sternbedeekungen durch deu Moud für Berlin 1883. 



Monat 




Grösse 



Eintritt 



Austritt 







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258 


19 


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4 


233 


5 


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9 


122 


10 


28 


55 


16 


121 


17 


343 



Verfinsterungen der Jupitermonde 1883. 

(Austritt aus dem Schatten.) 



Januar 



1. Mond. 



6. 

9. 
11. 
13. 
18. 
20. 
22. 



25. 
27. 
29. 



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18 

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11 



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39 5 
30 5 
158 
500 
369 
31-9 
16-2 
48 
14 

Lage und Grösse des Saturnringes 

Grosse Achse der Ringellipse : 42 85" 
Erhöhung»winkel der Erde über der Ringebene 22" 20 6' südl. 

Mittlere Schiefe der Ekliptik Januar 20. 23 u 27' 1009" 

Scheinbare , „ „ 23" 27' 9 53" 

Halbmesser der Sonne ,. „ 16' 16 7" 
Parallaehse .. 8 99'* 

Planetenkonstellationen. Januar u. u>> Sonne in der Erdnähe 



47 m 
44 
13 
42 

8 
37 

6 

4 
33 

2 



Januar 



1. 

8. 
12. 
15. 
19. 

26. 



. Mond 
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15 
4 

18. 

7. 
10. 



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41 

59 
16 
34 
10 



525 * 
21 4 
45 
498 
334 
14 



Januar 20. 



(nach Bessel). 

: kleine. Achse 16.29". 



in grösster südl. heliozentrischer Breite. Jun. 5. 21 h Venus 



Jan. 2. 15 h Venus 
mit dem Monde in Konj. 



in K'ktaszensioii. Jan. 8. 5»» Mars mit dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. 
Jan. 9. 81» Venus in der Sonnennähe. Jan. 10. 1" Merkur mit dem Monde in Kouj. 
in Rektaszension. Jan. 12. 22 h Venus im grössten Glänze. Jan. 17. 2^ Neptun mit 
dem Monde in Konjunktion in Rektaszension. Jan. 17. 8»« Saturn mit dem Monde in 
Konj. in Rektaszension. Jan. 19. 1 7*» Jupiter mit dem Monde in Konjunktion in 
Rektaszension. Jan. 20 21h Saturn wir»! stationär. Jan. 20. 231» Merkui in grösster 
östlicher Elongatiou. 18° 36'. Jan. 21 15 1 » Merkur im aufsteigenden Kuoten. Jan. 26. 
5»» Merkur in der Sonnennähe. Jan. 26. 10'' Neptun stationär. Jan. 27. 1° Merkur 
stationär. Jan. 27. 2' 1 Uranus mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. Jan. 31. 
lO»» Venus i u grösster nördl. heliozentrischer Breite. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 



Druck Ton Beck * Scliirmer in Leipzig. 



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SIRIUS-BEILAGE N? 11. (1882) 



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Karte clor Sterne in der l'mcebuni von Schmidt s Nova fyjiii 1878 



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Inhalt de« XII. Bande*: 

l'UynUche Beobachtungen de* Harn in demen Krdnil.« m:: u i « 

v "i ""i K "' * i. .i V»"?;*",'" 

1 "intituti..n der Kometen -Schweifa s ?U - w.T. . , i l. , 1 308 Leber Al * wahr« heiulh l„. 
- Noti. »r MunJtopogril," s »48 1 U.Ur Ii. ''r^^ 0 »* J " M^kr.ter. Hyginu. N. S. 236 
t-Ule Sonuenllnsterni,* , ' J^t isnO 8 -5« ? Von L. Trouralot" 8. 24«. I),. 

•lftr Dinjj»f« auf .1er Sonne. H. 282. •^■w»nn«n. >. _<.j. Keobarbtungen ablOrbiran 

Vermhiehte Nachrichten: «. 19. »0. |&. »117 141 Ifi2 l«7 on , . 

9. N, « 7.'. t»C. 120. 144. 169. 192. 21«. >4„ V.« - iji n "« l ^ * ^ ' P, »»^«»t»»»'>if 

143 167. IM. 21&. 23«. 203. 287. SU,lRB « .'uuiternmond.1 S. 28. 47. 71. BS. II - 

12 Lithograph. Beilagen, darunter -In* Doppel TaftL 



Inhalt lies XIII. Randes: 

* l«. - Fntdeckung an«! Beobachtung eine< neuen ilM-Niibnu " "? lu i?iV" •^"r*^ Jnl ""- 
jungen in dem S. bweife ,on Coggi.*. KomZ! f 3 7 ? 27 - ^ 

Him»eV , ' ^7 ^'. U r '^-^-ti.-1-nngen für 147« Fi»U,rne. S. 30 " ^XtlS-tS 



r von J? Norman UcV^T KiU JE? JSffiS ^ £ *>r 
nf.ll ru Guadenfrui in Sehle„ie„. S. fij «L~lS neriod £ h »*rÄr k" "ÄS t * 7,J " " 
rn-Beobachtnnjren S it« in« i-<» ui . .? f' er "" J, * rn veränderlicher Nebelfleck. H. «2. — 
w -n E V " ~ 1 bologranhien der Steiu-Sneeln M Iis tj wt.kTlJTl 



/u Wajshiriirtün t? Vvi m! 7 ,nne - o. 142. — Beobachtungen do.« Mnn 1877 im M/nJlk^n ltofrnr'i..r 

Snn. " n \ ul 18» I?H 'T" "V 0 »«»«««« Fernrohre. Von Dr. UennannS. Klein 8 17 

b4K>b04:btnag. Von Dr Hermann I Kl?.?» I ,m 'i- V- L ~ t^nrohro für Freunde der Himmel.. 
r Sonnenden" Ü'Ö yon ^Januer tl^iEYÄ' "Ä" ^ k"' • 3 ?' ~ ^^ tu -f» 

FaH,«, »nd Oröenen der .:om,,ononten binärer Sterne. S ?iS ^- P,nÄ.f i, _ C Ä""' •% I T l " C ^?. <,, ; n 

tl, r „g der Lageder LSUÄSK. ^^ÄSTSf ä J* f '- ,, ;- t,,r 
" SmbTJr m,U * r 8 |*E!~?« « ^-^urg entdeckte 

Ä « ^^r^^-^«;;^ 8 - .>i^ no,,|,e. ; ternmV.nn^* ,, r. Ä ^ 

■ ?»•*»- ««I nngrenxllen liÄtfhwÄ^ tWmf ,ä ' J ' M " 1818 

!ÄuÄ ! ,S ,7: !;, ,M ; ™T j.,i,.r. 

(i. 200. 223. 244. 2(0. " Ö7 ' PI«netenHtellnng : 8. 24. 14. ob. 88. 10s. i : » 



14?. 17ti. 200. 223. 244. '2«8. 

12 T.ithogrnpb. Beilagen. 



Di« XVrhipl.ainllniiK besitzt nodi Kxeiuplare von Hand J-IX des Sruvn Fuhr.- 
um! liefert «eil* pro Band ,.u in Mark. Lei non- Deelen 75 



Inhalt I- s \1\ Bandes; 



'/ \»ouiur*u der M«r«uUi rtu< U«- S 1 — Die Kolatiou .Im Jupiter. * 2. — Satarn und * 
. \t<"'-'i" ■' -■ ' >'•' r ' ■■' 1 ~ H BahnbMtirnniiuiK wrier an Ii. *»v 

p ' in,,« nal den anjrTenxeudeu Laadern beobachteten l'euerlugrln. Schln*.*.) 8. II. r . 
, ["„"' " ...u-h, ...... Ri ..;«.. ek« ,i . - |<i I-..-J 1'iH ITH 271. - Metzln be r.rapti«»» 

'•' « m M luli 8 — Du* Speetnim de« Magnesium* und die t onst, Intimi der Mmne t 

?' J ."* _ j, it .' phyiNrbe I.ibralion de* Monde». S. »'.4. — Die Uut«r»ncbung «phan.ch« 

ili^beT und d<<r I.< i^iiH|TsribigkMt toij Fernrohren. S. 41. — MeM*ungen de* HorWonUldanbui«» 
Subb« auf der <teraw»ite *u .'«mpidoglio xu Koni iu den Jahreu 1«7S und IS. 9. 49. »• r * l |' 1 
r t Mi»ndoüe»Hl<-lie und ihr neuester Leugner. Von Dr. Herrn. J. Klein. S.W. — Neuere ''B»* 1 * 
r» .. V T,„ Am» Doruater t aUtors VmB 8. M. Burnham. 8. 7:). — Profewor II. \ogele 2 
M üKpp»iiicrof n uu ..-Wm?«»!, * "Ii ISeuhaohtuuiren über du« Zodiakal-LIi bt S. Hl . — Lateran 
" '.' " d? "SSm »er hXi<<« d~ Meie...iten Orgueil in Frankreich am 14. Mai 1*W. V,n 0 t 
" ,,r ,«i K«n hundertiitiris-en i.«dnrbtninB der Auffindung de«« Planeten 1 rauu». S. 

»• . Ä«!HiHSit klarerer FerBröbre Von Oberlehrer W. Krüger 8.97. 1 70. - 

-ludie betreffend die Leistungsfähigkeit kleinerer rernroure >uu „mtitu 

die WirLnac der ^nit-atiltelMkopB und Itefruetoreii. Nun F.Wagner. S. W. l-v>. - '<ur . 1, 
, 8 104 - Daretelluf.gen tob S-nnentlecken - Gruppen. 8. 121. - Beohmbluag einee UM 
»Urne« in. Bilde de. kleine« Hunden. S. IM. - AatrvBomiecheH aus Amer . ,ka ,,r - t J 

E U > Die Kometen dea Jahre« Ivk> und über Kometenbe .bachtungen im AUgeme i ... Von 
Hemels S. 149. — Die Reibung durch l.bbe und Flutb nnd die Lntwickelang de» 0,jan rJV;£™ \ ~L. 
Die Privaüternwarte r.u Plun-k. 8. 10». - Di« starken VergrA^ernngen in der prafciiacnen 
\ m «' Fievex 8 172 — Di« «cbwacben Sterae xwitcben r und f Lyra«. >on in. Mein, n 
Sa««tr»aaopi«eli« l'BteMUcbungen der Kix»tern»«.wegungen. S 1S1 - lieber die 

' dlr Saaaa ü IM - AMronum'iK he Doppal- Fernrohre. S. 193. - Weitere lleob.chtuBgen de* 
K len \ ISH1 ' S 198 — VaaBabeobachtaagea xnr F.rmittlung der Suiinenpajall«xe. s. W», — 
w 'egu P ng«v,rh4ltni S .e in den, dreifachen UterB.ynte.u f im Kreb«. 8. 204. 230. - Der Marrur.-Darchj 
Not 7 8.207. Im- F.tna- Observatorium. 8. 217. - Die 'Ihatigkeit den Dearboin-f .!«« r ^ 
i Liciir.. ** "IS — SrliiapareUi* neu« Beobaehtnngen über die Kotalionsajte unn u»e i»v «;ra| 
Planeten Xara w'ihrend der Oppo.ition 1879 bi« 1880. 8 222 - Weitere Beachtung de« gr-> 
iuetea b 18HI 8 ">°ä - KitliHelhafle »chwarxe Punkte auf und Lei dem Kinggebirge ».operni.i • 
Vierfach« Sterne.* "Von S W B.unhau.. 8. 232. - Die V ,, ™* t £?"**£l*? L \. n „ Veiiler 
Bemerkuugon de» Herrn K. NelaoB Ober NondbeobacKtungea S. 244. — «»CI.WM» 
M,ndkarte Von J. F. Jul. Schmidt. 8. 245. - 8partro.*»p..cb« Beratung«, da« Kon el*a h 
j ut-_-«-. r»«i m Hi iMsel 8 247. — 8pectr"BC0[<ivhe Heobachtungen ae» rtorueien n ir»->i . » U »."J 
JSfSEÄ"«^ ^oÄatoriS. I" 8.V- Die partielle MondOn.ternu, 16.S1. Der u 

_ Ueber den Farbenweclwel tob « nraae majori«. S. 2YI. - Beobachtangeu über den \ m 
Houoentbitigkeit. ä. »I. - Die duaklea n«ke im Innern der Wallebene de* Al|.bo««a ,uf ... 
Vob Dr. Hern,. J. KleiB. 8. 2tU. - Kiflige BemerkuBgea «nr MondL-pographie. toB Dr. A v. Bt. 
ia Paalo. 8. J<>8. — Nochmals die schwachen 8terne xwi»chen f und .1 Lyra*. 8. 2i0. 

Venniscbte N.ohric.hUn : 8. Sl. 40. M. 90. I14. 138. IM. 187 208 23Ö. 2M. 27«. - Pl.aa^l 
S "4 4 ™ 72. 96. 120. 144. IM. 1*2 . 210. 240. 260. 280. - Stellung der Jupiternaaund« : - I 
143. 167. 191. 21.'». 23'». 269. 

12 L'aliugrapii. BaUafaa. 



|>or riit- rz- iihuft,- »».'.stallt bkrmit durch die BuchhÄnrllatiR: 



Sirius. Zeitschrift für populäre Astronomie für LS82, 

a... N F 1 II. IN IV. V. VI VJl VIII IX IM. ä m M 
Verl«»K von Karl Boholt2t> in LoipziR. — 

Ort, Strasse nnd Vat*m: A'«""^ «'"' ^ rfr « 



in 



SIRIUS 

Zeitschrift für populäre Astronomie. 

Zmlnlorgai tiir atk foufc umt Förderer iler Hiwwt$kn4e, 

Herans/gegebcs unter Mitwirkung 
hervorragender Faohm&nner mitl astronomischer Schriftsteller. 

