No. 27. 



Naturwissenschaft liehe Rundschau. 



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auf seine von den meisten anderen Phtalei'nen sehr 

 bedeutend abweichenden Eigenschaften. Das Phenol- 

 phtalei'n ist eine an sich farblose, in Wasser unlös- 

 liche Substanz, welche sich aber in Alkalien mit 

 prachtvoll roth violetter Farbe auflöst; ein Umstand, 

 der schon seit geraumer Zeit seine Anwendung als 

 Indicator bei der Titriranalyse veranlasst hat. Die 

 Phtalei'ne des Ortho-Kresols , des Hydrochinons, des 

 Orcins u. s. w. verbalten sich ähnlich. Die Eigen- 

 schaften von Farbstoffen, welche auf den Textilfasern 

 fixirt werden könnten, gehen ihnen vollkommen ab. 

 Dieses technische Prädicat steht aber, wie jetzt durch 

 eine grosse Anzahl von Erfahrungen bewiesen ist, 

 stets in einer ganz bestimmten Beziehung zur chemi- 

 schen Constitution. (Schluss folgt.) 



Friedrich Ristenpart: Untersuchungen über 

 die Präcession und die Bewegung der 

 Sonne im Fixsterngebiete. (Veröffentlichungen 



der Grossherzogl. Sternwarte zu Karlsruhe 1892, Bd. IV, 

 S. 193.) 

 Die vorliegende Arbeit geht aus von der Ver- 

 gleichung der Positionen der Sterne, welche E. Becker 

 um 1880 in Berlin für den grossen Katalog der 

 astronomischen Gesellschaft bestimmte, mit den von 

 Besselum 1825 angestellten Beobachtungen. Letztere 

 mussten zunächst gründlich geprüft und möglichst 

 von systematischen und zufälligen Fehlern befreit 

 werden, eine Arbeit, die Herr Ristenpart S. 197 

 bis 223 darlegt. Die Unterschiede, welche jetzt noch 

 in den Orten derselben Sterne bei Bessel und Becker 

 übrig bleiben und die sich hauptsächlich aus Beob- 

 achtungsfehlern und Eigenbewegungen zusammen- 

 setzen, sollen nun benutzt werden, erstens um die bei 

 der Reduction der Beobachtungen auf gleiches Aequi- 

 noctium angewandte Constante der Präcession zu 

 verbessern und zweitens die Bewegung unserer Sonne 

 im Räume zu berechnen. 



Die scheinbaren Ortsveränderungen der Fixsterne 

 setzen sich zusammen aus den Sonderbewegungen, 

 die den einzelnen Sternen selbst zugehören, und den 

 Verschiebungen, in denen sich die Bewegung unserer 

 Sonne wiederspiegelt. Diese letztere, auch die paral- 

 lactische Bewegung genannt, kann als die Grösse be- 

 trachtet werden, um welche man von den betreffenden 

 Sternen aus die Sonne jährlich sich weiterbewegen 

 sieht — nur natürlich in entgegengesetzter Richtung. 

 Je weiter die Sterne entfernt sind, desto kleiner er- 

 scheint die Sonnenbewegung S; aber auch die Sonder- 

 bewegungen , die bei einem Sterne gross , bei einem 

 anderen klein sein können, werden im Mittel mit zu- 

 nehmender Entfernung immer kleiner erscheinen und 

 darum hat Herr Ristenpart, wie andere Astro- 

 nomen vor ihm (Porter, Stumpe, L. Struveu. A.), 

 die Sterne in vier Gruppen mit abnehmender Eigen- 

 bewegung vertheilt. Natürlich muss ein Stern, wenn 

 man ihn sich weiter entfernt denkt, auch licht- 

 schwächer erscheinen ; wie man aber schon an den 

 oft äusserst ungleichen Helligkeiten der Componenten 



von Doppelsternen sehen kann, die doch gleich weit 

 von uns abstehen , können die einzelnen Sterne so 

 verschiedene Lichtstärke besitzen, dass diese zur 

 Schätzung der Entfernungen nicht herangezogen 

 werden darf, namentlich bei Untersuchungen, bei 

 welchen nur eine beschränkte Sternzabl zur Ver- 

 fügung steht. 



Die Bewegung unserer Sonne bringt, wie erwähnt, 

 in alle Sternbewegungen ein gemeinsames Element, 

 das diese gesetzmässig beeinflnsst und daher auch 

 durch eine entsprechende Behandlung ermittelt werden 

 kann. Dasselbe gilt aber auch von einem etwaigen 

 Fehler der Präcessionsconstante ; wäre diese zu klein 

 angesetzt gewesen, so würden alle Sternbewegungen 

 in gewisser Richtung vergrössert erscheinen ; ein 

 solcher Fehler muss daher mitbestimmt werden. 

 Ferner liegt die Möglichkeit vor, dass die Sonder- 

 bewegungen einem gewissen Gesetze folgen, etwa dass 

 unser ganzes Fixsternsystem in einer Art Rotation 

 nra einen Schwerpunkt, in einer Bewegung längs der 

 Zone der Milchstrasse sich befinde. Es stellt sich 

 also von selbst die Frage, wie sind in unserem Stern- 

 system die Sterne angeordnet, und wo liegt der etwa 

 vorhandene Schwerpunkt? 



Durch die Bonner nördliche und südliche Durch- 

 musterung kennen wir die Vertbeilung der Fixsterne 

 1. bis gegen 10. Grösse vom Nordpol bis — 23° südl. 

 Decl. Herr Seeliger hat die Sterne der einzelnen 

 Grössenklassen abgezählt (Sitzungsbericht der bayer. 

 Akad. 1884, Heft 4 und 1886, Heft 2), und dadurch 

 ist es möglich, die Sterndichte an den verschiedenen 

 Stellen am Himmel abzuleiten. Da, wo es sich nun 

 um viele Tausende von Sternen handelt, darf mau 

 natürlich annehmen, dass einer gewissen Grösse eine 

 gewisse Entfernung entspricht. Kleine schwach- 

 leuchtende Sterne mögen ja viel näher bei uns sein 

 und grosse oder sehr intensiv strahlende sehr weit 

 abstehen, aber die Mehrzahl der Sterne gleicher 

 Helligkeit wird sich im nämlichen Abstände von uns 

 befinden und diese Abstände werden wachsen mit 

 abnehmender Helligkeit. Für diese Abhängigkeit 

 giebt Herr Ristenpart eine Tabelle, in welcher die 

 Entfernung einer Grössenklasse das 1,53 fache von 

 der nächst helleren ist und wo ausserdem ange- 

 nommen wird , dass auf die Entferuungseinheit die 

 Lichtabsorption des Weltraumes etwa 1 Proc. betrage. 



Die Sterne 9,5. Grösse sind also 44,5 mal weiter 

 entfernt als die Sterne 1. Grösse. Die Sterne aller 

 Klassen drängen sich in der Milchstrasse zusammen, 

 aber diese Anhäufung ist nicht so regelmässig, dass 

 man einen Punkt am Himmel — den Pol der Milch- 

 strasse — so bestimmen könnte, dass er von den 

 dichtesten Stellen überall gleich weit entfernt wäre, 

 oder dass die Mittellinie der Milchstrasse ungefähr 



