No. 10. 



Naturwissenschaft liehe Rundschau. 



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mögen des Wasserstones, welches dasjenige des 

 Kohlenstoffes um das Elffache übersteigt. Aus dem 

 Umstände, dass das speeifische Brechungs- und Zer- 

 .streuuugsvermögeu des Sauerstoffes iu all seineu 

 Bindungsformeu viel kleiner ist, als die des Wasser- 

 stoffes, erklärt Herr Brühl die Thatsaehe, dass die 

 speeifische Dispersion und Refraction der Kohlen- 

 wasserstoffe grösser ist. als die irgend welcher Oxy- 

 •dationsproduete derselben. Das speeifische Brechungs- 

 vermögen des Stickstoffes ist genau dasselbe wie 

 dasjenige des Kohlenstoffes, das Dispersionsvermögen 

 des ersteren beträgt dagegen das Vierfache und ist 

 nach dem Wasserstoff bei Weitem das grösste von 

 allen hier untersuchten Elementen. 



„Ueber den ursächlichen Zusammenhang dieser 

 stellenweise geradezu seltsam erscheinenden Verhält- 

 nisse zwischen Brechung und Zerstreuung lassen sich 

 zur Zeit nicht einmal Vermuthuugen aufstellen. Es 

 ist aber zu erwarten, dass weitere experimentelle 

 Forschung auch hier Aufklärung bringen und noch 

 manche interessante Ergebnisse zu Tage fördern 

 "werde." 



F. Küstner: Zur Bestimmung der Aberrations- 

 constante aus Meridiandistanzen unab- 

 hängig von den Schwankungen der Polhöhe. 

 (Astron. Nachr., 1891, Nr. 3015.) 

 Die Geschwindigkeit des Lichtes und die der Erde 

 iu ihrem jährliehen Laufe haben bekanntlich ein mess- 

 bares Verhältniss zu einander, wodurch für einen Be- 

 obachter auf der bewegten Erde bewirkt wird , dass er 

 ■einen Stern nicht genau auf dem Platze sieht, wo der- 

 selbe steht, sondern dass diese Stellung um eine kleine 

 "Winkelgrösse in der Richtung der Erdbewegung ver- 

 schoben erscheint (vgl. Rdsch. III, 81; IV, 1). Die Er- 

 scheinung, welche von Bradley, 1725 bis 1726, entdeckt 

 wurde, heisst bekanntlich Abirrung des Lichtes, mit 

 welchem Namen auch ihr Maass, jene kleine Winkel- 

 verschiebung der Sternörter, bezeichnet wird. Diese 

 Abirrung des Lichtes wird selbstverständlich von dem 

 Orte der Erde in ihrer Bahn sich abhängig erweisen 

 (•weil ja eben die Richtung der Erdbewegung sich stetig 

 ändert); aber sie wird auch offenbar für denselben 

 Punkt der Erdbahn auch immer dieselbe Grösse haben, 

 d. h. mit anderen Worten , die Abirrung des Sternen- 

 lichtes wird eine jährliche Periode aufweisen. Ver- 

 möge der Abirrung des Lichtes wird nun ein Stern an 

 jedem Tage um ein klein wenig von dem wahren Orte 

 abweichen, den er ohne Aberration haben würde; und 

 ■da die letztere eine jährliche Periode hat, also nach 

 Ablauf des Erdjahres immer wieder denselben Werth 

 ■erlangt, so werden alle die scheinbaren Oerter eines 

 Sternes auf einer geschlossenen Curve liegen, innerhalb 

 -welcher der wahre Ort sich befindet, und zwar muss 

 diese Curve eine Ellipse sein, welche der Erdbahn ähn- 

 lich ist. Die halbe grosse Axe dieser „Aberrations- 

 ellipse" ist dann der mittlere Werth jener Winkelver- 

 schiebungen, welche die Sternörter in Folge der Abirrung 

 •des Lichtes erleiden. Sie ist es , welche als „Aberra- 

 tionseonstante" bezeichnet wird, und deren Werth durch 

 W. v. Struve auf 20,445" bestimmt wurde. 



Wenn man nun einen Stern ein volles Jahr hin- 

 durch täglich beobachtet, so wird man, rein schematisch 

 zu sprechen , durch seine Beobachtungen auch zugleich 

 •die Aberrationsellipse vor sich haben , und aus ihnen 

 graphisch oder rechnerisch die Dimensionen der letzteren, 



d. h. die Aberratiousconstaute, herleiten können. Die 

 Beobachtungen werden indessen durch den Umstand 

 verwickelt, dass nicht nur die Abirrung des Lichtes, 

 sondern auch die atmosphärische Strahlenbrechung, die 

 Biegung der Fernröhre und etwaige Schwankungen der 

 Erdaxe, deren Durchschnitt mit der scheinbaren Him- 

 melskugel uns als Weltpol gewissermaassen den festen 

 Normalpunkt unserer Messungen geben soll, die Stern- 

 örter beeinflussen. 