Redaktion: Dr. Hermann J. Klein in Knln. 

XV. Jahrgang (1882), 

Monat Holl l l teil ■ 

— Preis des ganzen J.ihrganires 10 Mark. — 

~ Kinzehif Seinesie. können nicht abgegeben werden. ~ 



Urteile der Presse: 

Daheim 1881, No. 41 sagt: Die Sternkunde hat vor den meisten anderen Wissen- 
schaften «las voraus, dass ihre Ergebnisse in besonders hohem Grade das Interesse des 
realen erregen. In der That üben die Wumler des Iliinuiels einen eigentümlichen Reil 
.ml jedes empfängliche Gemflt aus, und wer sich in sie verbukt, wird gleichsam mit 
magischer Gewalt gefesselt. Die Zahl begeisterter Freunde der üinuuelskund e ist daher 
eine verhältnismässig sehr grosse, und besonders in England und Nordamerika finden wir 
zahlreiche Gebildete, die nicht allein durch Lektüre, sundein auch mit Hilfe guter Fern- 
gläser den Sternenhimmel bereisen. In Deutschland bildet obige Monatsschrift „Siriu 
das Zentralorgan für die Freunde der Himmelskunde. Regelmässig berichtet sie über 
stte interessanten, neuen Fortschritte, macht auf alles aufmerksam, was der Freund der 
Sternkuudo zeitweilig am Himmel nachsehen kanu und bringt in Photographien und 
l'.ubigen Tafelu herrliche Darstellungen von Mondlandschaften, Sonneneruptionen, Stern- 
grnppen, Nebelflecken. Instrumenten etc. Unter dem Einflüsse der obigen Zeitschrift 
hat sieh in den letzten Jahren besonders die Anzahl derjenigen Freunde der Sternkunde 
irelche mit einem grösseren oder kleineren Fernrohre den Himmel durchmustern, bei im 
erheblich vermehrt. Möge dieser edle Sport immer mehr begeisterte Anhänger finden! 
Der Herausgeber des „Sirius". Dr. Klein, unser geehrter Mitarbeiter, ist seif Jahren 
bemüht, den Freunden der Himmelsknnde mit Rat und That zur Hand zu gehen und m 
s.dl denn seine schöno Zeitschrift besonders empfohlen sein! 

Hamb. Trlbllne vom 24. Oktbr. lssi sagt: Diese treffliche Fachzeitschrift 

beginnt demnächst in neuer Folge ihren zehnten Rand-. Allmonatlich erscheint I Heft 
• las Jahres -Abonnement beträgt nur lo M. Der „Sirius* 4 ist ein Wegweiser durch 
die grosse, blaue Himmelsdecke, welche sieh in majestätischer Pracht schembar Uber uns 
Wölbt, und bei heller Nacht einem Mantel des Allmächtigen gleicht, mit unzählbaren 
Diamanten besäet, wie es keinen besseren giebt, und empfehlen wir wiederholt diese 
Zeitschrift nicht nur allen mit der Himmels- uud Navigation*- Kunde sich Beschäf- 
tigenden, sondern dem gebildeten Publikum überhaupt, welches sich für eine wirklich 
populäre Astronomie interessirt. Der ..Sirius" wird von Dr. Hermann I Kh-in in K--ln 
redtghrt. 

Unter vielen anderen Urteih n »inen hier noch folgende genannt : 
Das Ausland l--t77 No. 14 Litter Merkur I. Bd. No. 12 - Prag Xt ' |,;, ; \t ■ ... 
Das neue Blatt l«7<; No 39 - Der Hausfreund IS77 X,."; 



ßand X. Neue Folge. 



12. Heft. 




Zeitschrift für populäre Astronomie. 



Zentralonan für alle Freunde noi Förderer ier HimmelsMe. 

Herausgegeben unter Mitwirkung 

hervorragender Fachmänner und astronomischer Schriftsteller 
von Dr. HERMANN J. KLEIN in Köln. 

„Wissen und Erkennen sind die Frende nnd die 
Dezember Ins .!. Berechtigung der Menschheit." Kosmos. 



Inhalt: Die Beobachtung des Venusdurchgangs durch die deutschen and nordamerikanischen Expeditionen. 
S. 260. — Schröters Beitrage cor genanern Kenntnis nnd Beurteilung de» Planeten Mars. (Schluss.) S. 279. — 
Der grosse Komet. S. 281. — Die Meteorsteine von Möcs. Von Eduard MO, S. 283. — Vermischte Nachrichten : 
Die sogenannte Ballsche Trennungsspalte auf dem Hinge des Baturn. 8. 289. — Abbildung des Kometen Cruls. 
8. 290. — Stellung der Jupitermonde im Februar 18811. 8. 291. - Planeten Stellung im Februar 1883. 8. 292. 



Die Beobachtung des Venusdurchgangs durch die deutschen 
und nordamerikanischen Expeditionen. 

c5 So ist denn der Tag herangenaht, welcher darüber entscheiden wird, 
ob die Vorübergänge der Venus vor der Sonnenscheibe den so lange be- 
haupteten, in der jüngsten Zeit etwas angezweifelten Ruhm behalten werden, 
das beste Mittel zur genauen Kenntnis der Sonnenentfernung zu liefern. 

Hoffen wir, dass die Beobachter von gutem Wetter begünstigt seien, 
und sehen wir uns inzwischen die Instruktionen an, welche die Vorschriften 
enthalten, nach denen sich die deutschen und nortlainerikauischen Expeditionen 
zu richten haben. Die Instruktion für die vier deutschen Expeditionen ist 
auszüglich in No. 2454 der „Astr. Nachr." erschienen, und Professor Auwers 
bemerkt dabei, dass er keinen Gruud gefuuden habe, wesentliche Veränderungen 
an den Vorschriften von 1874 vorzunehmeu. Der Schwerpunkt des deutschen 
Beobachtungsplanes ist auf die heliometrische Bestimmung des Abstandes 
des Venuszentrums vom Sonnenspektrum gelegt, und jode Expedition ist mit 
einem Fraunhoferschen Heliometer von 34 Linien Öffnung ausgerüstet (da- 
neben noch mit zwei t> füssigen Refraktoren). Die Anwendung anderer 
mikrometrischer Methoden hält Professor Auwers für ausgeschlossen, weil 
sie den fundamentalen Mangel der Kontakt-Methode, die scheinbaren Halb- 
messer nicht unmittelbar zu eliminieren, nur vollständig teilen, zudem aber 
mit viel zu grossen zufälligen — beziehungsweise für verschiedene In- 
strumente und Beobachter verschiedenen und nicht genau genug bestimm- 
baren Fehler behaftet bleiben würden. 

35 



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- 270 



Die genäherten geographischen Positionen der für 1882 ausgewählten 
Stationen sind: 

Geogr. Breite. Geogr. Länge. 

Hartford + 4 1 * 4ü'0 4 h 50 m 44 - W. v. Gr. 

Aiken +33 33 7 5 20 54 

Bahia Bianca —38 44 0 4 8 45 

Punta Arenas —53 9 7 4 43 32 

Für diese Positionen ergeben sich, einer von Herrn Dr. Peter mit den 
Daten der Le Verrierschen Tafeln ausgeführten Rechnung zufolge, die mitt- 
leren Ortszeiten der Berührungen wie folgt: 

Station Hartford. 

Eintritt. Äussere Berührung: Dez. 5 21 h ll ,u 43* 
Innere Berührung: 21 32 44 

Austritt. Innere Berührung: Dez. 0 2 54 33 
Äussere Berühruug: 3 15 55 

Station Aiken. 

Eintritt Äussere Berührung: Dez. 5 20 11 35 ■ 20" 

Innere Berührung: 20 50 24 

Austritt. Innere Berührung: Dez. 0 2 10 0 

Äussere Berührung: 2 40 0 

Station Bahia Bianca. 

Eintritt. Äussere Berührung: Dez. 5 21 h 40"' 1* 
Innere Berührung: 22 0 10 

Austritt. Innere Berührung: Dez. 0 3 40 37 
Äussere Berührung: 4 1 1 

Station Punta Arenas. 

Eintritt. Äussere Berührung: Dez. 5 21 h 0"' 40- 
Innere Berührung: 21 20 51 

Austritt. Innere Berührung: Dez. 0 3 7 54 
Äussere Berührung: 3 28 10 

Im Original sind auch die Korrektionen berücksichtigt, welche au diese 
Zeiten anzubringen sind, infolge der Korrektionen der bei der Rechnung an- 
genommenen Venusörter und scheinbaren Durchmesser der Sonne uud der 
Venus. Herr Prof. Auwers bemerkt, dass nach einem rohen I berschlage 
der wirkliche Eintritt voraussichtlich eine Minute später als nach den Le 
Verrierschen Elementen stattfinden werde. Der Positiouswinkel der ersten 
Berührungsstelle ist von N nach 0 gezählt nahe 145°. 

In der Instruktion (B) von 1874 heisst es bezüglich der Beobachtungen 
der Känderberühruug, wobei 

3i die erste äussere Känderberiihrung, 

ii die erste innere Känderberühruug, 

i, die zweite innere Käuderberührung, 

a 2 die zweite äussere Känderberühruug, 

bezeichnen : 



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— 271 — 



„Bei den inneren Ränderberühruugen sind zwei Momente zu beobachten, 
nämlich : 

bei der ersten inneren Berührung als Nebenmoment die scheinbare 

Ränderberührung, 
alsdann als Hauptinoment das Zerreissen des Tropfens, 
bei der zweiten inneren Berührung zuerst als Hauptinoment die Bil- 
dung des Tropfens, 
alsdann als Nebenmoment die scheinbare Ränderberührung. 

Das Moment der inneren , scheinbaren Ränderberührung' ist nur durch 
Sehätzung aufzufassen, und dasjenige, in welchem eine geometrische Be- 
rührung stattrinden würde, wenn man sich das zwischen Venusrand und 
Sonnenrand bestehende schwarze Band fortdenkt. Bei der Beobachtung ist 
eine Sehätzung der Breite dieses Bandes im notierten Moment anzustellen, 
entweder indem geschätzt wird, wie viel Grade der Venus- Peripherie von 
dem Bande umfasst werden, oder iudem seine Breite in Teilen des (der ein- 
geschlossenen Chorde parallelen) Venusdurchmessers geschätzt wird. 

Das Moment des .Zerreissens des Tropfens' wird bestimmt durch eine 
merklich plötzliche Intensitäts Verminderung der Verbindung zwischen den 
Rändern, welche vor diesem Moment aus einem allmählich schmaler werden- 
den schwarzen Tropfen, nach demselben aus. einer anfänglich starken und 
ziemlich weit längs der Bänder verbreiteten, alsdann kontinuierlich verblassenden 
Trübung besteht. Bei uuruhigen Bildern erscheint der Tropfen in derselben 
nach dem Moment des Zerreissens noch kurze Zeit hindurch intermittierend. 

Das Moment der „Bildung des Tropfens" beim Austritt ist das der 
ersten Erscheinung eines ständigen, zuerst feinen, schwarzen Tropfens in der 
einige Zeit vorher beginnenden und allmählich zunehmenden Trübung (bei 
uuruhigen Bildern erscheint der Tropfen intermittierend etwas früher) und 
entspricht genau dem Moment des Zerreissens beim Eintritt, das Phänomen 
erfolgt ebenfalls ziemlich plötzlich, jedoch nicht vollkommen sowohl definiert 
wie der Übergang in entgegengesetzter Richtung beim Eintritt. 

Nach der Beobachtung des Nebenmoments beim Eintritt darf der 
Beobachter das Auge nicht vom Fernrohr abwenden, um etwa das Chrono- 
meter besonders abzulesen, damit nicht darüber das Hauptmoment verloren 
geht, sondern die Zeit ist ohne dies zu notieren. Nach der Beobachtung des 
Hauptmoments \ s dagegen ist das Chronometer sofort rasch abzulesen, um 
richtige Zeitnotierung zu verbürgen, und dann erst zur Beobachtung des 
Nebenmoments überzugehen. Weitere Nebenmomente sind bei den inneren 
Berührungen nur dann, behufs genauem Studiums der Erscheinung, zu be- 
obachten, wenn keinerlei Gefahr besteht, dass darüber die Beobachtung des 
Hauptmoments versäumt werden könnte. Es ist deshalb z. B. nicht zulässig, 
den contactus verus (d. h. eine Phase gleich der Erscheinung am Modell 
bei wahrer Berührung) zu beobachten, weil derselbe den präziser aufzufassenden, 
hier als Hauptmomente bezeichneten Phasen zu nahe liegt. — Nur wenn 
eins der hier für die Beobachtung zunächst vorgeschriebenen Momente verloren 
gehen sollte (wegen einer Störung oder aber auch weil die Erscheinung 
überhaupt nicht genau in der erwarteten Weise verlaufen möchte), sind 
andere demselben möglichst nahe kommende Momente zu beobachten." 

In dem Zusätze heisst es mit Bezug auf Vorstehendes: 

„Es ist nicht darauf zu rechnen, dass das Phäuomen der inneren Berührung 

35 - 



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— 272 



in der beschriebenen Weise verlaufen und die für die Beobachtung ausge- 
wählte Phase sich genau erkennen lassen werde. 

