No. 28. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Vermischte s. 



Die Entdeckungen von Doppelsternen durch 

 ihre Spectra, welche in letzter Zeit mehrfach ge- 

 iiKiilit worden, waren dadurch möglich geworden, dass 

 die Photographien der Spectra von bisher als einfach 

 geltenden Sternen periodische Verschiebungen einzelner 

 Spectrallinien , oder em periodisches Abwechseln von 

 einzelnen und doppelten Linien zeigten. Diese können 

 nur dadurch zu Staude kommen, dass zwei sich um- 

 k reisende Sterne so nahe an einander stehen, dass sie 

 nicht uur optisch einfach erscheinen, sondern auch ein 

 einfaches Spectrum geben , während ihre Bewegungen 

 ein periodisches Annähern und Entfernen vom Beob- 

 achter zur Folge haben, welches sich durch die Ver- 

 schiebung der Linien feststellen und messen lässt. So 

 haben, wie hier seiner Zeit eingehend berichtet worden 

 (Rdsch. V. 1. 143, 313, 346), sowohl Herr Vogel in 

 Potsdam, wie Herr Picke ring am Harvard College 

 Observatorium eine Reihe von Doppelsternen entdeckt 

 und ihre Bahnen berechnet. Herr Pickering macht 

 nun noch auf andere Wege aufmerksam, welche mög- 

 licher Weise zur Erkennung von Doppelsternen aus den 

 Spectren führen können. 



Bei vielen Doppelsternen ist der hellere Stern roth 

 oder gelb und giebt ein Spectrum zweiter Klasse , wie 

 unsere Sonne, während der schwächere Stern grün oder 

 blau aussieht und ein Spectrum der ersten Klasse giebt, 

 das von starken Wasserstofl'linien durchzogen ist. Stehen 

 die Sterne so nahe bei einander, dass sie ein Spectrum 

 geben, dann wird dieses ein combinirtes sein; es wird 

 dem Sonnenspectrum gleichen, aber die Wasserstolflinien 

 werden sehr stark sein. Einzelne Dojipelsterne, z. B. 

 ß Cygni, geben ein solches zusammengesetztes Spectrum ; 

 alier bei diesen kann man leicht erkennen, dass ihre 

 Spectra in zwei trennbar sind. Man findet nun bei 

 einigen Sternen, die als einfache gelten, gleichfalls 

 solche Spectra, und es fragt sich, ob diese nicht 

 wirklich Doppelsterne seien. Bei der genauen Unter- 

 suchung der Spectra der helleren Sterne hat Fräulein 

 A. C. Maury einige gefunden, deren Spectra alle Ueber- 

 gäuge vom 1. und 2. Typus zeigen. Man darf jedoch das 

 Auftreten stärkerer Wasserstofflinien nicht uübedenklich 

 auf die Anwesenheit eines lichtschwachen Begleiters 

 zurückführen , da ja andere Ursachen gleichfalls der- 

 artige Aenderungen in der Stärke der Wasserstofflinien 

 veranlassen können. Solche Sterne mit combinirten 

 Spectren müssen aber als verdächtig im Auge behalten, 

 und können noch auf andere Weise geprüft werden. 

 Wenn der Unterschied in der Bewegung der beiden 

 Componenten in der Gesichtslinie nicht gleich Null ist, 

 dann wird die Lage der Wasserstofflinien, die dem blassen 

 Sterne angehören , zu den anderen Linien , welche von 

 dem helleren Sterne kommen, sich ändern müssen. 

 Herr Pickering hat nun Messungen an 4 Photographien 

 des Spectrums von a Canis Minoris ausgeführt und 

 fand in der That sowohl für die Linie H als für h eine 

 Verschiedenheit der Wellenlänge im Vergleich zu den 

 Linien des helleren Componenten, welche einer Bewegung 

 von 20 km in der Secunde entspricht. Es ist daher 

 nicht unwahrscheinlich, dass dieser Stern ein doppelter 

 ist. Andererseits ist jedoch nicht ausgeschlossen, dass 

 dieser Unterschied der Wellenlängen vom breiter werden 

 der Wasserstofflinien herrühre. Man muss daher diese 

 Beobachtungen weiter verfolgen und prüfen , ob sich 

 diese Verschiedenheit der Wellenlängen der Wasserstoff- 

 linien mit der Zeit ändert oder nicht. ■ — Fräulein Maury 

 hat bisher solch zusammengesetzte Spectra an 10 Sternen 

 aufgefunden, von denen 5 bekannte Doppelsterne sind; die 

 anderen sind i Persei, f Aurigae, rf Sagittarii, 31 Cygni 



und ß Capricorni. Die beiden letzten haben entfernte 

 Begleiter, deren Spectra deutlich verschieden sind von 

 denen der Uauptsterne (Astronomische Nachrichten, 1891, 

 Nr. 3034). 



