664 XXV. Jahrg. 



Xat urwissenschaftliche Rundschau. 



1910. Nr. 52. 



zu sein und reichen, der Spiralform folgend, oft weit 

 über die Grenzen hinaus, wo die Nebelniaterie aus 

 Lichtschwäche unsichtbar wird. 



Der Xebel „Messier 33 Trianguli" enthält über 

 2400 solche uebligen Sterne in allen Teilen der Spiralen, 

 und sie treten an wenigstens zwanzig Stellen zu Gruppen 

 oder Nestern mit 10 bis 60 Sternen zusammen. Auch 

 in dem Xebel „Messier 101 Ursae maj." stehen über 

 1000 neblige Sterne, und es wurden 15 Gruppen- 

 bildungen mit 6 bis 60 Sternen gezählt. Der Xebel 

 „Messier öl Ursae maj." enthält 400 neblige Sterne 

 ohne Gruppenbildung. Er ist dem großen Xebel in 

 der Andromeda sehr ähnlich und zeigt in seinem 

 zentralen Teil ein verwickeltes System dunkler Spalten. 

 Die über 250 nebligen Sterne in dem Xebel „Messier 

 öl Canum Venat." verteilen sich ziemlich gleichmäßig 

 über das ganze System, und der Zwischenraum zwischen 

 den beiden Spiralflügeln ist mit lichter Xebelmaterie 

 von fadenförmiger Bildung ausgefüllt. In dem Xebel 

 „Messier 64 Comae Berenices" liegen die etwa 50 

 nebligen Sterne fast ausnahmslos in der Region un- 

 mittelbar um den Kern; nördlich vom Kern zieht sich 

 eine sehr dunkle Rille mit einigen Streifen nebliger 

 Sterne hin. 



Der planetarische Nebel „Messier 97", Herschels 

 Eulennebel, gewährt den Anblick einer etwas geneigten 

 elliptischen Scheibe, die auf eine etwas größere, 

 weniger helle, runde Scheibe mit unregelmäßig ge- 

 formtem Rand gelegt ist. Im Innern stehen außer 

 dem Kernstern noch vier schwache Sternchen. Um 

 den Nebel liegen in einem Gesichtsfelde von 36 Quadrat- 

 minuten noch etwa hundert ganz kleine Nebel oder 

 ebensoviel Nebel wie Sterne. Der berühmte „Crab- 

 nebel" im Stier, so genannt, weil Rosse ihn einer 

 Krabbe ähnlich gezeichnet hat, gleicht einer lichten, 

 zerrissenen Federwolke mit vielen fadeuartigen Aus- 

 läufern; die in der Nebelmasse vorhandenen Sterne 

 scheinen physisch nicht mit ihm zusammenzu- 

 hängen. 



Der „Ringnebel in der L.eyer" bietet das Bild 

 dreier unregelmäßiger ineinander geflochtener Kränze. 

 Eine Expositionszeit von 30 Minuten genügte, um auf 

 wenig empfindlichen, aber feinkörnigen Platten die 

 beiden Lichtbänder abzubilden, die parallel zur großen 

 Achse der Ringellipse den inneren dunkeln Raum durch- 

 kreuzen, und bei 60 Minuten Belichtungszeit kamen 

 zahlreiche Einzelheiten in diesen Bändern und den 

 fünf Hauptausläufern am Außenrande des Nebels zum 

 Vorschein. Es spricht dies für die Güte des Spiegels, 

 denn die größte Ausdehnung des Nebels, die Barnard 

 mit dem 36-zölligen Refraktor derLick-Sternwarte zu 

 80" 89 bestimmte, beträgt auf dem Negativ nur 3 mm. 

 Die Lichtfülle und Bildschärfe wird ferner durch die 

 Tatsache gekennzeichnet, daß der Stern 1830 Grooin- 

 bridge im Sternbilde des Löwen (AB = ll h 7 m , 

 D = 4- 38° 32'), der nur die Helligkeit 6,5 hat und 

 durch seine große Eigenbewegung sowie die wiederholt 

 an ihm angestellten Parallaxenbestimmungen (Parall- 

 axe ^0,1 18" oder 27 Lichtjahre Entfernung) berühmt 

 ist, mit einem Einprismenspektrographen von 40 cm 



Brennweite des Kollimators und der Kamera ein gutes 

 Spektrum gibt. 