Bei dem Durchgang von 1874 ist auf den meisten Stationen eine 
Erleuchtung der Venus-Atmosphäre beobachtet, welche einen sehr störenden 
und erschwerenden Einfluss auf die Beobachtung ausgeübt hat Die beim 
Eintritt abnehmende, beim Austritt zunehmende Erleuchtung der unter dem 
Einfluss der Beugungs-Erscheinungen im einen Falle heller, im andern dunkler 
werdenden Kontaktstelle macht den Verlauf der Erscheinung so viel gleich- 
förmiger und kann nach den 1874er Erfahrungen die erwartete Diskontinuität 
an der kritischen Stelle so vollständig verdecken, dass ein einigermassen 
genau zu beobachtendes Moment nicht mehr übrig bleibt, 

Eine befriedigende Nachahmung dieser Störung am Modell ist nicht 
gelungen, so dass eine ganz genügende Vorbereitung der Beobachter auf die 
gestörte Erscheinung unmöglich ist. Ausserdem ist nicht vorherzusehen, in 
welcher Stärke die Störung im einzelnen Falle auftreten wird; einzelne 
Stationen haben dieselbe 1874 nur in geringem Masse empfunden, und es 
ist anzunehmen, dass die Sichtbarkeit der Venus-Atmosphäre in Gestalt eines 
leuchtenden Ringes wesentlich von der, möglicherweise au einer bestimmten 
Stelle schnell veränderlichen, Durchsichtigkeit derselben abhäugig ist. 

Etwas Besseres an die Stelle der Instruktion von 1874 zu setzen, scheint 
unter diesen Umständen unmöglich, und müssen unüberwindlicher Schwierig- 
keiten der Beobachtung halber die auf die Ränderberührung vordem gesetzten 
Hoffnungen definitiv weit herabgestimmt werden; dem Beobachter ist nur 
vorzuschreiben : 

am Modell sich mit Genauigkeit den Verlauf der Erscheinung, wie 
derselbe für sein Fernrohr und sein Auge sowohl bei Abwesenheit 
aller störenden Einflüsse, als modifiziert durch die Luftwallungen erfolgt, 
einzuprägen und sich auf präzise Auffassung des in § 1 der Instruktion 
von 1874 beschriebenen „Hauptrnoments" einzuüben; 

ferner am Modell sich, so gut als mit der unvollkommenen Nach- 
ahmung möglich, über den Einfluss. der Existenz eines leuchtenden Ringes 
auf den Verlauf des Phänomens zu orientieren; 

endlich auf Grund dieser Studien bei dem Durchgang entweder 
günstigen Falls die Zeit des „Hauptmoments", oder voraussichtlich not- 
gedrungen bestmöglich die Zeit zu notiereu, wo nach Ausdehnung und 
Form des Kontaktphäriomens und nach der Verteilung des Schattens 
innerhalb desselben das „Hauptmoment" eintreten würde, wenn die Störung 
durch den Ring dasselbe nicht verdeckte. — 

Ausser dem in der Instruktion von 1874 bezeichneten Nebenmoment 
„scheinbare Berührung" empfiehlt es sich noch ein zweites Moment zu be- 
obachten; bei dem Eintritt das Verschwinden, bei dem Austritt den Beginn 
der permanenten Trübung der Kontaktstelle. 

Beide Nebenmomente, „die scheinbare Berührung" sowohl wie die „letzte" 
bez. „erste permanente Trübung 14 haben fiir die Bestimmung der Parallaxe 
ganz und gar keinen unmittelbaren Wert, weil, übereinstimmend nach 
den Modellstudien und den Beobachtungen des wirklichen Phänomens von 
1 874, die Auffassungen dieser Phasen durch verschiedene Beobachter ganz und 
gar nicht gleichartig sind und auch nicht durch künstliche Reduktionen 
annähernd gleichartig gemacht werden können. Die Beobachtung jener Momente 



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— 273 — 



neben dem Hauptmoment hat aber das Interesse, die Amplitude des Kontakt- 
Phänomens für jeden Beobachter und damit — in Verbindung mit entsprechenden 
Modellbeobachtungen — eins der zur Beurteilung der Sicherheit der Haupt- 
beobachtung wünschenswerten Daten zu ergeben." 

Was die anzuwendenden Okulare anbelangt, so heisst es hierüber in § 
3 der Instruktion: 

„Zur Beobachtung der Kontakte sind im allgemeinen für Fernröhre 
mittlerer Dimensionen Okulare von etwa V* Zoll Äquivalent-Brennweite am 
meisten zu empfehlen. Sämtliche Fernröhre der Expeditionen sind mit 
solchen Okularen versehen, und kommen dieselben für die Beobachtung sämt- 
licher Kontakte zur Anwendung, ausgenommen bei dem Heliometer, an 
welchem die bei den Messungen zu benutzende starke Vergrösserung (welche 
bei den einzelnen Instrumenten etwas verschieden ist, 130 bis 160faeh) auch 
für die Kontaktbeobachtung beibehalten wird, und bei dem 2 l /2füssigen Fern- 
rohr, welches mit seiner stärkeren (OOfachen) Vergrösserung gebraucht wird. 

Der 6füssige Refraktor hat zwei halbzöllige Okulare, ein Huygbens'sches 
und ein Mikrometer-Okular. Das erstere wird angewandt, ausser wenn mit 
demselben die Fokalberichtigung zu unsicher ausfallen sollte (weil das wegen 
des Helioskops mit diesem Okulare fast ganz einzuschiebende Okular-Zugrohr 
sich nicht fein genug bewegen lassen könnte); in diesem Falle, oder wenn 
das Huyghens'sche Okular sonst unbrauchbar werden sollte, wird das Mikro- 
meter-Okular angewandt. 

Bei den kleinen Refraktoren wird, wenn das halbzöllige Okular unbrauch- 
bar werden sollte, das nächst stärkere (Vs Zoll), nur im Notfall das schwächere 
( s / 4 zöllige) genommen. 

Die Einstellung des Okulars auf den Fokus für die Kontaktbeobachtung 
beim Durchgang wird für das Heliometer vermittelst des Kollimators, nach 
näherer Anweisung der Heliometer-Instruktion, vorgenommen. Für den 
Refraktor werden einige Einstellungen auf den Sonnenrand, oder auch, wenn 
die Venus vor der Sonne erscheint, auf den Venusrand gemacht, abwechselnd 
mit Ausziehen und Einschieben der Okular- Zugröhre, zu jeder Einstellung 
die Okularskale abgelesen und für die Beobachtung das Okular auf das Mittel 
der Ablesungen gestellt. Die einzelnen Einstellungen sind rasch uud ohne 
langes Überlegen über den Punkt der grössten Deutlichkeit zu machen, damit 
die Belichtungszeit möglichst kurz und das Auge nicht verleitet wird, sich 
einer unrichtigen Stellung zu akkommodieren. In der Mitte der Operation 
wird der Stand eines am Stativ, durch dasselbe gegen die Sonne geschützt, 
aufgehängten Thermometers notiert. 

Wenn der Venusrand zur Einstellung benutzt wird, ist zu beachten, 
dass es, wenn das Instrument eine merkliche Aberration hat, nicht darauf 
ankommt; die Okular-Stellung aufzusuchen, bei welcher derselbe möglichst 
gleicbmässig mit den übrigen Teilen der Scheibe schwarz erscheint, sondern 
diejenige, bei welcher er sich am schärfsten begrenzt abhebt, wenn er auch 
nicht die Schwärze der zentralen Teile haben sollte. Bei sämtlichen Seh- 
Fernröhren der Expeditionen und ebenso bei den Heliometern fallen übrigens 
beide Stellungen äusserst nahe zusammen. 

Die Okularberichtigung am 6 f. Refraktor mit Helioskop ist an einigen 
vor dem Durchgang voraufgehenden Tagen von dem betreffenden Beobachter 
einzuüben und nach demselben ebenfalls an einigen Tagen zu wiederholen. 



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Die gefundenen Einstellungen nebst zugehörigen Thertnoiiieterangahen sind 
zu notieren. Helioskop sowie Okular sind immer vollständig einzuschrauben, 
das Mikrometer-Okular, wenn es angewandt wird, in seine Hülse ganz 
hineinzuschieben. 1 ' 

Die Heliometer sollen zu den Kontaktbeobacbtun^en gar nicht benutzt 
werden. 

Über die Vorrichtungen zur Schwächung des Sonnenlichtes heisst es in 
§ 4 der Instruktion von 1874: 

„Die Refraktoren haben Polarisation - Helioskope, vermittelst welcher 
sie ohne Blendgläser mit voller Öffnung zur Sonnenbeobachtung angewandt* 
werden können. Drehung der Spiegel gegeneinander erlaubt augenblickliche 
Moderation, und ist durch dieselbe die dem Auge am besten zusagende 
Helligkeit herzustellen, und zu erhalten, wenn die Durchsichtigkeit der Luft 
um die kritische Zeit sich ändert. 

Für den Fall, dass das Helioskop unbrauchbar werden sollte, hat joder 
Refraktor für gewöhnlichen Gebrauch einen auf das halbzöllige Okular 
passenden Schieber mit Sonnengläsern von drei Helligkeitsgraden, einem 
dunkeln und einem hellem nahe neutralen und einem noch hellem gelben 
Glase. Hiervon ist das den Umständen nach passendste anzuwenden, wo 
möglich — also ausser bei sehr stark getrübter Luft oder Beobachtung durch 
Wolken — eines der neutralen Gläser (eine besondere Bestimmung für 
Kontakt a, s. später). Welches Glas gebraucht ist, ist für jede Beobachtung 
anzugeben. — Zugleich muss in diesem Fall, wenn nicht die Insolation durch 
allgemeine atmosphärische Verhältnisse oder tiefen Sonnenstand hinreichend 
geschwächt wird, die Öffnung des Refraktors auf 3 Zoll, nötigenfalls auf 
2 1 /* Zoll reduziert werden. 

Die Heliometer haben ausser verschiedenen älteren ebenfalls je 3 Blend- 
gläser von den eben angegebenen Sorten. Es ist davon jedesmal das passendste, 
wo möglich eines der neutralen, auszuwählen und das gebrauchte anzumerken. 
Die Öffnung des Heliometers wird nicht reduzirt, auch die nicht gebrauchte 
Hälfte nicht abgeblendet, damit nicht etwa während der Exposition des 
Instrumentes für die Kontaktbeobachtuug der Zustand der beiden Hälften 
ein verschiedener wird. 

Die zur Sonuenbeobachtung zu verwendenden kleinen Refraktoren haben 
ausser einzelnen älteren Gläsern Schieber mit Systemen teils ebenfalls von 
den vorhin angegebenen, teils von anderen Sorten. Zur Beobachtung sind 
die dem Auge angenehmsten, möglichst wieder neutrale Gläser, auszuwählen. 
Die Öffnung wird nicht reduziert. 

Zur Vermeidung der Gefahr des Zerspringens beim Gebrauch ist es 
zweckmässig, die Sonnengläser vor dein Anschrauben einige Zeit in der Sonne 
liegen zu lassen oder anderweitig zu erwämien. Wenn alle Sonnengläser 
unbrauchbar werden, müssen die Beobachter sich mit berussten Gläsern zu 
helfen sucheu. 

Dazu wird für 1882 der Zusatz gemacht: 

Die Öffnung soll nicht reduziert werden, vielmehr sind die Sonnengläser 
gegen zu starke Erhitzung durch möglichste Vermeidung unnötiger Belichtung 
zu schützen. Dieselben sind übrigens in so reichlicher Zahl mitgegeben, dass 
die Gefahr des Zerspringens nicht allzu ängstlich vermieden zu werden braucht 

Eine Ausnahme bildet nur die Beobachtung von a^ Diese Phase ist, 



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— 275 



wenn ohne Helioskop beobachtet wird und die Luft klar ist, auf allen Stationen 
mit reduzierter Öffnung abzuwarten. 

Sämtliche Refraktoren haben Helioskope, zum Teil aber nicht polari- 
sierende, sondern einfach prismatische oder die von Prof. Zenger angegebenen 
Doppelprismen. Die Helioskope der beiden letzteren Arten sind mit schwachen 
Sonnengläsern zu verbinden, die in genügender Zahl und Auswahl beige- 
geben sind." 

In § 5 werden besondere Anweisungen für die Aufstellung der einzelnen 
Fernröhre und deren Gebrauch für die Koutaktbeobachtung gegeben. Es 
heisst dort bezüglich des Gfüssigen Refraktors: 

„Bei der Beobachtung der Kontakte kommt es darauf an, die Kontakt- 
stelle in der Mitte des Gesichtsfeldes zu behalten, dabei aber das Objektiv 
möglichst wenig der Sonne auszusetzen. Eine Abbiendung desselben in der 
Zwischenzeit zwischen Fokalberichtigung und Kontaktbeobachtung ist unzulässig, 
vielmehr ist zu verfahren wie folgt. 

Etwa 10 m vor der berechneten Zeit derei>teu äusseren Berührung wird die 
Fokal berichtiguug begonnen, die in etwa 5 m zu beendigen ist. Dabei wird 
das Fernrohr durch einen Gehülfen vermittelst eines Schirmes völlig beschattet 
erhalten, und nur auf gegebenes Signal allemal so lange exponiert, wie für 
eine Okuiar-Einstellung notweudig ist. Damit eine Raudstelle centrisch im 
Gesichtsfelde bleibt, wird das Triebwerk benutzt. 

Dann wird 2 m vor der berechneten Zeit von ai das Fernrohr exponiert, 
die berechnete Kontaktstelle möglichst genau in die Mitte des Feldes gestellt 
und die Erscheinung ai (bei gehendem Triebwerk) abgewartet. 

