No. 36. 



Natur wissenschaftliche Rundschau. 



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ger dichten Atmosphäre wird ein Theil des Lichtes 

 von dieser, der Rest von der Planetenoherfliiche 

 reflectirt und dies in variablem Maasse, wenn die 

 Atmosphäre steten Veränderungen in ihrer Durchsich- 

 tigkeit ausgesetzt ist; hier dürfte die Helligkeit wohl 

 jeder Theorie spotten. Fehlt dagegen eine Atmo- 

 sphäre vollständig oder ist sie ausserordentlich dünn, 

 so dass das Licht von der Oberfläche selbst reflectirt 

 wird (Mond) , so wird das photometrische Verhalten 

 von der Beschaffenheit und Gestaltung dieser Ober- 

 fläche abhängen und letztere durch Vergleichung mit 

 dem Verhalten irdischer Substanzen bei fortgesetztem 

 Studium vielleicht zu erforschen sein. Der Verf. 

 erblickt den hohen Werth sorgfältiger Bestimmungen 

 der Lichtcurven in der Möglichkeit, daraus Analo- 

 gien zwischen den einzelnen Gliedern unseres Sonnen- 

 systeuies zu erkennen. 



Die Lichtcurve, d. h. die Veränderlichkeit des 

 Lichtes, das ein Planet uns zusendet, wird bedingt 

 durch seine Entfernung von der Sonne (>•) und von 

 der Erde (z/); es ist H= Xjr'-zl' 1 . Steht ein Planet 

 seitwärts von der Linie, welche die Erde mit der 

 Sonne verbindet, so sehen wir von seiner Tagseite 

 nur einen Theil , der Planet erscheint sichelförmig, 

 halbkreisförmig u. s. w. , ähnlich wie der Mond in 

 seinen verschiedenen Phasen. Bei den entfernten 

 Planeten, von Saturn an, ist die Abweichung von der 

 vollen Phase freilich nicht zu erkennen, dagegen sieht 

 man schon bei Jupiter zu gewissen Zeiten den einen 

 Rand nicht ganz scharf, wie leicht beschattet. Je 

 grösser bei einer Planetenscheibe der unbeleuchtete 

 Theil wird, desto weniger Licht empfangen wir unter 

 sonst gleichen Umständen. Indessen ist es bisher 

 nicht gelungen, und wird vielleicht auch nie möglich 

 sein, den in Folge der Thase eintretenden Lichtver- 

 lust zu berechnen; man ruuss ihn empirisch aus den 

 Beobachtungen bestimmen; die von Herrn Müller 

 für den Phaseneiufluss bei verschiedenen Planeten 

 abgeleiteten Formeln müssen als charakteristische 

 Kennzeichen für diese Körper gelten '). 



Bei den Beobachtungen wurde zugleich mit der 

 Planeteuhelligkeit die eines nahen Sternes von ähn- 

 licher Lichtstärke photometrisch gemessen. Selbst- 

 verständlich musste dann die Lichtschwächung, welche 

 durch die Absorption in unserer Atmosphäre erzeugt 

 wird, bei der Reduction in Rechnung gezogen werden. 

 Diese Lichtschwächung ist um so grösser, je näher 

 ein Gestirn beim Horizonte steht. Sodann müssen 

 die Helligkeiten der Sterne, die zur Vergleichung ge- 

 dient haben, genau bekannt sein; Herr Müller hat 

 diese Helligkeiten durch gegenseitige Vergleichung 

 der benutzten Sterne selbst bestimmt. Es ist wohl 

 von Interesse, die Grössen der hellsten Sterne hier 

 anzuführen (aus Tab. IV, S. 235), nebst den An- 

 gaben von Pickering, Pritchard, Wolff und 

 Seidel. 



') Unter dem Phasenwinkel a wird im Folgenden mit 

 Herrn Müller der Winkel am Planeten verstanden in 

 dem Dreieck Sonne — Planet — Erde, ausgedrückt in 

 Graden. 



Hier ist überall der Polarstern = 2,15. Grösse an- 

 gesetzt, und die anderen Helligkeiten sind auf diesen 

 Stern bezogen. So erhält dann Aldebaran genau die 

 Grösse 1,0; bei den helleren Sternen geht Herr 

 Müller nach fast allgemeinem Gebrauch durch die 

 0. Gr. (z. B. Arctur) auf die negativen Grössen — 1. 

 (Sirius), — 2., — 3., — 4. über, welch letztere bei 

 verschiedenen Planeten vorkommen. Jeder Stern 

 einer helleren Grössenklasse strahlt 2,51 mal soviel 

 Licht aus als ein Stern der nächst schwächeren Klasse- 

 Die Helligkeit von Aldebaran als Einheit betrachtet, 

 wird die Lichtstärke von Arctur = 2,5, die von 

 Sirius = 6,3 , die eines Gestirns — 2. Gr. = 15,8, 

 die eines Sternes — 4. Gr. = 100; letzterer sendet 

 soviel Licht aus als 100 Sterne wie Aldebaran zu- 

 sammen. 



Unter den grossen Planeten war der innerste, 

 Mercur, am schwierigsten zu beobachten, da er 

 stets nur kurze Zeit über dem Horizonte sich befindet, 

 wenn die Sonne unter demselben steht. Seine Höhe 

 ist daher immer nur gering, die Extinction (Absorp- 

 tion) in der Atmosphäre sehr stark und in bedenk- 

 lichem Grade von der verschiedenen Durchsichtigkeit 

 der Luft abhängig. Trotz aller Schwierigkeiten hat 

 der Verf. in 10 verschiedenen Jahren 83 Beob- 

 achtungen erhalten ; bei allen stand der Planet nie- 

 driger als 11°, und ist mehrfach bis zu 4° und darun- 

 ter verfolgt worden. Am hellsten erschien er am 

 14. Februar 1881, Gr. — 1,2, also wie Sirius, am 

 schwächsten 1,06. Gr., wie Aldebaran am 17. Mai 1883. 

 Reducirt man alle Helligkeiten auf die Distanz z/ = 1 

 von der Erde und r = 0,3871 (mittlere Entfernung 

 des Mercur von der Sonne), so schwanken die Hellig- 

 keiten noch zwischen — 1,1. und 1,74. Gr.; diese Gren- 

 zen sind mit Rücksicht auf den Werth der betreffenden 

 Beobachtungen zu verringern, so dass man sagen 

 kann, die grösste Helligkeit übertrifft die geringste 

 um 2,5 Grössenklasseu, oder um das Zehnfache. Dies 

 ist der Einfluss der Phase. So lange dieser Planet 

 für uns am Abend- oder Morgenhimmel steht, ist der 

 Phasenwinkel «, unter dem sich für den Mercur die 

 Entfernung Erde — Sonne darstellen würde, zwischen 

 50° und 120° eingeschlossen. Der Winkel « wird 

 = 0°, wenn der Mercur jenseits der Sonne („in oberer 

 Conjunction") steht, wo der Planet als runde Scheibe 

 erscheint, aber natürlich nur bei Tage sichtbar sein 

 würde. Steht der Mercur diesseits der Sonne („in 

 unterer Conjunction"), so ist der Phasenwinkel =180°; 



