No. 11. 



Naturwissenschaftliche Rund sc li ■< n 



135 



hing des Schwefels scheint darauf hinzuweisen, dass 

 das Meteoreisen von Arizona, in welchem man Knoten 

 von Troilit inmitten von metallischem Eisen findet, 

 nicht so hoch erhitzt war. 



Sodann liess Herr Friedel Schwefel auf Späne 

 von Gusseisen, das sehr reich an Kohlenstoff (4 Proc.) 

 war, im geschlossenen üefäss, einmal bei der Tempe- 

 ratur des siedenden Schwefels und iu einem anderen 

 Versuch bei einer etwas höheren Temperatur (etwa 

 500°) während einer längeren Zeit einwirken. Nach- 

 dem das im ersteren Versuch gebildete Schwefeleisen 

 gelöst und der restirende Kohlenstoff mit rauchender 

 Salpetersäure und Kalichlorat behandelt worden, blieb 

 eine kleine Menge schwarzen Fulvers zurück, mit 

 dein man Korund ritzen konnte. Die Bildung von 

 Diamant ist also durch diesen Versuch wahrscheinlich 

 gemacht; bewiesen kann dieselbe jedoch erst durch 

 die Analyse werden. Ohne die Mittheilung des Herrn 

 Moissan würde Herr Friedel über diese Versuche, 

 die er noch weiter fortführt, nicht gesprochen haben. 



J. Scheiner: Der grosse Sternhaufen im Her- 

 cules, Messier 13, nach Aufnahmen am 

 Potsdamer photographischen Refractor. 

 (Abhandlungen der Berliner Akademie der Wissenschaften. 

 Anhang 1892. 55 S. u. 1 Tafel.) 



Für die mannigfachen Vortheile , welche die 

 beschreibende Astronomie der Photographie dankt, 

 liefert Herrn Scheiner's Untersuchung des grossen 

 Sternhaufens im Hercules einen neuen Beleg. Dieser 

 Steinhaufen war 1714 als ein eben dem blossen Auge 

 sichbarer Nebel von Halley entdeckt und 17G4 vou 

 Messier wieder beobachtet. W. Herschel konnte 

 ihn bereits als Sternhaufen erkennen, aber die einzel- 

 nen Sterne sind in ihm so dicht gedrängt, dass eine 

 directe Ausmessung desselben im Fernrohr vollständig 

 unmöglich war. Die Beschreibungen dieses Gebildes, 

 die Zeichnungen desselben und die daran geknüpften 

 Vorstellungen von seiner Structur waren sehr mannig- 

 fach und Hessen den Versuch mittelst der Photogra- 

 phie diesem schwierigen Objecte nahe zukommen, sehr 

 wüuschenswerth erscheinen. Bereits 1887 hatten die 

 Herren Henry in Paris eine photographische Auf- 

 nahme mit zweistündiger Expositionszeit erhalten; 

 auf derselben sind wohl die Randtheile des Stern- 

 haufens völlig aufgelöst, iu der Mitte ist dies jedoch 

 nur theil weile der Fall, so dass eine ausgiebige Aus- 

 messung nicht möglich sein dürfte. 