. Nach erfolgter Beobachtung wird das Instrument wieder beschattet. 
Eine Viertelstunde später wird eine neue Okularberichtigung (für Beobachtung 
von i x ) vorgenommen. Fünf Minuten vor der richtigen Zeit von i x wird die 
Kontaktstelle in die Mitte des Feldes gebracht, das Drehen des Triebwerks 
angeordnet und von halber zu halber Minute durch kurze Belichtung das 
Fortschreiten des Eintritts verfolgt, sowie das Verbleiben der Kontaktstelle 
in der Mitte des Feldes gesichert. Sobald nach Ansicht des Phänomens 
die innere Berührung in l m zu erwarten ist, bleibt das Fernrohr exponiert , 
bis die Beobachtung von i t vollendet ist Nach Ablesung und Nieder- 
schreibung der Zeit des Zerreissens wird das Phänomen bei beständiger 
Exposition weiter verfolgt bis zum Aufhören der Trübung; dann werden 
die nötigen Notizen über die Beobachtung gemacht und die Erscheinung 
ij (alle beobachteten Momente) aus dem Gedächtnis gezeichnet. 

Die völlig entsprechende Vorbereitung auf* den Austritt beginnt mit 
Okularberichtigung etwa 10 in vor i* — sobald der Ränderabstand etwa 0.3 
Venusdurchmesser beträgt. Vom Ende der Eintrittsbeobachtung an bis Beginn 
dieser Vorbereitung bleibt das Fernrohr im Schatten stehen (Turm jedoch 
geöffnet) und darf inzwischen nicht etwa zu Sonnenbeobachtungen benutzt 
werden. 

Sobald der Ränderabstand auf l / 18 Venusdurchmesser gesunken ist, bleibt 
die Exposition beständig bis nach erfolgter Beobachtung des Nebenmoments 
für i 2 (scheinbare Berührung). Das Fernrohr wird dann wieder beschattet, 
die Beobachtung beschrieben und gezeichnet; 10 m bis 5 m vor a^ erfolgt neue 
Okularberichtigung, l m vor beständige Exposition bis zur Vollendung der 
Beobachtung. 



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- 276 - 

Besondere Vorsichtsmassregeln: Einüben auf das Zusammenarbeiten mit 
den Geholfen : Einübung auf richtige Einstellung eines durch seinen Positions- 
winkel am Sonnenrand definierten Punkts in die Mitte des Feldes bei Anwen- 
dung des Helioskops; Beaufsichtigung des Triebwerks — rechtzeitige Ver- 
stellung des Bogens, damit derselbe nicht zu einer kritischen Zeit abläuft. 
(Die Refraktoren können übrigens auch bei gehen dem Triebwerk vom Okular 
aus beliebig viel und fein im Stundenwinkel verstellt werden.) 44 

Endlich wird noch auf sonstige Anwendungen der zur Kontaktbeobacbtung 
bestimmten Fernröhre in § 6 mit folgenden Worten aufmerksam gemacht: 

„Da die Möglichkeit nicht ausgeschlossen ist, dass die Venus einen Mond 
besitzt, ist eine Nachforschung nach einem solchen zn empfehlen, wenn 
während des Durchgangs ein Beobachter frei ist. Hierzu dürfen aber bis 
zur vollständigen Beendigung der Beobachtung des Durchgangs nur die kleineu 
Refraktoren (mit Ausschluss der Kollimatorfernröhre), und an diesen auch 
nicht vor Beendigung des Durchgangs die für dessen Beobachtung bestimmten 
Sonnengläser benutzt werden. 

Die Nachforschung hat in einer, am Tage des Durchgangs von Sonnen- 
aufgang bis Sonnenuntergang etwa halbstündlich zu wiederholenden sorgfal- 
tigen Durchmusterung der Sonnenscheibe zu bestehen, und hat der Beobachter 
sich bereits an den Tagen vorher (mit demselben Instrument und Blendglase) 
auf Untersuchung der Sonnenoberfläche, insbesondere das Erkennen kleiner 
Flecken, einzuüben. 

Wird ein verdächtiges Objekt gefunden, so ist nachzusehen, ob dasselbe 
seinen Ort verändert; auch ist es den Astronomen der Expedition zu zeigen, 
und haben dieselben, wenn die Durchgangsbeobachtung vollendet ist, event 
Ortsbestimmungen desselben auszuführen. 44 — — 

Manches in diesen Vorschriften mag dem einen oder andern übertrieben 
detaillirt, ja pedantisch vorkommen, um so mehr als die Beobachter doch 
geschulte Astronomen sind; dem entgegen darf aber nicht vergessen werden, 
dass es in sehr hohem Grade auf möglichst gleichmässige Art und Weise der 
äusseren Verhältnisse der Beobachtung ankommt, und dass grade mit Rück- 
sicht hierauf alle Vorschriften höchst sorgsam abgewogen sind. 

Für die auf Befehl des Kongresses organisierten nordamerikanischen 
Expeditionen siud ebenfalls spezielle Instruktionen publiziert worden*), die 
auch uns gütigst zugesandt wurden. Jede Expedition steht unter Führung 
eines Chef- Astronomen, dem ein Assistent-Astronom, ein Chef- Photograph 
und ein Assistent- Photograph unterstellt sind. Ein Hauptgewicht wird 
von seiten der Amerikaner auf photographische Aufnahmen des Durchgangs 
gelegt, und enthält die Instruktion sehr detaillierte Anleitung hierzu. Photo- 
graphien sollen jedoch nur dann aufgenommen werden, wenn der Planet Venus 
vollständig in die Sonnenscheibe eingetreten ist, und hat der Chef-Astrouom 
zu bestimmen, wann dieser Moment für gekommen zu erachten ist. Wenn 
der Himmel heiter ist, so sollen die einzelnen Expositionen gleichmässig über 
die ganze Zeit des Durchgangs verteilt werden; bei ungünstiger Witterung 
müssen genügend Platten reserviert bleiben für die aufheiternden Momente. 

Was die Kontaktbeobachtmigen anbelangt, so werden dafür Fernrohre 



*) Instructions for observing the Transit of Venus Deccmber 6. 1882 prepared by 
tho Commission autorized by Congress. Washington 1882, Government Printing Office. 



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von 5 bis 6 engl. Zoll Öffnung empfohlen, doch sind auch solche von 
4 engl. Zoll als genügend zu erachten; 3 Zoll Öffnung soll dagegen die 
Grenze bezeichnen, bei welcher brauchbare Beobachtungen für den vorliegen- 
den Zweck aufhören. Die angewandten Vergrößerungen sollen nicht unter 
150- und nicht über 200fach sein. Als Blendgläser werden solche aus drei 
übereinander befindlichen Gläsern bestehende (von denen das dem Auge am 
nächsten befindliche am dicksten und dunkelsten ist) als zulässig betrachtet 
bei Fernrohren bis zu 5 engl. Zoll Öffnung, doch wird bemerkt, es sei besser, 
wenn irgend möglich, andere Hilfsmittel zur Dämpfung des Sonnenlichtes 
in Anwendung zu bringen. Am besten sei ein polariskopisches Okular oder, 
wenn der Beobachter sich ein solches nicht verschaffen kann, ein sogenanntes 
Diagonal-Okular mit einer gegen die Achse des Fernrohres um 45° geneigten 
Glasplatte. In diesem Falle geben ungefähr 92 Prozent des Sonnenlichtes 
durch die Platte hindurch, und vom Reste gelangt etwa nur die Hälfte in 
das Auge des Beobachters. Da aber auch diese Lichtmenge noch zu gross ist, 
so wird sie durch ein geeignet abgestuftes Neutralglas gedämpft. 

Für die Beobachtung selbst wird empfohlen, dass der Beobachter dafür 
sorge, von Besuchern und Fragern völlig ungestört zu bleiben; dabei soll er 
vorher auf eine genügend feste Aufstellung seines Fernrohrs, auf leichte 
Beweglichkeit desselben und möglichst genaue Einstellung des Okulars in 
den Brennpunkt bedacht sein. lu letzterer Beziehung wird empfohlen, zu 
gelegener Zeit vorher einige Spinnfäden im astronomischen Focus anzubringen 
und das Okular so einzustellen, dass diese Fäden scharf auf der Sonnen- 
scheibe sichtbar sind; der Beobachter kann dann sicher sein, dass sein Okular 
richtig steht, solange die Fäden noch scharf erscheinen. 

Von besonderer Wichtigkeit ist der Grad der Helligkeit der Sonnen- 
scheibe, bei dem der Beobachter stehen bleiben soll. Die Pariser inter- 
nationale Konferenz hatte festgestellt, die Sonnenscheibe solle soweit ab- 
gedunkelt werdeu, dass ein paar Spinnfäden von 1" Abstand noch eben 
getrennt gesehen werden könnten. Dem gegenüber macht die amerikanische 
Instruktion darauf aufmerksam, dass der Beobachter wohl unübersteigliche 
Schwierigkeiten finden würde, ein paar Spinnfäden bis auf 1" einander zu 
nähern, uud setzt an Stelle dieses Kriteriums für die Helligkeit folgendes: 
Wenn der Glanz der Sonnenscheibe so gross ist, dass er dem Auge nicht 
angenehm erscheint und der Sonnenrand von einer Art diffuser Glorie um- 
geben wird, so muss die Helligkeit der Sonne noch vermindert werden. 
Hat der Beobachter dagegen einige Schwierigkeit, den Sonnenrand ganz 
scharf und hell begrenzt zu sehen, so ist die Abschwächung des Sonnenlichtes 
zu stark. Kiue gute Regel ist auch folgende: Das Sonnenlicht ist so weit 
abzublenden, dass der Beobachter, sobald der Mittelpunkt der Sonne im 
Zentrum des Gesichtsfeldes steht, das ganze helle Feld ohne Unbehagen an- 
haltend betrachten kann und das Licht nicht zu hell ist, um die gefleckte 
Oberfläche der Sonne verwaschen zu machen. Da der Sonnenrand ungefähr 
halb so hell erscheint als die Sonnenmitte, so kann man annehmen, dass er 
nun die richtige Dämpfung hat; immer aber ist festzuhalten, dass das ge- 
ringste Anzeichen von diffuser Glorie um den Sonnenrand ein Zeichen zu 
grosser Helligkeit ist. 

Um die äussere Berührung des Randes der Venus mit dem Sonnen- 
rande gut zu beobachten, muss der Beobachter überhaupt vorher eine ge- 

Siriu 1882. Heft 12. 36 



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- 278 — 



wisse Übung in der Auffassung solcher Kontakte erworben haben, und dann 
muss er genau wissen, wohin er am Sonnenrande zu sehen hat, d. h. er 
mu8s genau den Punkt des Sonnenrandes kennen, wo die Berührung statt- 
findet. Die erste Bedingung ist durch Übungen an künstlichen Modellen 
zu erfüllen; für die zweite ist erforderlich, dass der Beobachter den Faden 
im Gesichtsfelde seines Fernrohrs in jeden gewünschten Positionswinkel 
bringen kann. In den Vereinigten Staaten liegt der Punkt des Eintrittes 
am Sonnenrande 147° östlich vom nördlichsten Punkte der Sonnenscheibe, 
Die Fäden sind nun so zu stellen, dass sie zu dem Radius der Sonne, 
welcher jenen Punkt trifft, rechtwinklig stehen und eki ganz kleines Seg- 
ment des Sonnenrandes abschneiden; die erste Berührung wird dann in der 
Mitte dieses Segments am Rande eintreten. Die Zeit des ersten Kontaktes 
ist für alle Beobachtungsorte vorausberechnet, doch bleibt zu beachten, dass 
die wirkliche Berührung fast bis zu einer Minute früher eintreten kann, als 
die berechnete. Viel früher soll der Beobachter jedoch nicht nach dem 
Kontakte suchen, um sein Auge nicht unnütz zu ermüden. Es wird der 
Moment notiert, in welchem der vorrückende Planet die erste wahrnehmbare 
Einkerbung am Sonnenrande macht. Der Beobachter muss nun einige Se- 
kunden genau darauf achten, ob das, was er wahrgenommen hat, auch wirk- 
lich eine permanente Einkerbung des Sonnenrandes ist; aber die zu notierende 
Zeit darf nur diejenige der ersten Wahrnehmung dieser Einkerbung sein. 
Wird der Moment der ersten Einkerbung nicht erfasst, d. h. sieht der Beob- 
achter sie erst, wenn sie schon ziemlich merklich ist, so muss diese Tbat- 
sache erwähnt werden. 

Von besonderer Wichtigkeit ist die Beobachtung des innern Kontaktes, 
die 21 Minuten nach der ersten äusseren Berührung stattfindet. Der Beobachter 
möge den Fortgang des Eintritts in kurzen Intervallen überwachen und das 
Aussehen der Ümrisse des Planeten notieren, aber sein Auge und seine Auf- 
merksamkeit nicht durch irgend eine schwierige Beobachtung ermüden. Erst 
zwei Minuten vor dem erwarteten Momente der Berührung ist die ganze Auf- 
merksamkeit des Beobachters erforderlich. Es ist nämlich guter Grund vor- 
handen, dass alsdann die ganze Scheibe des Planeten sichtbar sein wird, 
indem auch der dann noch ausserhalb des Sonnenrandes befindliche Teil 
der Venusscheibe von einer feinen Lichtlinie begrenzt erscheint, welche der 
Refraktion des Sonnenlichtes in der Atmosphäre des Planeten ihr Entstehen 
verdankt. Diese Linie kann möglicherweise schon sichtbar sein vom ersten 
Momente an, in welchem der Planet gesehen wird und die Veränderungen 
ihrer relativen Helligkeit in verschiedenen Punkten sind von grossem wissen- 
schaftlichem Interesse. Die Beobachter der genauen Momente der Kontakte 
sollen freilich ihr Auge nicht durch scharfe Beobachtung dieses Lichtbogens 
ermüden, aber diejenigen Beobachter der Erscheinung, welche nicht ein- 
gerichtet sind, die Zeit der Kontakte scharf zu bestimmen, mögen die Er- 
scheinung so sorgfältig als möglich studieren. 

