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Naturwissenschaft liehe Rundschau. 



No. 37. 



h = —2,31 



— 2,28 



— 2,25 



— 2,16 



— 2,14 



Die Verschiedenheit der benutzten Instrumente, 

 der Blendgläser, der zur Vergleichung herangezogenen 

 Sterne erscheint ganz ohne Einfluss auf obige Hellig- 

 keiten ; die Schwankungen müssen also reell sein. 

 Kämen sie bei Jupiter allein vor, so könnte man an 

 den Einfluss denken, den das Erscheinen und Wieder- 

 verschwinden des grossen rothen Fleckes auf die Ge- 

 sammthelligkeit gehabt haben mag. Damit der Leser 

 diese Möglichkeit beurtheilen kann , seien folgende 

 hierfür wichtige Sätze citirt: „Ausser den Helligkeits- 

 äuderungen , die beim Jupiter in den Mittelwerthen 

 der einzelnen Messungsreiheu hervortreten, finden 

 sich noch innerhalb der Reihen mitunter stark ab- 

 weichende Werthe, die sich allerdings auf Beobach- 

 tungsfehler zurückführen Hessen , möglicher Weise 

 aber durch Vorgänge auf dem Planeten selbst erklärt 

 werden könnten. Ein Zusammenhang mit der Rota- 

 tion des Planeten, woran man denken könnte, scheint 

 nicht angedeutet. Wenn in den Beobachtungen der 

 Jahre 1878 und 1879 die Zwischenzeiten zwischen 

 den Tagen, wo die grössten Helligkeiten gefunden 

 sind, sehr nahe mit Vielfachen der Rotationsdauer 

 übereinstimmen, so ist dies wohl als Zufall anzusehen ; 

 für die anderen Reihen lässt sich jedenfalls ein solcher 

 Zusammenhang nicht nachweisen, und es würden 

 sehr genaue Messungen innerhalb kürzerer Zeitinter- 

 valle erforderlich sein, um sichere Schlüsse in dieser 

 Beziehung verbürgen zu können." 



Die Existenz eigenen Lichtes des Planeten Jupiter 

 ist nach Herrn Müll er 's Beobachtungen ausge- 

 schlossen, oder dasselbe könnte nur so schwach sein, 

 dass es photometrisch nicht mehr nachweisbar wäre; 

 es würde also höchstens wenige Procent des reflectir- 

 ten Sonnenlichtes ausmachen können. 



Der Winkel a. kann bei dem Jupiter nur noch 

 etwa 12° erreichen; ein Einfluss auf die Helligkeits- 

 messungen lässt sich nicht erkennen. 



Hierzu in auffallendem Gegensatze erscheint bei 

 dem Saturn die Helligkeit 60 Tage vor und nach 

 der Opposition um ungefähr 0,28. Gr. vermindert, oder 

 für je einen Grad Zunahme in « nimmt die Hellig- 

 keit um 0,0436 Grössenklassen ab. Dieser Phasen- 

 einfluss ist in allen Jahren, in denen genügend viele 

 Beobachtungen angestellt sind, deutlich ausgesprochen. 

 Eine viel stärkere Helligkeitsänderung macht sich 

 aber von Jahr zu Jahr geltend; sie hängt ab von der 

 wechselnden Lage der Ringebene gegen die Linie 

 Saturn — Erde. Als der Verf. seine Messungen 

 1877 begann, war der Saturnring sehr schmal, die 

 Erde stand, vom Saturn aus gesehen, nur 3° nördlich 

 von der Ringebene. Im Jahre darauf stand sie im 

 Mittel 9" südlich, in der Zwischenzeit war der Ring 

 einmal ganz verschwunden, jedoch waren um diese 

 Zeit Helligkeitsmessungen nicht möglich gewesen. 

