516 XIX Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1904. Nr. 40. 



aus zwei „Deekzellen" bestehenden Drüsendeckel noch von 

 den unmittelbar unter ihm liegenden Zellen der Drüsen- 

 wand gebildet wird, und einem aktiven, der Drüsen- 

 wand. Der Bau des Drüsendeckels bedingt aber eine 

 andere Art der Sekretentleerung als bei den Rutaceen. 

 Bei letzteren findet bei der Entleerung zwar eine teil- 

 weise Trennung der Deckzellen statt, aber deren Indivi- 

 dualität bleibt insofern gewahrt, als sowohl ihre Außen- 

 wie ihre Innenwände vollkommen intakt bleiben. Bei 

 Eucalyptus dagegen werden sowohl die Innen- als die 

 Außenwände einer oder beider Deckzellen zerrissen und 

 die morphologische sowohl wie die vitale Selbständig- 

 keit der betreffenen Deckzelle gestört. Die Mechanik des 

 Apparates ist folgende. Die Wandzellen stehen unter 

 dem Drucke des den Drüsenraum ausfüllenden Sekrets 

 und üben ihrerseits infolge ihres hohen Turgors auf den 

 Drüseninhalt einen bedeutenden Gegendruck aus. Dieser 

 Druck allein genügt jedoch noch nicht, um die Entlee- 

 rung des Sekrets zu bewirken. Erst wenn er durch 

 einen äußeren Eingriff, wie z. B. durch Biegungen des 

 Blattes, gesteigert wird, werden die Außenwände der 

 Deckzellen an histologisch präformierten Rißstellen durch- 

 rissen, und das Sekret tritt nach außen. Gewisse Be- 

 sonderheiten im Bau der Deckzellmembranen stehen in 

 Einklang mit dieser Art der Sekretentleerung. Bezüg- 

 lich der biologischen Bedeutung des Apparates möchte 

 Verf. annehmen, daß er zunächst nur ein Mittel sei, ein 

 vielleicht wertloses Produkt des Stoffwechsels auszu- 

 scheiden, möglicherweise aber sekundär zu einer Schutz- 

 einrichtung gegen Tierfraß geworden sei. F. M. 



Literarisches. 

 J. Plassmann: Untersuchungen über den Licht- 

 wechsel des Granatsterns fi Cephei. 112 S., 

 mit einer Kurventafel. (Münster i. W. 1904, Aschen- 

 dorffs Buchhandlung.) 



Als Ursache des Lichtwechsels gewisser Veränder- 

 licher haben schon vor hundert Jahren verschiedene 

 Autoren die Rotation von Sternen angenommen, deren 

 Oberflächen sich aus Regionen von sehr ungleicher 

 Helligkeit zusammensetzen. Wenn auf einem solchen 

 Sterne die dunklen Gebiete ihre Größe und ihren Ort 

 änderten, so konnte in seinem Lichtwechsel von der 

 Regelmäßigkeit der Rotation jede Spur verdeckt werden, 

 sowohl in der Periode wie im Betrage der Licht- 

 schwankung, der Beobachter erblickte dann einen schein- 

 bar ganz unregelmäßigen Veränderlichen. Ob die dunklen 

 Teile der Überfläche riesige Flecke sind oder, wie 

 manche meinten, Schlackenfelder, oder auch Flutberge 

 atmosphärischer Gezeiten, Dichtemaxima der Gashülle 

 des Sternes mit entsprechend hoher Lichtabsorption, ist 

 eine Frage für sich, die aus der Untersuchung des Licht- 

 wechsels allein schwerlich zu beantworten ist. Un- 

 bedingt muß hier auch das Spektroskop mitsprechen. 

 Eine genaue Kenntnis des Helligkeitsverlaufs ist aber 

 auf alle Fälle unerläßlich. 



