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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. S. 



physikalischen Observatorium zu berichten. Derselbe be- 

 obachtete, wie er in den Astr. Nachr. mittheilt, an zwei 



kurz hinter einander aufge mnenen Sonnenphotographien 



eine starke Einbuchtung des Sonnenrandes an einer 

 Stelle, wo nachweislich kein Fleck vorhanden war. Dies 

 veranlasste ihn, die ihm zugnglichen Sonnenaufnahmen 

 aul derartige Unregelmssigkeiten des Sonnenrandes zu 

 prfen. Secchi hat bereits mehrfach derartige Einbuch- 

 tungen wahrgenommen und zwar stets an Stellen, wo 

 sieb ein Fleck dem Rande nahe befand, und er betrach- 

 tete diese Beobachtungen als Beleg fr die Hypothese, 

 dass die Sonnenflecken Hhlungen seien. Seheiner weist 

 nun nach, dass diese Erscheinung nicht reell ist, sondern 

 nur optisch zu Stande kommt; da die Intensitt des 

 Sonnenlichtes am Sonnenrande von derjenigen eines 

 Fleckenkcrns nicht sehr verschieden ist, fliessen Fleck 

 und Rand bei Annherung des ersteren in einander und 

 es entsteht ein scheinbarer Defect am Rande. 



Bemerkenswert!! ist aber, dass ausser den durch 

 Sonnenfleeke hervorgebrachten (optischen) Defeeten auch 

 reelle Einbuchtungen am Sonnenrande auftreten und zwar 

 nur dann, wenn eine grssere Fackelgruppe dem Rande 

 nahe ist; eine solche Gruppe lsst den Rand zuweilen 

 gezackter erscheinen, als er es in Folge der Luttunruhe an 

 den brigen Stellen ist. Dr. Scheiner giebt an, dass dies 

 hutig ebenfalls nur optisch zu Stande kommen mag, in 

 umgekehrter Weise wie bei den Flecken, aber zuweilen 

 treten reelle Einbuchtungen auf, die mehrere Sekunden 

 unter das normale Niveau reichen. Unter den 2."0 von 

 Dr. Scheiner durchgesehenen Aufnahmen hat sieh kein 

 Fall ergeben, in welchem eine reelle Einbuchtung ohne 

 Zusammenhang mit Fackelgruppen sichtbar gewesen wre. 

 Was nun die Erklrung dieser auffallenden Erscheinung 

 betrifft, fr welche Dr. Scheiner sechs Flle aus den 

 Jahren 1883 bis 1889 angiebt und welche mehr oder 

 weniger trichterfrmige Einschnitte darstellen, so macht 

 Dr. Scheiner hierber nur Andeutungen, da ihm haupt- 

 schlich daran gelegen war, die Aufmerksamkeit der 

 Sonnenbeobachter auf die besprochene Erscheinung zu 

 lenken. 



Das Potsdamer Observatorium, dem die Astrophysik 

 bereits so viele werthvolle Entdeckungen verdankt, hat 

 Mir kurzem durch spectographisebe Beobachtungen 

 an Algol wiederum eine wichtige Frage zur Entschei- 

 dung gebracht. Der genannte Stern ist durch seinen 

 Lichtweehsel so auffallend, dieser Wechsel tritt periodisch 

 mit einer so grossen Regelmssigkeit ein, dass man sich 

 lange bemhte, fr diese Erscheinung eine Erklrung zu 

 linden. Die einfachste Erklrung war die Annahme eines 

 um den Stern laufenden anderen Krpers; doch erwies 

 sich diese Annahme auf Grund der Bahnbestimmungen 

 als sehr unwahrscheinlich. Auf der Potsdamer Stern- 

 warte sind nun von dem Direktor derselben, Prot. 11. C. 

 Vogel, und dem oben genannten Dr. Scheiner spectro- 

 graphisehe Beobachtungen des Algol angestellt worden. 

 (vgl. hierber Naturw. Wochenschr." IV Nr. "_'('>> die zu 

 dem beraus interessanten Schlsse fhren, dass Algol sich 

 \or dem Minimum von der Sonne entfernt, nach 

 demselben sich letzterer aber nhert. Diese Be- 

 obachtung beweisst unzweifelhaft, dass Algol selbst 

 eine Bahnbewegung besitzt, deren Umlaufszeit gleich 

 der Periode des Lichtwechsels ist und dass demnach 

 ein dunkler Begleiter existiren muss. mit welchem 



sich Algol um den gemeinsamen Schwerpunkl bewegt. 



