Nr. 2f). 



Natm-wisseiischaftliclic Wochenschrift. 



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wo n die beivaiinte Zahl ist, welche das Verhltniss des 

 Kreisdurchiiiessers zum Kreisunit'an,i;e aiigicbt (3,14 . . .). 

 Nach diesen Gleichungen ist also 



y (I X 



Mit lliiife der von Littrow a. a. 0. geg-ehenen numerischen 

 Wertlie fr r, a, r, T findet man fr Jupiter und Saturn 



= 0,958 



^=1,057. 



(6). 



Diese Ijciden Zahlen unterscheiden sich in der That nur 

 sehr wenig \'on der Einheit. Man bemerke, dass, wenn 



^ == 1, d. h. v^V, der Punkt des Jnjjiterquators, 



welcher der Sonne am nchsten ist, in Bezug- auf das 

 Sonnensystem die Geschwindigkeit Null hat. In ihm sind 

 nmlich v und V, also Umdrehungs- und Undaufsge- 

 sehwindigkeit genau einander entgegengesetzt gerichtet, 

 zerstren sieii also, wenn sie gleiche absolute Wertlie 

 haben. Dagegen wird der dem eben betrachteten Punkte 

 diametral gegenber liegende Punkt des Aequators eine 

 Geschwindigkeit im Sonnensystem haben, die das doppelte 

 von (' ist, da r und T' hier gleich gerichtet sind und 

 sich also einfach addiren. Ganz dasselbe gilt fr Saturn. 

 Wenn wir nun annehmen, dass das Bestehen der Re- 

 lation 



v=r V 



auf kosmogonisehen Grnden beruht, so muss bei genaue- 

 rem Zusehen doch erwogen werden, dass diese Beziehung 

 bei Uranus und Neptun woid niclit zu den Consequenzen 

 betr. der Geschwindigkeitsverhltnisse fr die lieiden 

 oben betrachteten ausgezeichneten Aequatiu'punkte fhren 

 wird, wie dies bei Jupiter und Saturn der Fall war. 

 Denn, bei den beiden ussersten Planeten weichen die 

 Lagen der Aequatorebenen wie wir sie aus der Lage 

 der El)enen der Satellitenbahnen erschliessen doch um 

 erheliliclie \\'inkel al) von den Lagen der resj). Bahn- 

 ebenen. Und diese Vermutlumg besttigt sich auch in 

 der That. Sei z. B. fr Uranus auch v = U. 



Es ergiebt sich daraus, wenn r, T, r, a fr Uranus 

 dasselbe bedeuten, wie oben fr die anderen beiden Planeten 



a 



Daraus findet man leicht fr das Verhltniss ;' der 

 Ceutrifugalkraft zur Schwerkraft (beide am Acquator ge- 

 messen) 



_M r^ 

 in a ' 



wo m, M die Massen des Uranus bezw. der Sonne sind. 

 Mit Hidfe der numerischen Wertlie fr M, in, r, a (vgl, 

 Littrow a. a. 0.) findet man 



_ 1 

 ^~4;3S' 



Wenn nun die Abplattung der Uranusoberflche ist, 

 so muss dieselbe nach einem bekannten Satze von Clairaut 



zwisclien 



r 



und 



;' liegen, d. h. es muss fr diese 



2 ' 4 



Uranusabplattung also die Ungleichung stattfinden 



Nun hat Herr Schiaparelli aus seinen Messungen des 



Durehmessers des Uranus gefunden u = , . Aus den 



^^ 1 



Beobachtungen zu l'rinceton (1883) ergiebt sich = --, 



whrend Herr Seeliger allerdings einen unmerklich kleinen 

 Werth fr beim Uranus fand. Jedenfalls ist es aber 

 walir.scheinlich, dass man als l!c obacli tuugsre sultat 

 einen Werth 



1 



< 11 

 annehmen darf 



Ein solcher AVerth ist nun aber nicht vereinbar mit den 

 Grenzen, innerhalb deren, wie die Ungleichung <i.) zeigt, 

 der numerische Betrag der Uranusabplattung sich halten 

 muss. Daraus folgt dann aber, dass unsere Annahme 

 ber den numerisclicn Betrag vmi r nicht richtig gewesen 

 sein kann. Man wird eine untere Grenze fr z finden, 

 wenn man annimmt, dass die untere Grenze von a (also 



der Werth -^r) gleich 



V 



oder in Zahlen 



U 



m / r 



a X 



sei. Dann findet man t aus 



11 



V 



Y 



J 2 m a 

 V 11 mV 



f <0,89, r: 



T'>,8. 



Danach muss also, wenn wir mit den Beobachtungen 

 in Einklang bleiben wollen, fr das Verhltniss v : V doch 

 immerhin ein schon wohl merklich von der Einheit ab- 

 weichender Werth angenommen werden. Ja, es ist sogar 

 wahrscheinlich, das fr Uranus das Verhltniss i' : U noch 

 betrchtlich unter dieser Grenze 0,89 liegt, sodass also t 

 entsprechend hoch ber die Grenze 7'', 8 sich erhebt. Fr 

 Uranus wird also doch wohl die Relation v = T' sieh nicht 

 aufrecht erhalten lassen. Ueber die Verhltnisse bei Neptun 

 kann zur Zeit noch nicht entschieden werden, da wir 

 ohne exacte Daten betr. der Aiiplattung dieses Planeten 

 sind, deren Kenntniss aber, wie wir sahen, zu einer 

 Pifung der gemachten Annahme durch die Beob- 

 achtungen erforderlich ist. Grs. 



Ueber den vernderlichen Stern Y C.vgni, dessen 

 Variabilitt im Jahre 188G von Herrn Chandler entdeckt 

 wurde, hatte Herr N. C. Duner bereits frher in den 

 Astronomischen Nachrichten und im Astronomical Journal 

 einige Mittheilungen gemacht und auch versucht, die 

 Anomalien des Lichtwechsels dieses zum Algoltypus*) 

 gehrenden Vernderliehen zu erklren. In einer am 

 14. September 1892 bei der kgl. schwedischen Akademie 

 der Wissenschaften eingegangenen Abhandlung ist er aus- 

 fhrlich auf den Gegetistand eingegangen und hat den- 

 selben zum Abschlsse gebracht. Die Arbeit ist ver- 

 ffentlicht in No. 7 des 49. Jahrgangs der Ufversigt af 

 kongl. Veteuskaps-Akadeniiens Frhandlingar. 



In seineu frheren Untersuchungen hatte Herr Duner 

 gefunden, dass die Minima von Y Cygni auf die durch 

 die Formel 



1886,0 + 343'^,4GS4 + 1 '^,498124 E (Mittl. Zeit Greenwich) 



*) Die Verndcrlifhkeit des bekannten Sternes Algol ist der 

 Art, dass die Variation in der Lielitstrke fast ausschliesslich be- 

 schrnkt ist auf einen ganz kleinen Tlioil der ganzen Periode, 

 whrend dessen die Lichtstrke im Verhmfe nur weniger Stunden 

 bis zu einem Minimum herabsinlit, um naeldier in ungefhr der 

 gleichen Zeit wieder bis zu ihn-in gewlinliclien Betrage zu steigen. 