Für den sehr stark rot leuchtenden Stern ,u Cephei 

 hat in vorliegender Abhandlung Herr J. Plassmann in 

 Münster i. W. die kritische Untersuchung der Licht- 

 schwankung von 1848 bis 1903 geliefert. Der Verf. hatte 

 sich hier eine sehr schwierige Aufgabe gestellt. Die 

 Helligkeitsauffassung stark gefärbter Sterne ist bei den 

 einzelnen Beobachtern sehr verschieden; so schätzt Herr 

 Plassmann selbst rote Sterne bedeutend schwächer als 

 andere Beobachter. Bei der Vergleichung solcher Sterne 

 mit weißen Sternen wirkt ein wechselnder Luftzustand 

 äußerst störend, so daß man im allgemeinen die angeb- 

 liche Veränderlichkeit rötlicher oder orangefarbener 

 Sterne nicht anerkennt, wenn sie nicht wesentlich mehr 

 alB eine halbe Größenklasse beträgt, also schon recht 

 auffällig ist. Bei y, Cephei wiesen aber bisweilen mehrere 

 Jahre lang die von geübten Beobachtern angestellten 

 Schätzungen nur Unterschiede von wenigen Zehnteln 



einer Größenklasse auf und dies in so unregelmäßiger 

 Folge, daß ein Gesetz unauffindbar zu sein schien. Daher 

 sind es auch nur wenige Beobachter, die dem Sterne 

 fx Cephei, W. Herschels Granatstern, längere Zeit hin- 

 durch ihre Aufmerksamkeit schenkten, von 1848 bis 1871 

 (mit einigen Unterbrechungen) Argelander, von 1848 

 bis 1884, und zwar besonders regelmäßig seit 1867 

 Jul. Schmidt und von 1881 bis 1903 in unermüdlicher 

 Weise Herr Plassmann selbst. Fleißige Beobachter 

 dieses Veränderlichen waren in neuerer Zeit auch die 

 Herren Gore, Menze und G. v. Stempeil, deren Größen- 

 schätzungen nebst einigen kleineren Reihen Herr Plass- 

 mann noch verwertet hat, während die von Herrn 

 Knopf (Jena) und Herrn Holetschek (Wien) erlangten 

 Schätzungen sowie die von Frau v. Prittwitz (Berlin) 

 angestellten Photometermessungen nachträglich unter- 

 sucht werden sollen. Wie man sieht, decken sich wieder- 

 holt zeitlich die Angaben zweier und neuerdings auch 

 mehrerer Beobachter und bestätigen sich im wesent- 

 lichen. Herr Plassmann konnte auch nachweisen, daß 

 zwar die durch die Farbe bedingte Differenz in der 

 Größe von fi Cephei zwischen ihm und anderen Beob- 

 achtern sehr erheblich, aber glücklicherweise fast kon- 

 stant ist, indem die Lichtkurven nach verschiedenen 

 Autoren, vorausgesetzt daß diese die nötige Übung im 

 Größenschätzen besaßen, durchschnittlich innerhalb von 

 0,05 Größenklassen parallel laufen. Im Laufe der Unter- 

 suchung hat sich freilich auch herausgestellt, daß zeit- 

 weilig von J. Schmidt statt des Granatsterns ein 

 anderer Stern beobachtet worden war; ebenso scheint 

 eine geringe Veränderlichkeit des einen oder anderen 

 Vergleiclrsterns nicht ausgeschlossen zu sein, die natür- 

 lich die Ergebnisse hinsichtlich der Helligkeit von 

 /u Cephei beeinflussen mußte. 



Am schwierigsten gestaltete sich für Herrn P 1 a s s m a n n 

 die Verwertung der Beobachtungen von J. Schmidt, der 

 nicht genug Vergleichsterne benutzt hatte und außer- 

 dem in seinen Schätzungen eine beträchtliche Abhängig- 

 keit von der Jahreszeit erkennen läßt. Die Schmidt sehe 

 Lichtkurve enthält eine starke Jahresschwankung, welche 

 die langdauernden Änderungen des Granatsterns verdeckt. 

 Argelander hatte dagegen eine größere Zahl gut be- 

 stimmter Vergleichsterne verwendet, darunter auch oft 

 den Veränderlichen <f Cephei, in der Absicht, jede Vor- 

 eingenommenheit bei der Schätzung von fi fernzuhalten. 

 Da man den Lichtwechsel von (f Cephei sehr genau kennt, 

 lassen sich diese Vergleichungen so gut ausnutzen wie 

 solche mit einem unveränderlichen Sterne. Herr Plass- 

 mann selbst war gleich sorgfältig und vorsichtig bei 

 der Auswahl der Vergleichsterne wie bei der Anstellung 

 der Größenschätzungen. In allen Fällen wurde bei 

 dieser Beobachtung die Argelandersche Methode der 

 Stufenschätzungen gebraucht. Die Berechnung der 

 Stufenwerte für die einzelnen Beobachter bildet einen 

 Hauptteil der vom Verf. geleisteten Arbeit. Die Beob- 

 achtungen und ihre Umrechnung in Größen sind in den 

 „Tafeln" ausführlich mitgeteilt. Die erhaltenen Größen 

 dienten zur Konstruktion einer Lichtkurve für den ganzen 

 Zeitraum von 1851 bis 1903; einige Lücken waren frei- 

 lich unvermeidlich. Die Hauptergebnisse, wie sie aus 

 der Diskussion der Beobachtungen und der Gestalt der 

 Kurve folgen, mögen mit Herrn Plassmanns Worten 

 angeführt werden. 



„1. Die größte in den 50 er, 60 er und 70 er Jahren 

 von Argelander festgestellte Helligkeit des Granatsterns 

 beträgt etwa 3,7, die kleinste 4,7 der Potsdamer Skala. 

 Für die Zeit von 1871 bis 1888 ist sie nicht zu ermitteln, 

 weil die Beobachtungsreihe von Schmidt für die Ab- 

 leitung absoluter Helligkeiten nicht brauchbar ist. In 

 der Zeit von 1888 bis 1903 hat die Helligkeit sehr nahe 

 dieselben Extreme gehabt wie bei Argelander; das 

 folgt aus des Verf. Beobachtungsreihe unter Berück- 

 sichtigung des systematischen Fehlers in der Rotauf- 

 fassung. 