Seit der Entdeckung der Aberration wendet man 

 nun zur Bestimmung der Constante derselben die Be- 

 obachtung von Meridianzenithdistanzen der Sterne an, 

 d. h. man misst die Abstände derselben vom Scheitel- 

 punkte zur Zeit der Culmination, weil für diese Beob- 

 achtungen ein Theil jener fremden Einflüsse möglichst 

 gering werden. Diese Bestimmung wird aber immer 

 noch voll beeinflusst von etwaigen Erdaxenschwankungen. 

 Denn wenn ip die geographische Breite (oder Polhöhe) 

 eines Ortes ist, an dem im Meridian ein Stern beob- 

 achtet wird, dessen Declination <I ist, so ist die Meri- 

 dianzenithdistanz des Sternes gleich der Differenz von 

 Polhöhe und Declination , also wenn wir sie mit z 

 bezeichnen, z = f — ä. Hier ist nun <f die von der 

 Aberration beeinflusste Grösse und, so lange man darauf 

 vertrauen konnte, dass <p constaut sei, Hess sich in der 

 That aus einer ein ganzes Jahr umfassenden Reihe 

 solcher Meridianzenithdistanzen die Constante der Aberra- 

 tion finden. Nun ist aber die Polhöhe periodisch ver- 

 änderlich, und zwar ist die Periode ihrer Veränderung 

 nur wenig verschieden von der durch die Aberration 

 befolgten. Man wird also in jedem Beobachtuugsergeb- 

 niss einer Meridianzenithdistanz die Aberration nahezu 

 vollkommen mit der Breitenschwankung vermischt er- 

 halten. 



Der Herr Verf. zeigt nun, wie dem zu begegnen ist, 

 ohne deshalb auf die in mehrfacher Hinsicht so vor- 

 teilhafte Methode der Meridianzenithdistanzen zu ver- 

 zichten. Man weicht nämlich offenbar dem Einflüsse 

 der Polhöhenschwankungen aus, wenn man die Beob- 

 achtungen der Meridianzenithdistanzen verschiedener 

 Sterne mit einander verbindet. In der That, beobachtet 

 man hinter einander die Culmination zweier dem Zenith 

 nahen Sterne, S x und S 2 , so erhält man die Resultate 

 if,—(f 1 und q, — ef 2 ; deren Differenz J ganz unabhängig 

 ist von dem augenblicklichen Werthe der Polhöhe so- 

 wohl, wie von jedem constauten Tagesfehler, der aus 

 irgend welchen Ursachen etwa den Beobachtungen noch 

 anhaften kann. 



Es ist nun selbstverständlich wünschenswerth, zur 

 Erzielung möglichst sicherer Resultate, die Beobach- 

 tungen möglichst zu vervielfältigen, d. h. also vor Allem 

 sich nicht auf ein Sternpaar zu beschränken. Der Verf. 

 erörtert nun in geistreicher, erschöpfender Weise mathe- 

 matisch und beobachtungstechnisch die Frage, wie man 

 die Gesammtheit der Beobachtungen einzurichten habe, 

 um aus solchen Differenzen von Meridianzenithdistanzen 

 die Aberrationsconstante mit dem kleinsten wahrschein- 

 lichen Fehler herzuleiteu. Wir müssen es uns jedoch 

 leider versagen, an dieser Stelle die ausserordentlich 

 interessanten Untersuchungen des Herrn Küstner zu 

 skizziren, aus denen als Hauptergebniss hervorgeht, dass 

 zur Erzielung eines möglichst sicheren Resultates man 

 die beobachteten Sternpaare cyklisch mit einander zu 

 verbinden habe 1 ); dass ferner die Sterne so zu wählen 

 sind, dass sie in gleichen Rectascensionsunterschieden 

 auf einander folgen; und dass sie endlich zu der Zeit 



x ) Also z. B. bei drei Sternen I, II, III würde man I mit 

 II, II mit III und III mit I verbinden. 