Die Instruktion verbreitet sich nun weiter und sehr ausführlich über die 
optischen Anomalien, welche am Sonnenrande eintreten, sobald die innere 
Berührung da ist, und geht dann über zu Bemerkungen über die Art und 
Weise, die Uhrzeiten der wahrgenommenen Momente zu bestimmen; am 
sichersten ist es hierbei, einen Gehülfen zu verwenden, der an der Uhr steht 
und jede Sekunde einen leichten kurzen Schlag mit einem Schlüssel oder 



« 



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- 279 - 



einem Hammer ausführt, wobei er nur die Einheiten der Sekunden laut 
zählt, also z. B. statt zehn, elf, zwölf etc. nur: zehn, eins, zwei, bis zwanzig, 
dann wieder eins, zwei etc. ausruft. Die Aufzeichnungen habeu bei den von 
Nordamerika ausgesaudten Expeditionen nach einem festgestellten Systeme zu 
geschehen, und keine Zitier, die einmal geschrieben ist, darf verändert werden. 
Sollte der Beobachter unmittelbar beim Niederschreiben bemerken, dass er 
eine unrichtige Zahl geschrieben hat, so muss er sie durchstreichen und die 
richtige Zahl daneben schreiben. Sollte sich aus nachträglichen Beobach- 
tungen ergeben, dass eine Ziffer wahrscheinlich fehlerhaft ist, so muss dies 
notiert werden, ebenso ist die korrekte Zahl beizufügen, aber die ursprüng- 
liche Niederschrift darf nicht verändert werden. 

Hoffen wir, dass die grossen Erwartungen, welche sich an den diesmaligen * 
Venusdurchgang knüpfen, volle Bestätigung finden! 



Schröters Beiträge zur genauem Kenntnis und Beurteilung 

des Planeteji Mars. 

(Schluss.) 

Besonders wird aber dieser zufällige atmosphärische Wechsel in der 
Erscheinung und Wiederverschwinduug der lichten Polarzonen dadurch merk- 
würdig bestätigt, dass die Kraft der Sonne nach den verschiedenen dortigen 
Jahreszeiten keinen regulären Eiufluss darauf hat. 

Werden die hiesigen Beobachtungen von 1798 und 1800 nach den 
Sonnenwenden und Nachtgleichen im Mars verglichen, so wurde in beiden 
Jahren die südl. Polarzone auf völlig ähnliche Art um die Zeit der 
Winter- oder südl. Sonnenwende beobachtet, und es schien diesemnach 
die Sonne einen vorzüglichen starken Einfluss auf solche Erscheinung zu 
haben; aUein oft wurde doch auch, nachdem die Sonne im Mars ihre 
grösste Entfernung vom Nordpole erreicht hatte, zu gleicher Zeit die nörd- 
liche Polarzone in ihrem weissbläulichen Lichte wahrgenommen; und so wie 
dieser Umstand damit konstrastierte, so thaten es auch die hiesigen Be- * 
obachtungen von 1802. Den 7. Dezember 1802 wurden nämlich auf ein- 
mal und zu gleicher Zeit beide Polarzonen wieder sichtbar, von welchen 
bei den vorhergehenden Beobachtungen nichts wahrgenommen war; gleich- 
wohl war im Mars den 2. Juli 1802 nicht die südliche, sondern die nörd- 
liche oder Sommer-Sonnenwende für die nördliche Halbkugel eingetreten, 
und die Herbstnachtgleiche trat für diese erst den 4. Febr. 1803 ein. Diese 
Beobachtungen, da mehrmals beide Polarzonen zugleich sichtbar waren, 
geschahen bis zum 18. Januar 1803 alle zur nördlichen Sommerzeit des 
Planeten, statt dass sie 1798 und 1800 in dessen südlicher Sommerzeit 
bewerkstelligt wurden. Eben das ergiebt sich auch, wenn man über die 
altern Beobachtungen dieser Polarscheine Rechnung zulegt. Vor hundert 
Jahren den 30. September 1704 und im Oktober desselben Jahres beobach- 
tete Maraldi beide Polarscheine, bisweilen aber auch nur den südlichen, in 
ihren elliptischen Gestalten; nach der damaligen heliozentrischen Länge des 
Mars war aber für die nördliche Halbkugel das Sommer-Solstitium den 

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6. Sept. 1704 eingetreten, und die Beobachtungen geschahen also in An- 
sehung der nördlichen Polarzone unmittelbar nach Sommers-, in Betracht 
der südlichen aber, nach Wintersanfange. 

Ein Gleiches erhellt auch, wenn die marticentrischen Sonnenwenden für 
die Herschelschen Beobachtungen berechnet werden. Wie schon angeführt 
worden, beobachtete Herschel 1781 den Mars um und nach der Zeit der 
den 13. Juli eingetretenen Opposition rleissig und fand die südliche Polar- 
zone immerfort ebenso gestaltet, wie wir sie hier im Jahre 1798 beobachtet 
hatten, und auch eben so ohne Rotation an einer und ebenderselben Stelle: 
die nördliche Polarzone hingegen war nur ausnahmlich sichtbar. Im 
Mars trat aber 1781 die Sommer-Sonnenwende für die nördl. Halbkugel 
den 23. Oktober ein, und Herschel fand also ebendieselben Erscheinungen 
unmittelbar vor der nördlichen Sonnenwende, die wir in den Jahren 1798 
und 1800 um die Zeit der südlichen Sonnenwende wahrgenommen hatten. 

Ebenso fand er, ohne etwas von der nördlichen Polarzone wahrzu- 
nehmen, die südliche vom 20. Mai bis in den November 1783 vor und 
nach der den 10. Sept. eingetretenen nördl. Sonnenwende, 

Wenn also auch gleich die Kraft der Sonne ihren Einfluss auf die Polar- 
zonen des Planeten Mars im Verhältnis ihrer grösstenteils und zum Teil 
ganz horizontal auf sie fallenden Strahlen sehr vermindert äussern muss, 
so erhellt doch aus dieser Vergleichung hundertjähriger Beobachtungen, dass 
die Erscheinung dieser Polarzonen in hellerem Lichte und ihre W T iederver- 
schwindung keineswegs von dem dortigen Wechsel der Jahreszeiten abhängt, 
wenn auch gleich dieser Wechsel im Verhältnis der dortigen grössern Schiefe 
der Ekliptik von 27° 58' 35'' grösser als auf unsrer Erde ist. 

Nach allen diesen Bemerkungen werden wir also in Hinsicht auf die 
Naturanlage dieses Planeten zu folgender Betrachtung berechtigt. 

Dass ein solches stärker reflektiertes Licht, das ganz zufällig die Polar- 
zonen zeigen und wieder verschwinden lassen, nicht durch reflektiertes Licht 
der Wolkenmassen entsteht, ist wiederholt durch mannigfaltige überein- 
stimmende Beobachtuugsumstände und einleuchtende Gründe entschieden er- 
wiesen und bestätigt. Entsteht aber ein solches helleres Licht durch wirk- 
liche Reflexion der soliden Kugelfläche, so müssen die Polarzonen nach ihrer 
Naturanlage und Klima gewöhnlich ein helleres Licht zu reflektieren ge- 
schickt, und öfterm und anhaltendem mehr und weniger heiterem Himmel 
ausgesetzt sein, weil sonst ihr helleres Licht durch die atmosphärischen 
Dämpfe oder Wolkenmasseu gedeckt werden würde. Entweder reflektiert 
nun die solide Fläche dieser Polarzonen nach ihren Bestandteilen au sich 
selbst ein merklich weisseres helleres Licht und ist anhaltend ganze Zeiten 
hindurch durch atmosphärische Massen gedeckt und unsichtbar, oder sie er- 
hält diese hellere weisse Farbe nach ihrem dafür geschickten kalten Klima 
durch einen blendenden atmosphärischen Niederschlag und darauf erfolgen- 
den mehr oder weniger heitern Himmel. 

Letzteres ist, wie mich dünkt, bei weitem das Wahrscheinlichste, weil 
sich auf solche Art alles und besonders der dabei stattfindende öftere zu- 
fällige atmosphärische Wechsel befriedigend erklären lässt Man denke sieb 
über diesen Polarflächen bedeckten Himmel, der sich zu einem unserni 
Schnee ähnlichen blendenden Niederschlage modifiziert und dann, dem Klima 
angemessen, anhaltend heiter wird, so ist alles am leichtesten erklärt. Auch 



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281 - 



können vielleicht Flüssigkeiten der dortigen Oberfläche, durch die dortige 
Kälte des Klimas zu einer erstarrten Spiegelfläche modifiziert, ebenso ein 
durchstechendes helleres Licht nach den dort grösstenteils horizontal darauf 
fallenden sehr schwachen Sonnenstrahlen bewirken, wie unser Eis nach dem 
Auf- und vor dem Untergange der Sonne ebenfalls in blendendem Licht« 
erscheint, Wenigstens berechtigt uns die erwiesene einleuchtendste Analogie 
zwischen dem Planeten Mars und unsrer Erde zu solchen tellurischen Ver- 
mutungen weit mehr als bei den übrigen Planeten. Auch hierin zeigt sich 
also nach dringender Wahrscheinlichkeit ein völlig ähnliches Bild unsrer 
Erde, so weit uns diese näher nach den Polen hin bekannt geworden ist. 

Nach diesen bisherigen neun verschiedenen speziellen Vergleichungen 
sind also die Atmosphären unsrer Erde und des Planeten Mars im allge- 
meinen vollkommen ähnlich, und man kann wohl sagen, identisch; so dass 
man mit gutem Grunde auch auf eine vollkommen ähnliche Dichtig- 
keit, Strahlenbrechung und Morgen- und Abenddämmerung der 
Marsatmosphäre schliessen kann, wenn auch gleich dafür keine direkten Be- 
obachtungen nach der Lage und Entfernung des Planeten Mars möglich sind." 

Was die Schröterschen Zeichnungen der Marsoberfläche anbelangt, so 
sind deren 230 vorhanden, und es dürfte ein verdienstliches Unternehmen 
sein, aus ihnen, mit Hilfe der gegenwärtig bekannten genauen Kotations- 
elemente des Mars, eine Generalkarte desselben zusammenzusetzen. 



Der grosse Komet. 

Der grosse Komet, den Cruls zu Rio de Janeiro am 12. September, 
Finlay am Cap dagegen schon am 8. September entdeckte und dessen schon 
mehrfach im „Sirius" gedacht wurde, enthüllt sich immer mehr als einer 
der interessantesten, die jemals beobachtet worden sind. Dass er im 
Spektrum die Natriumlinien hell glänzend zeigt, wurde schon erwähnt. 
Merkwürdig ist nun ferner, dass sowohl in Altona als in Palermo eine Ver- 
längerung des Kerns wahrgenommen wurde. Dr. F. Terby in Louvain be- 
richtet ferner folgendes: „Am 2. Oktober 17 h bis 17V4 h beobachtete ich bei 
ungünstigem Himmel den Kometen. Der Kern erschien als Stern 1. Grösse, 
und der Schweif nur etwa 1° lang wegen der Dünste. Bei 38facher Ver- 
grösserung meines Fernrohrs sah ich nur den Kern und den Kopf des Ko- 
meten, aber seltsamerweise erschien der Kern doppelt. Der sekundäre Kern 
erschien auf der von der Sonne abgewandten Seite und ist vielleicht einer 
grössern Helligkeit des Schweifes an dieser Stelle zuzuschreiben; jedenfalls 
bin ich sicher, dass kein Stern an dem betreffenden Ort des Himmels steht, 
der die Täuschung hätte hervorrufen können." Seitdem hat Herr Dr. Schmidt 
in Athen der kaiserlichen Akademie der Wissenschaften in W T ien folgende 
Mitteilung zugeheu lassen: 

„Athen, Oktober 14. 1882. 
Seit Oktober 9. 16o h liegt im SW. neben dem Kometen eine der Form 
nach stark variable kosmische Nebelmaterie, welche die scheinbare Geschwin- 
digkeit des grossen Kometen zwar etwas übertrifft, doch im ganzen der Be- 
wegung desselben entspricht • 



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— 282 - 

Die Positionen des einen Kernes des seitlichen Nebels sind folgende: 

mittl. Ath. Distanz vom Kerne 

1882 Zeit sch. Rektasc. sch. Dekl. des Hauptkom. 

Okt 9 16 h 54 m 10 h lo m 53- —12° 53' 3° 24' 

ii 10 16 36 10 10 26 —13 43 4 25 

„ 11 16 37 10 5 51 —14 33 5 21 

Die erste und letzte Position sind gemessen, die mittlere der Einzeichnung 
aus einer Karte entnommen. Am Morgen des 12. Oktober wurde bei nicht 
ganz günstiger Luft der seitliche Nebel nicht mehr mit Sicherheit wahr- 
genommen, sondern von demselben nur eine unsichere Spur am ungefähr 
bekannten Orte gesehen. Oktober 13. war die ganze Nacht trübe." 

Am 17. morg. 4 h 50 m 58" mittl. Ortszeit wurde auf der Sternwarte 
am Cap die überaus merkwürdige, ja einzig in ihrer Art dastehende Beob- 
achtung eines Vorübergangs des Kometen vor der Sonnenscheibe gemacht 
Als der Komet in die Sonne eintrat, verschwand er vollständig und wurde 
erst nach seinem Austritt wieder sichtbar. 

Bei der ersten Bahnberechnung fiel Herrn Professor Weiss in Wien eine 
grosse Ähnlichkeit der Elemente mit denjenigen der grossen Kometen von 
1843 I und 1880 1 auf. „Indessen", sagt er*), „waren die Differenzen in den 
einzelnen Elementen doch zu gross, um mir eine Identität des neuen Kometen 
mit dem von 1843 wahrscheinlich erscheinen zu lassen; selbst abgesehen 
davon, dass dessen ganze Erscheinung von der des Kometen von 1843 er- 
heblich verschieden ist und dass ich den letztgenannten Kometen mit dem 
von 1880 für identisch halte. 