Für einen von Ritchey projektierten Riesen- 

 spiegel von 250 cm Durchmesser ist die Schleifmaschine 

 in der Werkstatt des Mount Wilson Solar Observatory 

 zu Pasadena zur Arbeit bereit, und die von dem Glas- 

 werk zu St. Gobain (Frankreich) gelieferte Glasscheibe 

 wird zurzeit probeweise angeschliffen. 



Die angeführten Beispiele rechtfertigen, daß man 

 gegenwärtig in der Astrophysik den Reflektoren wieder 

 ein großes Interesse entgegenbringt, und daß wir von 

 diesen Instrumenten wichtige Aufschlüsse, namentlich 

 über die Natur der Nebelflecke, erwarten dürfen. 



A. Becker:Überdie Abh an gigkeitder Kathoden - 

 strahlabsorption von der Strahlgeschwin- 

 digkeit. (Sitzungsber. der Heidelberger Aliad. d. Wiss. 

 1910, math.-naturw. Klasse, 19. Abhandig., 16 S.) 



Die Kenntnis der Kathodenstrahlabsorption in der 

 Materie ist von ganz besonderer Bedeutung insofern, 

 als sie es ermöglicht, einen wichtigen Einblick zu ge- 

 winnen in die Konstitution der Atome der absorbieren- 

 den Substanz, die vordem als kleinste Teile der Materie 

 nicht weiter ergründbar zu sein schienen. Schon die 

 ersten Untersuchungen des Herrn Lenard über die 

 Absorption von Kathodenstrahlen von etwa 1 3 Licht- 

 geschwindigkeit führten zu dem wichtigen Ergebnis, 

 daß die Atome aller Materie offenbar aus einerlei Be- 

 standteilen bestehen und sich voneinander lediglich 

 unterscheiden durch die Anzahl dieser sie konstituieren- 

 den Bestandteile. Die Absorption zeigte sich nämlich 

 in allen Stoffen sehr nahe proportional der Dichte oder 

 der Masse der absorbierenden Substanz, während die 

 sonstigen physikalischen oder chemischen Eigenschaften 

 ohne merklichen Einfluß waren. Da die Kathoden- 

 strahlen aus freien Elementarquanten der negativen 

 Elektrizität bestehen, ist aus der Tatsache ihrer Ab- 

 sorption weiter auf das Vorhandensein starker elek- 

 trischer Kraftfelder im Innern der Atome, welche die 

 in sie eintretenden Elementarquanten festhalten , zu 

 schließen. Als Zentren dieser Kraftfelder wird man 

 die oben genannten Bestandteile der Atome anzusehen 

 haben , so daß sich in jedem Atom eine Anzahl ein- 

 zelner Kraftfelder finden wird, die jeweils proportional 

 ist der Masse des Atoms. Diese Kraftfelder sind dem 

 Massenproportionalitätsgesetz entsprechend in allen 

 Stoffen von gleicher Art, und man wird durch Division 

 der beobachtbaren Absorptionsgröße durch die Masse 

 der betreffenden Substanz sonach ein Maß gewinnen 

 für ihre Größe. Diese Größe zeigt sich nun zwar für 

 alle Stoffe sehr nahe gleich, sie variiert aber sehr be- 

 trächtlich mit der Geschwindigkeit der Kathodenstrahlen 

 derart, daß die Benutzung langsamerer Strahlen zu 

 größerer Ausdehnung der Kraftfelder führt. Dies ist 

 auch zu erwarten, wenn diese Felder sich um gewisse 

 Zentren in den Atomen gruppieren, in deren Nähe sie 

 größere Intensität aufweisen, als ferner von denselben, 

 so wie sich etwa die Stärke eines Magnetfeldes in be- 

 kannter Weise um die beiden Pole konzentriert. Ein 

 Elementarquantum, welches derartige Felder passiert, 



