Nr. 35. 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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sterne angegeben. Diese Skale, nach Grssenklassen 

 fortschreitend, beginnt mit den hellsten Sternen als erste 

 Grssenklasse und geht in der Weise vorwrts, dass die 

 Helligkeit eines Sterns einer bestimmten Grssenklasse 

 im Mittel 2 1 / 2 mal so gross ist, wie die eines mittelhellen 

 Sterns der nchstfolgenden Klasse. Die schwchsten, 

 dem blossen Ange noch sichtbaren Sterne gehren dann 

 zur 6. Grsse. Es ist leicht einzusehen, dass die wirk- 

 liche Grsse der Sterne keineswegs mit dieser Beziehung 

 identisch ist, da die Helligkeit der Sterne ausser von 

 ihrer wahren Grsse namentlich von ihrer Entfernung von 

 uns, sowie von ihrer speziellen Leuchtkraft abhngt. 



Es ist fr manchen Leser vielleicht von Interesse, 

 wie viel Sterne etwa auf jede Grssenklasse kommen. 

 Nach Newcomb sind am ganzen Himmel vorhanden: 

 19 Sterne 1. Grsse 

 65 - 2. - 



200 - 3. - 



490 - 4. - 

 1400 - 5. 

 4900 - 6. - 

 In hnlicher Weise, indem nmlich der nchstfolgen- 

 den Grssenklasse rund 3 mal so viel Sterne angehren, 

 als der vorhergehenden, setzt sich diese Tabelle fr die 

 nur mit einem Fernrohr sichtbaren Sterne fort. Es giebt 

 danach ungefhr 20 Millionen Sterne 13. Grsse, welche 

 man noch mit einem Fernrohr von etwa 25 Zentimeter 

 Oeffnung -- das ist der Durchmesser der Objektivlinse, 

 die die vom Objekt kommenden Strahlen zu einem licht- 

 starken, scharfen Bilde vereinigen soll, zu sehen ver- 

 mag. Mit den grssten und optisch vollkommensten Fern- 

 rhren der Neuzeit drfte man jedenfalls mehrere hundert 

 Millionen Sterne erblicken knnen, whrend die Photo- 

 graphie noch bedeutend grssere Leistungen aufzuweisen 

 vermag. Es wirken nmlich Sterne, die unserm Auge 

 selbst an diesen Riesenfernrhren verborgen bleiben, deren 

 Lieht trotz der Konzentration durch 1 Meter grosse Linsen 

 auf unser Ange keinen Reiz auszuben vermag, solche 

 lichtsehwache Sterne wirken doch noch bei gengend 

 langer Expositionszeit auf die photographische Platte. 

 So vermag das menschliche Auge Unsichtbares zu sehen 

 und der menschliehe Geist vermag Betrachtungen, viel- 

 leicht einmal Berechnungen anzustellen ber Krper, die 

 er nie direkt gesehen hat, mglicherweise nie sehen wird, 

 deren Existenz ihm aber ber allen Zweifel erhaben ist. 

 Die Zahl der so sichtbaren unsichtbaren Sterne ist nun 

 eine ganz ungeheure und wchst natrlich mehr und 

 mehr, je weiter es der menschlichen Erfindungsgabe ge- 

 lingt, die Empfindlichkeit der photographischen Platten zu 

 steigern. Dr. Hans Stadthagen. 



Neuer Nachweis der Rotation der Sonne 

 auf spectroscopischeni Wege. Im Sommer der 

 Jahre 1887, 1888 und 1889 sind am Refractor der Stern- 

 warte in Luud eingehende Untersuchungen ber die Ver- 

 schiebung der Linien im Sonnenspectrum von Duner ver- 

 anstaltet worden. Der angewandte Apparat, ein Row- 

 land'sches Gitterspectrum, besass so starke optische Kraft, 

 dass nicht nur der Unterschied in der Wellenlnge zweier 

 benachbarter Strahlen mit grosser Genauigkeit gemessen 

 werden konnte, sondern sich auch durch Beobachtung 

 der Verschiebung zweier Spectralliuien, welche von Punkten 

 an entgegengesetzten Sonnenrndern herrhrten, deren 

 relative Geschwindigkeiten zur Erde und somit auch die 

 Gesetze der Sonnenrotation ermitteln Hessen. Die micro- 

 metrischen Messungen erstreckten sieh auf Strahlen in 

 der Gruppe des Sonnenspectrums ; sie besttigen die 

 aus Beobachtung der Flecken erhaltenen Resultate, dass 

 nmlich nach den Polen der Sonne hin eine Verlang- 



samung der Rotation eintritt. Nur sind die Grenzen fr 

 die Gltigkeit dieses Gesetzes bedeutend erweitert wor- 

 den, denn whrend die Zone der lngere Zeit continuir- 

 lichen Flecken sich nie ber 45 vom Sonnenaequator er- 

 hoben hat, giebt Duner genauere Daten bis zu 75. 