Der Komet des Jahres 1843 wurde aber seinerzeit bekanntlich von 
Nicolai, Boguslawski, Laugier u. a. mit einer grossen Zahl von Kometen, 
unter anderen auch mit dem Kometen von 1668 in Zusammenhang gebracht, 
dessen Lage nach den Aufzeichnungen von Gottignies in Goa durch Henderson 
mit den Elementen des Kometen von 1843 ziemlich befriedigend dargestellt wurde. 
Ich versuchte daher, ob dies nicht auch mit den vorliegenden Elementen der 
Fall sei." In der Tbat schien sich dies zu bestätigen, und deshalb sprach 
Herr Prof. Weiss die Ansicht aus, dass der Komet sehr wahrscheinlich mit 
dem von 1668 identisch sei. Um diese Hypothese näher zu prüfen, unter- 
nahm er eine Verbesserung der Elemente der Bahn, als am 6. Oktober 
wieder eine Beobachtung erhalten worden war. Diese genauem Bahnelemente 
des Kometen stellen aber durchaus nicht die Beobachtungen von 1668 besser 
dar, und es ist damit, wie Herr Prof. Weiss nunmehr bemerkt, „die Iden- 
tität unseres Kometen mit «lern von 1668 wohl ziemlich fraglich geworden." 

Schliesslich bemerkt Herr Prof. Weiss noch folgendes: „Man hat übri- 
gens in der letzten Zeit von mehreren Seiten die Ansicht ausgesprochen, dass 
der jetzige Komet nur eine Rückkehr der Kometen 1843 I und 1880 I sei, 
deren Umlauf das widerstehende Mittel so rasch verkleinert habe, wie denn 
auch kurz nach dem Erscheinen des grossen Kometen von 1880 der Versuch 
gemacht wurde, durch Einfuhren des widerstehenden Mittels die Bedenken 
zu beseitigen, die man aus der mit Hubbards Rechnungen scheinbar unver- 
einbaren Reduktion der Umlaufszeit des Kometen von 1843 auf 37 Jahre 
herleitete. Dass der letztere Versuch misslingen würde, war von vornherein 



*) Astr. Nachr. Nr. 2465. 



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— 283 — 

einzusehen, da der Komet von 1843 mit Ausnahme der unsicheren Sextanten- 
beobachtungen am Tage des Perihels, erst gesehen wurde, als er schon 
wieder die Merkursbahn erreicht hatte, also zu einer Zeit, wo das wider- 
stehende Mittel seine Bahn schon so gut wie ganz in die neue mit der 
kurzen Umlaufszeit hätte umgestaltet haben müssen. 

Ganz ähnlich verhält es sich mit dem Kometen von 1880, nur mit dem 
Unterschiede, dass derselbe eine viel kürzere Zeit, und, was noch mehr ins 
Gewicht fällt, blos durch einen heliozentrischen Bogen von 3° beobachtet 
wurde. Allein trotzdem möchte ich doch bezweifeln, dass man den Beobach- 
tungen durch eine Umlaufszeit von wenig mehr als 2 1 /* Jahren genügen 
könnte. 

Ausserdem widersprechen alle unsere bisherigen Erfahrungen von sonnen- 
nahen Kometen, dass das widerstehende Mittel einen merklichen Einfluss auf 
deren Bewegung ausüben könne, indem, von dem Kometen von 1843 ab- 
gesehen, kaum ein einziger der Kometen mit Periheldistanzen unter O l eine 
prononciert elliptische Bahn zeigt, während doch namentlich der Komet von 
1680 einer Einwirkung von derselben Grösse ausgesetzt war, wie der Komet 
von 1843. 

Ich hebe diese Verhältnisse hier hauptsächlich hervor, um die Astronomen, 
vorzüglich der südlicheren Sternwarten, darauf aufmerksam zu machen, wie 
wichtig es wäre, den Kometen recht häufig zu beobachten und möglichst 
lange zu verfolgen, da eine so günstige Gelegenheit, wie er sie darbietet, 
vielleicht in Jahrhunderten nicht wiederkehreu wird, den Einfluss des wider- 
stehenden Mittels auf die Bewegung des Kometen, wenn ein solcher über- 
haupt existiert, näher zu erforschen, denn der Komet ist nicht nur 8 Tage 
vor seinem Periheldurchgange aufgefunden, also in beiden Zweigen seiner 
Bahn beobachtet worden, sondern es liegt auch, wie wir jetzt wissen, aus 
der Zeit seines Periheldurchganges eine Reihe sehr guter Beobachtungen vor, 
die gerade bei der Untersuchung dieser Frage von einschneidender Bedeutung 
sein werden." 



Die Meteorsteine von Möcs.*) 

Von Eduard Doli. 

Die nachfolgenden sehr wichtigen Mitteilungen des Herrn Eduard Döll 
sind hervorgerufen durch den reichen Meteorfall, welcher am 3. Februar d. J. 
in der Nähe von Mrfcs in Siebenbürgen stattfand, und enthalten im wesent- 
lichen dasjenige, was derselbe in der Sitzung der k. k. geol. Keichsaust. am 
27. März unter Vorzeigung von Belegstücken sagte. Damals hatte er gegen 
500 Steine untersucht. Seit der Zeit sind noch mehr dieser Meteoriten nach 
Wien gekommen, die er fast alle, Dank dem freundlichen Entgegenkommen 
von Seiten der Besitzer, vergleichen konnte, so dass gegenwärtig sein Unter- 
suchungsinaterial gegen 1600 Steine mit einem Gesamtgewichte von nahezu 
115 Kilo umfasst. Die wesentlichsten Ausführungen des Herrn Döll sind 
folgende: 



•) Separatabdrnck aus dem Jahrbach d. k. k. geolog. Reichsanstalt, 32. Bd. 1882, 
Heft 3. Vom Herrn Verfasser eingesandt. 



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I. Eine Fallzone von Meteoriten. 



„Das erste, worauf der Berichterstatter anlässlich des Falles von M6C8 
die Aufmerksamkeit lenken möchte, ist die Lage dieses Ortes in einer an 
Meteorfällen reichen Zone, auf welche er bereits in der Sitzung der k. k. 
geologischen Keichsanstalt vom 4. Dezember 1877*) bei Gelegenheit seiner 
Arbeit über den Meteorsteinfall von Soko-Banja hingewiesen hat. „Soko- 
Banja, 20° 53' östliche L. Green wich," sagte er damals, „ist in einer Zone, 
der von den aus Osterreich in den letzten 25 Jahren bekannt gewordenen 
8 Meteorfällen 6 angehören, worunter jener von Knyahinya, welcher den 
grössten bis jetzt bekannten Meteorstein geliefert, nebst gewiss mehr als 
2000 kleineren. Dieser Umstand wird noch merkwürdiger, wenn man er- 
wägt, dass selbst innerhalb dieser fast 3 Längengrade breiten Zone die Fälle 
sich um bestimmte Meridiane reihen, und dass zwischen der westlichsten 
Grenze dieser Zone und dem nächsten Fallorte Arva mehr als 2 Grade 
liegen 44 . Dann: „In der nördlichen Verlängerung dieser Zone sind die russi- 
schen Fallorte Pultusk, Oesel, Bialystock. Nach Süden erweitert, ent- 
hält sie ausser Banja die Fälle Larissa, Widdin und Seres 44 . Seit dieser 
Darstellung sind aus Österreich-Ungarn weitere 3 Fälle bekannt geworden, 
nämlich jener von Zsardany**), Tieschitz***) und der eben zu besprechende 
von Mo" es. Da Zsardany auch in dieser Zone liegt, so gehören heute der- 
selben 8 von den 11 innerhalb der letzten 30 Jahre in Österreich- Ungarn 
gefallenen Meteoriten an. 

Zur Übersicht sind diese Orte in der folgenden Tabelle nach ihrer geogr. 
Länge geordnet aufgeführt und derselben auch die schon erwähnten aus Russland 
nebst jenen aus den südlichen Nachbarstaaten eingereiht, jedoch davon durch 
Kursivschrift unterschieden. Überdies erscheint noch das Eisen von Lenarto 
aufgenommen, das 1815 gefunden worden ist.f) 

1. Soko-Banja, gefallen am 13. Oktober 1877, 19« 34'. 

2. Pultusk, gefallen 30. Juni 1868, 21° 12'. 

3. Kaba, gefallen 15. April 1857, 21« 17'. 

4. Zsardany, gefallen 31. März 1875, 21° 18'. 

5. Kakowa, gefallen 19. Mai 1858, 21° 35'. 

6. Lenarto, gefunden — 1815, 21° 40'. 

7. Oesel (Kaande), gefallen 13. Mai 1855, 22° 2'. 

8. Larissa, gefallen 7. Juni 1827, 22° 24'. 

9. Knyahinya, gefallen am 9. Juni 1866, 22° 30'. 
10. Widdin, gefallen 20. Mai 1874, 22« 52'. 



*) Verhandlungen der k. k. geologischen Reichsanstalt, 1877, Nr. IG. S. 287. 
**) W. Pillitz, Meteorit von Zsardany, gefallen am 31. März 1875, Zeitschrift 
für analit. Chemie, 1879, S. 81. 

***) A. Mako w skr und G. Tschermak, Meteorsteinfall bei Tieschitz in Mähren, 
gefallen am 15. Juli 1878, Denkschriften der math. naturwissensch. Klasse der kais. Aka- 
demie d. Wissensch. XXXIX. Bd. 

f) Die Längen sind östlich Greenwich; jene von Banja, Pnltnsk, Kaba, Kakowa. 
Oesel, Larissa, Widdin, Ohaba, Seres, dem Index geographicus von Johnston ent- 
nommen, stimmen nicht ganz mit den Angaben, welche ich in meiner Abhandlung über 
Banja nach Kesselmeyers ausgezeichnetem Meteoritenwerke machte. Davon abzugehen 
bestimmte muh nur allein die Erwägung, dass Johnstons Index mit den Ortsbestim- 
mungen aller in dessen Kartenwerk enthaltenen Punkte, für künftige Vcrgleichungen eine 
umfassendere Giundlage bietet. Bei Bialystock, Borkut, Lenarto, Mczö Madaras, Orte, 



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— 285 - 

11. Bio! t/Stock, gefallen 5. Oktober 1827, 23° 10'. 

12. Ohaba, gefallen 10. Oktober 1857, 23« 15'. 

13. Scres, gefallen im Juni 1818, 23« 34'. 

14. Mtfcs, gefallen 3. Februar 1882, 24<> 2'. 

15. Borkut, gefallen 13. Oktober 1852, 24° 17'. 

16. Mezö-Madaras, gefallen 4. September 1852, 24° 19'. 

Es sind also 16 Lokalitäten. Zieht man noch in Betracht, dass die 
Zahl sämtlicher in den Metebriteusammlungen vertreteneu Fallorte ungefähr 
400 ist, so ergiebt sich hieraus, dass in dieser Zone, welche sich über 4° 45' 
Länge erstreckt, 4 Prozente derselben liegen. Aber nicht allein durch die 
Zahl der Fälle macht sich diese Region bemerkbar, sie ist es auch durch 
die Zahl und das Gesamtgewicht der Steine, welche auf ihr niederfielen. Zu 
Knyahinya, Pultusk, Soko-Banja und Möcs hat es fast buchstäblich 
Steine geregnet. 

Besonders hervorzuheben ist noch, dass Herr Lawrence Smith*), dem 
man die Beschreibung der meisten Meteoriten der Vereinigten Staaten nebst 
einer grossen Zahl wichtiger Beobachtungen an diesen Körpern verdankt, 
eine ähnliche Konzentrierung der Meteorfälle auch auf amerikanischem Boden 
nachgewiesen hat. Derselbe bemerkte, dass von den 12 Füllen, die inner- 
halb 18 Jahren in der Union waren, 8 mit über 1000 Kilo Gewicht der 
westlichen Prairie-Gegeud, nicht weit von seiner Heimat, Louisville, Kentucky, 
angehören. Auf dem begleitenden Kärtchen repräsentiert sich das einge- 
nommene Areal fast 17 Längen- und 5 Breitengrade bedeckend. Es tritt 
jedoch auch hier eine Reibung um gewisse Meridiane hervor." 

U. Die rundlichen Vertiefungen auf der Oberfläche der 

Meteoriten. 

„Die Steine von Möcs, mögen sie von ebenen oder gekrümmten Flächen 
begrenzt sein, zeigen äusserst selten die bekannten, meist Eindrücke ge- 
nannten, Vertiefungen. Gleichwohl sind die Möcser Steine auch in dieser 
Hinsicht nicht uninteressant. Manche Stücke haben ganz eigentümliche 
Vertiefungen; eine besonders grosse, fast 2 Millimeter im Durchmesser, sah 
ich an einem 505 Gramm schweren Steine, welchen Herr Dr. Eger, 
Naturalienhändler hier, besass. Von der Grösse eines Stecknadelkopfes bis 
zu 2 Millimeter Durchmesser, haben sie stets scharfe kreisrunde oder ovale 
Umrisse, sind steil vertieft und nicht mit Rinde überzogen. Die Annahme, 
diese Vertiefungen seien durch Eindringen eines fremden Körpers entstanden, 
ist durcli die BeschatVenheit der Steiusubstanz, welche keine Spur einer Zer- 
malmung zeigt, ausgeschlossen. Wahrscheinlich ist die Entstehung durch 
Aussprengung zu einer Zeit, wo eine Überrindung der blossgelegten Stellen 
nicht mehr möglich war. Welche Ursachen haben nun die Aussprengung 
veranlasst, sind es Temperatür-Differenzen gewesen, oder der Anprall anderer 
Steine auf dem Zuge durch die Atmosphäre? 



welche Johnston nicht enthält, blieben die Angaben Kessel meyers. Die Längen von 
Zsardany, Knyuhinya und Meies habe ich von der österreichischen Generalstabskarte ab- 
genommen. 