Es ergab sich nun, dass Algol sieh mit einer Ge- 

 schwindigkeit von ."),7 .Meilen in der Sekunde in seiner 

 Bahn bewegt. Mit dieser Bewegung, der aus dem Licht- 

 wechsel sich ergebenden Umlaufszeit und der Helligkeit 

 zur Zeit des Maximums und Minimums ergeben sich als 



erste Annherung unter Annahme einer Kreisbahn, ohne 



dass man die Entfernung des Gestirns kennt! - folgende 



Dimensionen: 



Durchmesser des Hauptsterns = 230 000 Meilen 



- Begleiters = 180000 



Entfernung der Mittelpunkte = 7O0 000 



Bahngeschwindigkeit des Begleiters = 12.0 



.Massen der beiden Krper = 49 und 2 ( .i der Sonnen- 

 masse. 



Die so lange festgehaltene Hypothese, dass der 

 Lichtweehsel durch sonnenfieekartige Ablagerungen auf 

 dem Algol und zwar vorzugsweise auf einer Seite des- 

 selben, bedingt werde, ist damit hinfllig geworden. 

 Autfallend ist nun die verhltnissmssig geringe Ent- 

 fernung der beiden Gestirne, fr die wir kein weiteres 

 Beispiel kennen, und welche es selbst zehnmal strkeren 

 Fernrohren als den jetzigen eine Trennung der beiden 

 Gestirne unmglich machen wrde. Prof. H. C. Vogel 

 hebt noch hervor, dass man nicht unbedingt anzunehmen 

 braucht, der Begleiter sei dunkel; er kann im Gegentheil 

 sich noch im Glhzustande befinden und selbst leuchtend 

 sein, wenn nur sein Glanz relativ gering ist und etwa unter 

 1,80 des Glanzes des Hauptsterns betrgt. G. 



Schiaparelli's Resultate ber die Rotation 

 des Planeten Mereur. Bis zum Ende des vorigen 

 Jahrhunderts war es nicht gelungen, die Rotationsdauer 

 des Mereur zu bestimmen. Zwar hatte Vidal, der den 

 Planeten oft in seiner unteren Conjunction beobachtete, 

 zu gewissen Momenten wiederkehrende Lichtvernderungen 

 gefunden und eine Umdrehungszeit von 48 oder 16 Stun- 

 den vermuthet, aber erst der bekannte Liebhaber der 

 Astronomie Justizrath Schroeter in Lilienthal trat mit po- 

 sitiven Resultaten hervor. Seine erste Mittheilung, im 

 Berliner astronomischen Jahrbuch fr 1804, leitet er mit 

 folgenden Worten ein: Ist je die Rotation eines Planeten 

 glcklich entdeckt, sofort bestimmt und in der Folge ber- 

 zeugend besttigt worden, so ist es die des Mereur." 

 Schroeter hatte im Frhjahr 1800 eine eigentmliche 

 Abstumpfung des sdlichen Horns der Mereursichel beob- 

 achtet, fand dieselbe im Herbst wieder und berechnete 

 daraus die Rotation zu etwas mehr als 24 Stunden; im 

 Frhjahr 1801 wurde diese Zahl nun durch ausfhrliche 

 Beobachtungen von Flecken, die sich auf der Mereur 

 scheibe innerhalb weniger Stunden stark bewegten, genau 

 besttigt. Mit Schroeter zusammen beobachtete llarding, 

 und Beide nahmen stets dieselben Vernderungen wahr. 

 Das Endresultat aus sieben verschiedenen, zum Theil 

 14 monatlichen Perioden, betrug nach der Reduction von 

 Bessel aul mittlere Mercurstage 24 h m 53 s , eine Zahl, 

 welche noch heute in allen astronomischen Lehrbchern 

 oder populren Werken wiederkehrt. Dass ein so langer 

 Zeitraum verflossen ist, ohne uns neue Resultate zu liefern, 

 liegt hauptschlich an den beraus ungnstigen Beobach- 

 tungsverhltnissen des Mereur, und die vor Kurzem (Astr. 

 Nachr. 2944) im Auszuge verffentlichten Wahrnehmungen 

 des berhmten Mailnder Astronomen Sehiaparclli drfen 

 wohl als eine der wichtigsten und zugleich berraschend- 

 sten Entdeckungen der neueren Astronomie angesehen 

 werden. 



Schiaparelli berichtet darber folgendermaassen : 

 Nach vorlufigen Versuchen mit einem 8 zlligen Fern- 

 rohr, welche ernmthigende Resultate lieferten, begann die 

 eigentliche Beobachtungsreihe Anfang 1882, und von 

 diesem Zeitpunkt an bis auf heute habe ich den Mereur 

 mehrere hundert Male beobachtet und ungefhr 150 Zeich- 

 nungen seiner Oberflche erhalten, die allerdings von sehr 

 verschiedenem Werth sind. Am meisten Material lieferte 

 der Winter L882 ,-,:; und schon 1884 htte vorlufig ab- 