 Bezeichnet man die heliocentrische Breite mit <{, die Ge- 

 schwindigkeit in km relativ zur Erde mit v, den Rota- 

 tionswinkel eines Tages mit 'S, so lauten die gewonnenen 

 Zahlen: 



(f v 'S 



km 



0.4 1.98 14. 14 



15.0 1.85 13.66 



30.0 1.58 13.06 



45.0 1.19 11.99 



60.0 0.74 10.62 



75".0 0.34 9.34 



Duner hat dann noch diese Grssen mit den be- 

 kannten Formeln von Faye und Sprer verglichen und 

 findet im Ganzen eine sehr gute Uebereinstimmung. Es 

 scheint jedoch, dass seine spectroscopischen Beobach- 

 tungen eine etwas kleinere Rotationszeit als die aus der 



Bewegung der Flecken folgende ergeben. 



M. 



Photographie von Sternspectren auf der 

 Sternwarte in Paris durch die Gebrder 

 Henry. In der Sitzung vom 7. Juli d. J. stattete 

 der Admiral Mouchez der franzsischen Akademie der 

 Wissenschaften einen Bericht ab ber erfolgreiche Auf- 

 nahmen von Sternspectren durch die bekannten Astro- 

 nomen Gebr. Henry. Es kamen 2 Flintprismen von 

 0. 1 " 12 Seitenlnge und 45 resp. 22 Brechungswinkel vor 

 dem Objectif des photographischen Fernrohrs zur An- 

 wendung. Die Resultate, obgleich die ersten ihrer Art 

 in Paris, stehen in keiner Weise den besten amerika- 

 nischen nach und gestatten in leichter Weise, die be- 

 kannten charakteristischen Unterschiede in den Speetren 

 der Sterne, welche sus der chemischen Zusammensetzung 

 folgen, zu erkennen. - - Im Speciellen zeigt Vega sehr 

 starke Wasserstoff- Linien, whrend die anderen Krpern 

 entsprechenden Banden nur schwach sind. Areturus giebt 

 dagegen ein Spectrum von scharfen und reinen Linien, 

 hnlich wie die Sonne. Gewisse andere Sterne, wie 

 Atair und Spica, haben ein ganz eigenthmliches Spec- 

 trum mit verwaschenen Streifen, zu deren Erklrung die 

 Herren Henry eine grosse Rotationsgesehwindigkeit oder 

 eine usserst lebhafte Bewegung an der Oberflche der 

 Gestirne annehmen. Man darf wohl mit Recht auf 

 weitere Resultate aus den eifrigst betriebenen Studien 

 dieser gewandten Astronomen gespannt sein. M. 



L i 1 1 e r a t u r. 



Joseph Jankowski, Das Denguefieber (Influenza). Beitrge zur 

 Kenntniss desselben mit Bercksichtigung der letzten Epidemie. 

 Verlag von M. Kreutzmann, St. Gallen-Zrich-Leipzig 1S90. 

 Im Sommer 1889 breitete sieh ber den Orient Europa's mit 

 rapider Schnelligkeit eine Seuche aus, die den Namen Dengue 

 hatte. Ueber den Ursprung und die Bedeutung diesem Namens 

 hat man sich sehr viel gestritten, auch die Schreibeweise des 

 rthselhaften Wortes vielfach gendert und es schliesslich ber- 

 haupt durch andere Namen ersetzt. Das Rthsel dieser Krank- 

 heit wurde noch grsser, als nach ihrem Ablauf im ganzen brigen 

 Europa und auch in Amerika eine sehr hnliche Seuche mit 

 gleicher Heftigkeit auftrat, die unter dem Namen Influenza" 

 einherging. Um diesen Namen ist es nicht besser bestellt wie um 

 die Dengue." Ob beide Krankheiten identisch sind, ist trotz 

 aller Nachforschungen nicht gelungen festzustellen, berhaupt 

 haben wir die traurige Erfahrung gemacht , dass die Wissen- 

 schaft aus diesen Epidemien nichts zugelernt hat. Die Jagd auf 

 den Bacillus ist im Sande verlaufen. < iben angezeigtes Bchlein 

 j giebt historische Bemerkungen ber beide Krankheiten, ber ihre 