*) Lawrence Smith, A Description of the Rochestcr. Warrenton and Cynthia 
Meteoric Stones. American Journal of Science and Art», Vol. XIV, 1. Sept. 1877. 
Slriu 1882. lieft 12. 37 



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- 286 - 

Haidinger*) hat geäussert, das Fehlen der Rinde, wie es an der Rück- 
seite des Meteoriten von Gross-Divina zu sehen, oft an Stellen, welche 
einem Stosse nicht ausgesetzt sein konnten, erinnere ihn lebhaft au das Ab- 
springen der Glasur bei rasch gebrannten Thonwaren. Die starkrissige Riude 
vieler Mtfcser Steine macht einen solchen Ursprung auch hier wahrschein- 
lich. Andererseits kann das Aussprengen durch Anprall gleichfalls nicht 
abgewiesen werden; deun wenn auch die scharfen Ränder und die nicht zer- 
malmte Substanz au der Innenseite der Höhlungen einen direkten Zusammen- 
stoss ausschliessen, so mag gleichwohl ein Anprall an eiue andere Stelle des 
Steines diese Wirkung gehabt haben, sowie ein Stoss gegen mehrere elastische 
Kugeln die letzten der Reihe in Bewegung setzt. 

Rundliche Vertiefungen anderer Art beobachtete Herr Dr. Ar. Bresina. 
Da sind deutliche Anzeichen von dem Ausschmelzen des Eisens vorbanden, 
im Grunde stecken noch Eisenkörner. Auffälliger ist diese Entstehung durch 
Ausschmelzen au einem im k. k. Hof-Miueralienkabinette hier aulbewahrten 
Stücke des Dhurmsala-Steines zu sehen. Hier ist es hauptsächlich der 
Troilit, welcher ausgescbmolzen ist; das dabei gebildete Schmelzprodukt wurde 
auch über den Rand der Grube geschleudert Näheres hierüber wird 
Dr. Bresina selbst berichten. Mir ist es nur darum zu thun, diese Beob- 
achtung zu erwähnen, weil ich den Versuch machen will, im Anschlüsse an 
die bezüglichen Wahrnehmungen bei den Möcser Steinen eine zusammen- 
fassende Darstellung von den verschiedenen Entstehuugsarten der Vertiefungen 
auf der Oberfläche der Meteoriten zu geben. 

Eine Gruppe dieser Vertiefungen gehört dem Meteoreisen an und 
fällt ihrer Entstehung nach in die Zeit, wo sich dasselbe auf dem Welt- 
körper bildete, durch dessen Zertrümmerung das Material zu unserem Meteo- 
riten geliefert worden ist Jüngerer Bildung als die umgebenden steinigen 
Bestandteile, wie Olivin, Enstatit etc., mussten diese Eindrücke in das Eisen 
machen, welche nach der Lostrennung des Eisens von seiner Umgebung, 
mochte das nun bei dem Zerspringen des Weltkörpers oder erst bei dem 
Zuge des Meteoriten durch die Erd-Atmosphäre geschehen sein, auf der bloss- 
gelegten Fläche als Vertiefungen erscheinen. 

Eine zweite Gruppe bilden jene Vertiefungen, welche ihren Grund 
in der Struktur des Eisens haben. Wird hoch krystallinisches Meteoreisen 
mit- heiaedriscber Spaltbarkeit zerbrochen, so entstehen auf den Bruchflächen 
durch die aus- und einwärts springenden Flächeu der Spaltungsstücke Ver- 
tiefungen, welche durch Abschmelzen der Flächen und Kauten rundlich 
werden/ Ein ausgezeichnetes Beispiel hierfür liefert das Meteoreisen von 
Braunau in Böhmen. Besonders deutlich ist dies an dem Gyps- Abgüsse des 
einen der gefallenen Stücke zu sehen, wie ich bereits an einem anderen 
Orte hervorhob**). E3 ist das der Abguss jener 21 Kilo schweren Masse, 
welche Herr Dr. Johann Nep. Rotter, Prälat des Benediktinerstiftes von 
Braunau, zerschneiden Hess und mit wahrhaft fürstlicher Munifizenz an die 
verschiedenen Meteoritensammlungen verteilte. 

•) Eine Leitform der Meteoriten, Sitzb. d. math. nat. Klasse d. kais. Akad. d. 
W. XL. Bd. 325-33G. 

**) Form , Oberfläche , Rinde , physische und chemische Zusammensetzung der 
Meteoriten. Vortrag im „Wissenschaftlichen Klub in Wien" am 28. November 1881. 
Siehe Monatsblätter d. W. Kl. in W., III. Jahrgang, Nr. 4, S 42. 



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- 287 - 



Zur dritten Gruppe gehören alle jene Vertiefungen, welche durch 
Herausfallen oder Auswittern des in rundlichen Knollen im Meteoreisen vor- 
kommenden Troilit oder Graphit entstehen. In keiner der grösseren Meteo- 
ritensammlungen fehlt es an Belegen hierzu. 

Durch den Widerstand der Luft, welchen der mit planetarischer Ge- 
schwindigkeit in dieselbe tretende Meteorit findet, kommt es auf der in der 
Richtung des Zuges vorangehenden Seite zu Einbohrungen, worauf Haidinger 
bei seiner Beschreibung des Meteorsteines von Goalpara zuerst hingewiesen 
hat. Ausserdem besprach er derartige Vertiefungen bei dem Meteorstein 
von Gross-Divina und jenem von Krähenberg, ferner bei dem Meteor- 
eisenring von Ainsa-Tucson. Auch an dem Exemplare von Möcs, 
finden sie sich. Auf solche Weise entstandene Vertiefungen machen eine 
vierte Gruppe aus. 

Zur fünften Gruppe rechne ich alle durch Ausschmelzen entstandenen 
Gruben, welche Entstehungsart durch die oberwäbnten Beobachtungen Dr. 
Bresinas ausser allem Zweifel ist. 

Die von mir nachgewiesenen Aussprengungen können, wenn sie zu einer 
Zeit stattfinden, wo noch eine Überrindung möglich ist, gleichfalls die Ur- 
sache einer besonderen Art überrindeter Vertiefungen werden. Es wäre das 
eine sechste Gruppe, die Gruppe der durch Aussprengung veranlassten 
Vertiefungen." — 

III. Gestalt der Meteoriten. 

„In den Tafeln (der Originalabhandlung; hier ist nur eine reproduziert, 
Tafel 12) sind Typen der bei den Möcser Steinen am häufigsten auftretenden 
Formen abgebildet. Allen liegt, mögen sie keilförmig, pyramidenförmig oder 
verschiedenartig abgerundet sein, ein gerades, funfseitiges Prisma zu Grunde, 
das oft durch eine gegen die Basis geneigte Fläche geschlossen wird, auf 
welcher wieder eine oder mehrere Flächen senkrecht stehen. Diese behauptete 
Regelmässigkeit steht wohl im Gegensatze zur gewöhnlich angenommenen 
Unregelmässigkeit. Schreibers hat aber bereits 1808 in seiner klassischen 
Abhandlung über die Meteoriten von Staunern eine gewisse Regelmässig- 
keit angedeutet*). Auch in seinen Beiträgen zur Kenntnis der meteorischen 
Stein- und Metallmassen**) spricht er bei Gelegenheit der Beschreibung des 
im k. k. Hof-Mineralien-Kabinete befindlichen Steines von Tabor von sich 
öfter wiederholenden Formen. Schreibers findet diese Regelmässigkeit „um 
so merkwürdiger, da hierin eine Übereinstimmung oder doch eine auffallende 
Annäherung zwischen vielen Steinen nicht nur von einer und derselben Be- 
gebenheit, sondern auch von nach Zeit und Ort sehr verschiedenen Ereig- 
nissen, und selbst zwischen solchen stattfindet, die in ihren Aggregat- und 
qualitativen Verhältnissen bedeutend von einander abweichen." 

Man ist aber der Sache nicht mehr nachgegangen. So möge denn der 
Fall von Möcs die Veranlassung sein, den Gegenstand weiter zu verfolgen. 

Die Figuren 1, 2 und 3 der Tafel (12) stellen ein ausgezeichnetes, 
nach Brust und Rücken gut orientiertes Exemplar (255 Gramm Gewicht) dar. 



*) Carl v. Schreibers, Gilberts Annahm 1808. S. 229. 

**) C. v. Schreibers, Beiträge znr Geschichte und Kenntnis meteorischer Stein- 
nnd Metallmassen. Wien 1820, S. 10. 

87* 



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2S8 



Es ist gleichsam die Grundgestalt, aus der sich durch Vergrösserung vou 
Flächen, Verschwinden anderer und Hinzutreten neuer die übrigen Fonneu 
ableiten lassen. Die Fläche I wird als Basis genommen, die Flächen 1, 2, 
3, 4 und 5 sind die Prismenflächen, die Fläche A mit den auf ihr senk- 
rechten Flächen a b und c bilden den Schluss nach oben. Auf der Brust 
(Fig. 1) sind überall Spuren intensivster Abschmelzung, 2; 3 und b sind wie 
ausgehöhlt, an der Grenze von 1 ist eine etwas über die Umgebung hervor- 
ragende und auch durch ihren Glanz auffallende Ader sichtbar, welche den 
Stein durchsetzt Die Rinde ist starkrissig, rotbraun, matt, hie und da, 
besonders um die Kanten, von einer anderen schwarzen, matten Rinde über- 
deckt. Der Kücken (Fig. 2) mit 4, der vollkommen ebenen Fläche 5 und 
der auf ihr senkrechten ^I-Fläche, welche sehr flache Eindrücke hat, besitzt 
denselben Rindencharakter, nur ist 5 sehr wenig rissig und auf A die Be- 
schaffenheit der Oberfläche durch die Rinde am wenigsten überdeckt, was die 
noch fühlbaren Eisenkörner beweisen. Die Basis I (Fig. 3), am unebensten, 
hat eine kompakte, gleichmässig schwarze Rinde, gegen die Kaute 4 ist ein 
erbsengrosser, rundlicher, glänzender Flecken, eine angeschmolzene Enstatit- 
kugel, wie sie Herr Hofrat Tschermack von den Mtfcser Steinen be- 
schrieben hat. 

Ein zweiter Stein (222 Gramm Gewicht), ebenfalls von prismatischem 
Typus, aber doch vom I. Typus verschieden, ist in den Figuren 4, 5 und 6 
dargestellt, und zwar in natürlicher Grösse, wie alle Exemplare. Diesem 
Typus fehlen die Flächen a und h % parallel mit der Fläche I erscheint die 
neue Fläche I'. A steht nicht normal auf 5, sondern auf 4, und diese Fläehe 
neigt sich mit der Fläche 3 nicht, wie bei dem ersten Stein, etwas gegen 
die Brust, sondern gegen den Rücken. Die Verschiedenheit der Flächen ist 
wie bei dem ersteren Steine, nur zeigen sie eine energischere Einwirkung; 
1, 2 und 3 sind mehr vertieft, gleichförmig mattschwarz überrindet, ebenso 
auch die wieder wenig dick überrindete Fläche A und die Fläche 4. Von 
beiden letzteren legt sich ein wenig körperlicher Schmelzsaum über die rot- 
braune Fläche 5; auch die sehr unebene Fläche I' ist von A her überflössen. 
Die Bruchstelle nahe der Kante 1 (Fig. 6) ist leicht angerusst." 

Herr Döll beschreibt und bildet ab noch mehrere andere Meteor- 
steine desselben Falles und fahrt dann fort: „Es Hessen sich noch leicht 
weitere Typen aufstellen, was ich jedoch nicht thue, weil ich glaube, dass 
durch die beschriebenen Steine und den noch zu besprechenden, der Sah 
Schreibers, welchen ich an der Spitze dieser Darstellung gesetzt, zur 
Genüge bewiesen ist. Ich glaube auch überdies noch nachgewiesen zu haben, 
worin diese sich wiederholenden Formen ihren Grund haben, nämlich in dem 
Auftreten einer Gestalt, aus der sich die übrigen herleiten lassen. Wodurch 
die Entstehung dieser Gestalt bedingt ist, kann meiner Meinung nach bis 
jetzt nicht mit Bestimmtheit gesagt werden. Die zunächst liegende Ver- 
mutung, dass eine gewisse Spaltbarkeit der Substanz die Ursache dieser 
Erscheinung ist, muss angesichts der Thatsache, dass sich diese Formen bei 
Meteoriten aus dem verschiedensten Materiale, auch bei dem Meteoreisen 
rinden, aufgegeben werden. 