Erfolgreicher waren die Bemühungen des Herrn 

 Seh ein er mit dem photographischen Refractor des 

 Potsdamer Observatoriums. Nach mehreren nicht be- 

 friedigend ausgefallenen Versuchen erhielt er am 

 9. September 1891 bei zweistündiger Exposition eine 

 Aufnahme des Sternhaufens, die allen berechtigten 

 Anforderungen entsprach. Auch am 10. September 

 gelang eine einstüudige Aufnahme recht befriedigend, 

 wenngleich wegen stärkerer Luftunruhe die Sterne 

 zur Ausmessung weit weniger geeignet erschienen, 

 als auf der ersten Platte. Beide Platten wurden in 



der eingehend erörterten Weise der Untersuchung 

 unterzogen, und die Positionen aller Sterne bestimiul, 

 wobei als Nullpunkt für die Coordinaten der Sterne 

 ein nahe der Mitte des Haufens gelegener Stern aus- 

 gewählt wurde, der etwas isolirt steht und möglichst 

 frei von Nebel ist; ebenso wurden die Grössen der Sterne 

 ermittelt. Auf der ersten Platte sind 823 Objecte ge- 

 messen worden, von denen sich 520 auch auf der zweiten 

 Platte rinden; auf dieser sind ferner noch 10 Sterne 

 gemessen, welche auf Platte I nicht gemessen waren, 

 so dass die Gesammtzahl der nach Position und Grösse 

 bestimmten Objecte 833 beträgt; diese sind in einem 

 Katalog zusammengestellt und in einer Zeichnung in 

 10 fächern Maassstabe (jedoch mit Ausschluss von 

 etwa 30 bis 40 Sternen in der Mitte, welche wegen 

 des Ineinauderfliessens der Scheibchen nicht einge- 

 zeichnet werden konnten) abgebildet; auch der das 

 Innere des Haufens erfüllende Nebel ist nicht ge- 

 zeichnet und nur die Nebelknoten , deren Ort ge- 

 inessen worden ist, sind als Sterne eingetragen. — 

 Aus den Ergebnissen dieser Untersuchung seien die 

 nachstehenden besonders hervorgehoben: 



Was zunächst die vou verschiedenen Beobachtern 

 angegebenen Structuren des Sternhaufens betrifft , so 

 konnten die von Rosse und einigen Anderen be- 

 schriebenen Kanäle als in Wirklichkeit nicht vor- 

 handen bezeichnet werden; nur bei undeutlicher 

 Betrachtung kann durch Aneinanderreihen kleiner 

 leerer Stellen scheinbar dir Eindruck von Kanälen 

 entstehen. Dagegen sind die von vielen Beobachtein 

 angegebenen Arme, welche sich von der Mitte aus 

 bis etwa 6' Abstand (dem halben Durchmesser des 

 Haufens) erstrecken, deutlich zu erkennen. Der An- 

 sicht, dass diese Arme der Ausdruck gewisser Gruppen- 

 bildungen im Inneren des Haufens seien, welche eine 

 gewisse Bedeutung für den Bau dieses Systems bean- 

 spruchen, kann sich Herr Schein er nicht anschliessen; 

 vielmehr bedingt, nach Herrn Scheiner, die zu- 

 fällige Vertheilung der Componenten eines Aggre- 

 gats nicht einen genau gleichen Abstand, sondern ge- 

 rade kleinere Gruppiruugen derselben. Wenn mau eine 

 der Zahl der Sterne des Haufens entsprechende Zahl 

 von Körnern irgend einer pulverisiiten Substanz von 

 einer gewissen Höhe auf eine horizontale Ebene fallen 

 lässt, so vertheilen sich dieselben annähernd nach 

 der Dichtigkeitsabnahme, wie sie der Sternhaufen 

 zeigt. Gleichzeitig aber weist der so erhaltene, künst- 

 liche Sternhaufen leere Stellen und sich abzweigende 

 Arme auf, welche durchaus dem Anblicke, den dei 

 Ilercules-Sternhaufen bietet, entsprechen. Die Aehn- 

 lichkeit wird zuweilen so frappant, als ob man die 

 Körnchen nach der Zeichnung geordnet hätte. 



„Von besonderem Interesse ist das Verhalten des 

 Nebels im Haufen zu den Sternen selbst. Während 

 das Innere des Haufens vollständig mit Nebel erfüllt 

 ist, zeigt der letztere sich weiter nach dem Rande 

 hin nur als Begleiter von Sternen oder Sterngruppen; 

 es kommen hier Sterne vor, welche zweifellos mit 

 mächtigen Atmosphären, wie die sogenannten Nebel- 

 sterne, umgeben sind. Ferner sind kleinere Nebel- 