 Nun wurde der Ring immer breiter, um 1884 bis 1885 



stand die Erde in dem „Elevationswinkel" A == — 26°, 

 um sich dann wieder derRingebene zu nähern, bis 1891 

 der Ring wieder verschwand. In dieser ganzen Periode 

 hat Herr Müller 252 Beobachtungen angestellt und 

 daraus den Einfluss des Winkels A auf die gesaramte 

 Saturnhelligkeit in die Formel gebracht: 



h = 0,877 —2,5965s/» A -f 1,2526 sin 2 A. 



Das Licht des Saturn wird hiernach, um einige 

 Beispiele zu erwähnen, durch den Ring bei verschie- 

 denen Werthen von A (entsprechend verschiedener 

 Ringbreite) um folgende Beträge R (in Grössenklassen) 

 vermehrt: 

 A = 0° 5° 10° 15° 20" 25" 28° 

 R = 0,00 0,22 0,41 0,59 0,74 0,87 0,94 



Wenn also der Ring am breitesten ist, glänzt der 

 Planet in der mittleren Opposition noch etwas heller 

 als Arctur; dagegen sinkt er auf die Helligkeit des 

 Aldebaran herunter , wenn der Ring verschwunden 

 ist. Bei diesen verwickelten Verhältnissen lässt sich 

 über Grössenschwankungen , wie sie bei Mars und 

 Jupiter in verschiedenen Jahren hervortraten, nichts 

 Sicheres sagen, wiewohl um 1883 bis 1885 die reducirten 

 Oppositionsgrössen etwas heller erscheinen (0,86.) als 

 vor 1880 (0,90.), 1880 bis 1883 (0,88.) und wieder um 

 1886 bis 1 888 (0,90. Gr.). S e i d e 1 hat von Saturn acht 

 Grössenmessungen ausgeführt; drei vom Jahre 1852 

 geben die mittlere Oppositionsgrüsse 1,16 + 0,07, die 

 übrigen (1857 und 1858) geben 0,97 + 0,02, UBeob- 

 achtungenvonZöllner(1862 bis 1865) geben 0,95. Gr., 

 während nach der obigen Formel die von Herrn 

 Müller bestimmte Grösse 0,88 ist. Die Zahlen stim- 

 men also recht gut, abgesehen von der ersten Seid er- 

 sehen Reihe. Sehr deutlich ist auch bei Zöllner's 

 Angaben der Einfluss der Phase « zu erkennen. 



Bei dem Planeten Uranus erscheint wieder, nach- 

 dem die gemessenen Helligkeiten auf mittlere Ent- 

 fernungen reducirt sind, eine sehr auffallende reelle 

 Lichtzunahme zwischen 1880 und 1884. Die mitt- 

 leren Oppositionsgrössen ergeben sich nämlich: 



1878 : h = 5,91 1884 : h = 5,85 



1879 : h = 5,90 1885 : h — 5,91 



1880 : h = 5,69 1886 : h = 5,99 



1881 : h — 5,6S 1888 : h = 5,98 



Herr P a r k h u r s t hat auf der Harvardstern warte im 

 Jahre 1880A = 5,68, 1881 fe = 5,53und 1888 7» = 5,85, 

 also ähnlich variabel gefunden. Der Uarnus hat eine 

 starke Abplattung, seine Rotationsaxe liegt aber par- 

 allel der Bahnebene, so dass wir zuweilen die Scheibe 

 ganz rund sehen, wenn nämlich Uranus so steht, dass 

 sein einer Pol in der Mitte der Scheibe liegt und der 

 Aequator den Rand bildet. Zwanzig Jahre später 

 liegen aber die Pole am Rande der Scheibe und der 

 Aequator geht durch deren Mitte; dann sehen wir 

 den Uranus stark abgeplattet und seine Fläche kleiner. 

 Aus diesen Verhältnissen hat Herr Seelig er auf die 

 Möglichkeit einer Helligkeitsschwankung geschlossen ; 

 die Messungen von Herrn Müller scheinen aber nicht 

 zu Gunsten dieser Hypothese zu sprechen, zumal die 

 Zöllner'schen Beobachtungen von 1864, also zur 

 Zeit, wo das dem Maximum von 1882 vorangehende 