Haben aber die Meteoriten den Grund für diese Gestaltung nicht in sich, 
so kann derselbe nur in von aussen auf dieselbe einwirkenden Ursachen ge- 
sucht werden. Als solche sind zu denken die Kräfte, welche die Zer- 



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— 289 - 



trümmerung ausserhalb unserer Atmosphäre hervorgerufen haben, dann 
Kräfte, die in unserer Atmosphäre eingewirkt, wie der Druck der Luft, 
welche der mit planetarischer Geschwindigkeit in derselben vorwärts eilende 
und hinter sich einen luftleeren Kaum lassende Meteorit auszuhalten hat, 
oder die Fliehkraft, welche sich bei den Meteoriten, welche meistens auf 
ihrem Zuge in Rotation geraten, entwickelt. Welche dieser Kräfte nun bei 
Hervorrufung dieser Regelmässigkeit der Form thätig gewesen, mag die Zu- 
kunft lehren. Gewiss aber ist es, dass diese Regelmässigkeit ein Mittel sein 
kann, über die Wirksamkeit der gestaltenden Kräfte so ins Klare zu kom- 
men, wie das Studium der Oberflächen-Beschaffenheit der Meteoriten zur 
Kenntnis der Lage geführt hat, welche dieselben auf ihrem Zuge in der Erd- 
atmosphäre einnehmen. Eine Vermutung hinsichtlich der Steine von Möcs 
möge heute gleich ausgesprochen sein. Auffallend ist an denselben die be- 
deutende Ebenheit der Basis I, obgleich parallel zu ihr die Substanz nicht 
die Neigung hat, in ebene Flächen zu brechen; denn tritt die zu ihr parallele 
Fläche I' auf, so ist diese immer sehr uneben. Diese Ebenheit kann darum 
nur ein Resultat der Abschmelzung sein. Die Fläche I hat aber bei allen 
untersuchten orientierten Steinen von Mucs eine solche Lage, dass sie der 
Abschmelzung in hohem Grade nicht ausgesetzt sein konnte, sie muss da- 
her in einem früheren Stadium eine andere Lage gehabt, gleichsam die Brust 
gebildet haben. 

Nehmen wir nun an, zu dieser Zeit sei durch den entgegenstehenden 
Luftdruck eine Zertrümmerung erfolgt, so ist es nach den schönen Versuchen 
von Daubr^e*) gewiss, dass diese Zertrümmerung prismatische Formen ge- 
liefert hat, deren Seitenflächen senkrecht auf der Basis, der Wirkungsfläche 
Herrn Daubrees, stehen. Mit dieser Zertrümmerung war eine Änderung 
in der Lage gegen die Bewegungsrichtung gegeben, der Meteorit stellte sich 
in die Lage, die durch seine Orientierung bekundet wird, und die Rotation 
trat als neue formende Kraft auf, wie das letzte, noch zu beschreibende 
Exemplar beweist. Daran ist durch Rotation die Fläche «, welche senkrecht 
steht auf der Fläche 5, abgeschleudert. Aber auch an den meisten der be- 
schriebenen Möcser Steinen tritt als Schluss nach oben eine Fläche (mit A 
oder {Ä) bezeichnet) auf, die der Überrindung nach, späteren Ursprungs ist, 
als die auf der Basis stehenden Prismenflächen. 

Die beschriebenen Formen an den Mtfcser Steinen wären demnach das 
Resultat der Zertrümmerung durch den Luftdruck und der Wirkung der 
Rotation." (Schluss folgt.) 



Vermischte Nachrichten. 

Die sogenannte Ballsohe Trennungsspalte auf dem Ringe des Saturn. 

Die Haupttrennung des Saturnringes, deren erste Wahrnehmung früher 
Dominique Cassini zugeschrieben wurde, soll, wie in jüugerer Zeit wiederholt 
hervorgehoben worden ist, zuerst von den Gebrüdern Ball am 13. Okt. 16G5 
erkannt worden sein. Diese Meinung beruht, wie sich nun herausgestellt, 
auf einem völligen Missverständnis. Herr W. T. Lyun teilt im Observatory**) 
mit, dass in der Orginalmitteilung (in Lowthorps abgekürzter Ausgabe der 

*) Daubree, Synthet. Studien etc. Deutsch von Gurlt, S. 490, 
**) No. 66 p. 304. 



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— 290 



ersten Bände der Pbilosophical Transactions) nur über eine von den Gebrüdern 
Ball wahrscheinlich an Hooke eingesandte Zeichnung berichtet wird. Diese 
Zeichnung stellt ganz roh den Saturn mit zwei Henkeln dar, und die Erläuterung 
der Gebrüder Ball sagt nur, dass der Saturn „nicht von einem Körper von 
kreisförmiger Gestalt (body of a circular figure), sondern von zweien" um- 
schlossen sei. Von einer Trennungslinie auf dem Ringe ist gar keine Rede, es 
handelt sich nur um die Henkel! Herr Lynu bemerkt, die Gebr. Ball seien offenbar 
höchst unerfahren in astronomischen Beobachtungen gewesen. Das klingt frei- 
lich ganz anders als die bisherige Annahme einer Entdeckung der Trennungs- 
spalte des Saturnringes durch jene Gebrüder! Auf derselben Platte befindet sich 
auch eine Zeichnung des Saturn von Cassini aus dem August 1670 und die 
Erläuterung Cassinis dazu. Letzterer zeichnet und beschreibt auf der Scheibe 
des Saturn einen matten Streifen, südlich vom Äquator (in Saturni Globo 
Zoua subobscura, paulo australior Centro), sowie auf dem Ringe eine dunkle 
Linie, wodurch derselbe gewissermassen in zwei konzentrische Ringe geteilt 
werde, von deren der innere heller sei als der äussere („Deinde latitudo 
Annuli dividebatur bifariam Linea obscura apparenter Elliptica, revera Cir- 
culari, quasi in duos Annulos Concentricos, quorum Jnterior Exteriori Luci- 
dior erat"). Cassini sah alles dies während der ganzen Sichtbarkeitsdauer 
des Saturn in jenem Jahre, zuerst mit dem 35fussigen, dann auch mit dem 
kleineren 20füssigen Teleskope. Saturn hatte damals seinen Ring am wei- 
testen gegen die Erde hin geöffnet, und Cassinis Zeichnung zeigt den Nord- 
pol des Planeten etwas über den Ringumfang jenseits desselben hervorstehend, 
den Südpol dagegen im Ringumfange liegend. Man erkennt hieraus, wie 
scharf der grosse Beobachter die Gestalt des Saturn sah und wie treu er sie 
durch Zeichnung darstellte. Die dunkele Linie auf dem Ringe wird aber 
keineswegs als scharfe Linie dargestellt, sondern als breiter Streifen, genau 
so wie der Äquatorialstreifen der Saturnkugel. Was Cassini sah, scheint mir 
höchst wahrscheinlich der vereinigte Eindruck der schwarzen Trennungsspalte 
und längs derselben der innere, dunklere Teil des Umfanges vom äussern 
Ringe gewesen zu sein. Dr. Klein. 

Abbildung des Kometen Cruls. Herr Tempel hatte die Güte, uns die 
auf Tafel 12 reproduzierte Abbildung einzusenden, mit folgenden Erläute- 
rungen: „Das lange Regenwetter verhinderte hier, von dem neuen telegrdphisch 
avisierten Kometen Beobachtungen zu machen. Erst in der Nacht vom 30. Sept 
zum 1. Okt hellte es sich auf, und gegen 5 Uhr morgens sah ich den wunderbar 
hellen Schweif vom Kometen Cruls, der [ganz verschieden war von allen 
Kometen die ich bisher gesehen habe: der Schweifteil vom Kopfe an hatte 
nicht die gewöhnliche Helle, wurde erst Bach und nach heller, breiter und war 
am Ende nicht verlaufend, sondern wie abgeschnitten. Die untere, westliche 
Seite des Schweifes war hell und scharf begrenzt, während die östliche Seite 
schwach verlief und am Ende eine Breite von über zwei Graden hatte. Die 
ganze Länge schätzte ich zwischen 15 und 20 Graden. Mit dem Binocle 
waren die innern dunklen Linien gut zu sehen. — Mit Amici II sah ich 
weder eine Ausstrahlung noch hellen Hof um den Kern, wohl aber einen 
zweiten Kern etwas unterhalb, so dass er wie ein verwaschener Doppelstern 
erschien. Die dunkle Linie vom Kopf an, in der Mitte des Schweifes, war 
sehr deutlich zu sehen. Kein Stern konnte ringsum wahrgenommen werden. 
Leider war der Himmel am 3.» 4. und 5. Okt. wieder wolkig und regnerisch." 



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— 201 — 

Stellung der Jupitermonde im Fehruar 1883 um 10 V« h mittl. Green w. Zeit. 

Phasen der Verfinsterungen. 



I. 



II. 



O« 



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III. 



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IV. 



o 



Cmtiternng 
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Tag 


West 


Ost 


1 


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22 








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4 




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24 




4. 






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25 


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1 






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27 








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8- 1- O 2 






28 








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4 C 


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Planetenstelliing im Pebruar 1883. 



Berlin. 
Mittair 


Oeoxontr. 
Rektauzeniiiun 
h. m. s. 


Geozentr. 
Deklination 

O ' '< 


Kulmina- 
tion 
h m 








Merkur. 






5 


21 


15 


081 


—12 18 19-41 


0 


14 


10 


20 


52 


4081 


13 50 ll-9| 


23 


32 


ID 


20 


40 


1-75 


15 20 49-2 


28 


0 


20 


20 


40 


4.90 


16 31 11 2 


22 


40 


25 


20 


50 


2107 


-16 55 57-8| 


22 


31 








\ 


/ e n u s. 






5 


18 


0 


1342 


—19 23 0-5 


20 


59 


10 


18 


20 


1920 


19 39 2-8 


20 


59 


1 c 

lo 


18 


41 


18 12 


19 46 9-4 


21 


1 


20 


19 


9 

Li 


5956 


19 42 48 4 


21 


8 


25 


19 


25 


1897 


-19 27 52-2 


1 


5 










Mar». 






5 


20 


17 


32-55 


—20 43 7-8 


23 


17 


10 


20 


88 


41-78 


19 49 85 0 


23 


13 


10 


20 


49 


41-75 


18 50 40 1 


23 


9 


20 


21 


5 


31-80 


17 46 43 0 


23 


5 


25 


91 

ZI 


91 
£,1 


11-71 


—16 38 4-8 


91 
BD 


i 
i 








J u 


p i t e r. 






8 


5 


22 


45-25 


-f-22 57 27-4 


: 8 


10 


18 


5 


22 


2950 


22 58 53 1 


7 


30 


28 


5 


23 


40-18 


+23 1 31- 1 


6 


52 



Berlin. 
Mittag 



8 

18 
28 

8 

18 

28 

2 
14 

26 



h. 



Deklination 

O l M 



S H 

3 10 56 61 
3 12 38 81 
3 15 1 27 



11 34 



U r 

4-77 I 



turn. 

+ 15 37 
15 47 
+15 59 

■ n u s 



19-2 
1-9 
9-4 | 



11 32 44 08 
11 31 14 13 



3 49« 30-8 
+ 3 59 18 5 



Neptun. 

2 56 24 48 +14 57 12*8 
2 56 45 60 | 14 59 31 "8 
2 57 25 87 | +15 3 9-9 



Kulmina- 
tion 
h m 


d 


KQ 


5 


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43 


1 A 

14 


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13 


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5 


20 


4 


34 



Februar 


7 


7 


»» 




4 


»• 


13 


22 


»» 


21 


13; 


tt 


25 


0 



h m 
37 



Sternbedecknngon durch den Mond für Berlin" 1883 



Neumond. 

Mond in Erdnähe. 

Erstes Viertel. 

Vollmond. 

Mond in Erdferne. 



Monat 



Februar 8. 
20. 
24. 



Stern 



Grösse 



Eintritt 



h 

Venus 1 16 

üj Löwe 4 5 10 

/ Jungfrau 4 5 15. 

Verfinsterungen der Jupitermonde 



51 3 
171 

360 



Austritt 



17 
11 
16 



56-7 
373 
46-8 







(Austritt aus 


dem Schatten.) 






1 


. Mond. 






2. Mond. 




Februar 3. 


18h 28 m 


39-9« 


Februar 


2. 12h 45 m 


283» 


.. 5. 


7 57 


37 0 


»• 


9. 15 20 


54-3 


.. 10. 


15 24 


180 


ii 


20. 7 14 


08 


12. 


9 53 


171 


»» 


27. 9. 49 


246 


,. 19. 


11 49 


08 








„ 21. 


6 17 


549 








„ 26. 


13 44 


470 








., 28. 


8 13 


41 5 









Lage und Grösse des Saturnringes (nach Besse 1). 

Februar 9. Grosse Achse der Ringellipse: 41 31"; kleino Achse 15.82". 

Erhöhungswinkel der Erde über der Ringebene 22° 31*4' sii.il 

Mittlere Schiefe der Ekliptik Januar 20. 23 u 27' 16 07" 

Scheinbare , „ 23° 27' 9 74" 

Halbmesser der Sonne .. ,. 16' 13 9" 

Parallachse „ „ 897" 



Planetenkonstellationen. Febr. 3. 18» Venus vom Monde bedeckt. Febr. 4. 17h Neptun 
in Quadratur mit der Sonne. Febr. 5. 12h Merkur in grösstor nördl. heliozentrischer 
Breite. Febr. 5. 12h Merkur i n unterer Konjunktion mit der Sonne. Febr 6. 7h Mars 
mit dem Monde in Konjunktion in Kektaszension. Febr. 7. 2h Merkur mit dem Monde 
in Konj. in Rektaszension. Febr. 8. 5 h Saturn in Quadratur mit der Sonne. Febr. 13. 
1" Merkur in Konjunktion mit Mars. Febr. 18. 8 1 » Neptun mit dem Monde in Konj. 
in Kektaszension. Febr. 13. 14h Saturn mit dem Monde in Konj. in Rektaszension. 
Febr. 14. 20 b Jupiter wird stationär. Febr. 15. 4 h Venus in grösster westl. Elongation, 
46° 50'. Febr. 15. 21h Jupiter mit dein Monde in Konjunktiou in Rektaszension. 
Febr. 17. 10 k Merkur wird stationär. Febr. 23. 7h Uranus mit dem Monde in Konj. 
in Rektaszension. Febr. 28. 24h Merkur i„, niedersteigenden Knoten. 

(Alle Zeitangaben nach mittlerer Berliner Zeit.) 
Dreck ron Beck k Schirmer in I.eipsig. 



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4 




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