Das grosse Meteor, welches am 17. Januar 1890 

 um 5 h lim mittlerer Wiener Zeit über die südöstlichen 

 Theile Oesterreich - Ungarns zog und durch seine Licht- 

 effecte, eine Detonation und durch die zurückgelassene, 

 rauchähnliche Spur allgemeines Aufsehen erregt hat, ist 

 von Herrn Gr. v. Niessl einer eingehenden Unter- 

 suchung unterzogen worden. Auf öffentliche Aufforde- 

 rung der Wiener Sternwarte gingen bei dieser und der 

 meteorologischen Ceutralanstalt eine grosse Anzahl von 

 Berichten ein, welche Herr v. Niessl durch weitere 

 Erkundigungen ergänzte und zu einem wissenschaftlich 

 verwerthbareu Material gestaltet hat. Aus 02 Berichten, 

 von denen die wesentlichsten Daten in der Abhandlung 

 mitgetheilt sind , hat der erfahrene Brünner Meteor- 

 Forscher die Bahnbestimmung dieser glänzenden Feuer- 

 kugel durch eingehende Discussion der Beobachtungen 

 ausgeführt. Wir entnehmen derselben, dass die Epoche 

 des Falles auf 1890, Januar 17. 5 h 11 m mittlerer Wiener 

 Zeit im Mittel zu fixiren ist, dass der Hemmungspunkt 

 des Meteors die geographische Lage: östliche Länge 

 33" 25,3' ± 5,9' und nördliche Breite 44° 32,8' ± 3' 

 hatte und somit in eine wenig bevölkerte Gegend Kroa- 

 tiens fiel; die Höhe des Hemmungspunktes über der 

 Erdoberfläche ergab sich zu 39,7 km + 1,9 km. Die 

 Lage des scheinbaren Ausstrahlungspunktes wurde ge- 

 funden: Rectasceusion = 113,6° + 2,6°; Declination = 

 -f- 21,7° + 2". Ueber die Grösse des im Allgemeinen als 

 birnförmig beschriebenen Meteors, wie über seine Farbe 

 sind die Angaben ziemlich verschieden; auch die An- 

 gaben über das Vorhandensein , die Farbe und Gestalt 

 seines Schweifes und seiner zurückgelassenen Spur 

 weichen nach den Beobachtern und den Beobachtuugs- 

 orten nicht unwesentlich von einander ab. Die Detona- 

 tionen wurden in der Gegend , wo die Bahn endete, ge- 

 hurt und zwar in Uebereiustimmung mit früheren 

 Erfahrungen des Herrn v. Niessl nicht gleichmässig in 

 allen den Hemmungspunkt umgebenden Orten; vielmehr 

 befinden sich alle Orte, aus denen sichere Meldungen 

 über Detonationen vorliegen, östlich vom Hemmungs- 

 punkt, d. h. im Allgemeinen auf der Seite, über welche 

 das Meteor hingezogen ist, während westlich vom Hem- 

 mungspunkte kein einziger Ort eine Detonation meldete. 

 Es scheinen danach nicht sowohl jene Detonationen ge- 

 hört worden zu sein , welche bei der schliesslichen 

 Hemmung am Endpunkte entstanden sind, sondern solche 

 aus einem früheren Theile der Bahn. Die Geschwindig- 

 keit der Bewegung des Meteors zur Erde beträgt als 

 einfaches Mittel aller Beobachtungen 54,4 km ; unter 

 Berücksichtigung der verschiedenen Dauer der Er- 

 scheinung an den verschiedenen Beobachtungsorten wird 

 die geocentrische Geschwindigkeit auf 36,2 km reducirt. 

 Aus dem Durchschnittswerth der geocentrischen Ge- 

 schwindigkeit folgt eine heliocentrische Geschwindig- 

 keit von 63,7km oder 8,6 geogr. Meilen, d. i. 2,115 der 

 Erdgeschwindigkeit, welche einer ausgeprägten Hyperbel 

 mit der grossen Halbaxe a = 0,41 entspricht. — Von 

 besonderem Interesse ist endlich noch, dass aus den ein- 

 gegangenen Beobachtungen zwei entschieden auf das 

 Erscheinen eines anderen Meteors kurze Zeit vor dem 

 Erscheinen des grossen aus demselben Radianten hin- 

 weisen, und dass sehr wahrscheinlich eine halbe Stunde 

 später ein drittes Meteor aus demselben Radianten her- 

 vorstrahlte. (Sitzungsber. d. Wiener Akad. 1890.) 



Zur Bestimmung des speci fischen Gewichtes 

 von sehr kleinen Objecten, wie einer einzelnen 

 Foraminifere, einer Globigerine, der Schuppe eines 

 Schmetterlingsflügels, oder ähnlicher Gegenstände, welche 

 sich dem gewöhnlichen Verfahren gänzlich entziehen, 

 hat Herr W. J. Sollas folgende Methode eingeschlagen: 

 Eine Menge der wohl bekannten schweren Flüssigkeiten, 

 z. B. Jodkaliumquecksilber - Lösung oder Jodmethylen, 

 wird bis etwas über die Dichte des zu untersuchenden 

 Objectes verdünnt und in eine von zwei Seiten abge- 

 flachte Glasröhre von etwa Y, Zoll Lumen gebracht, so 

 dass diese halb gefüllt ist. Auf die schwere Flüssigkeit 



