No. 44. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Zufluchtsstätte. Ihre heutige geringe Verbreitung 

 daselbst ist zum Theil durch die Thätigkeit des Men- 

 schen herbeigeführt worden. 



Zum Belege für die Richtigkeit dieser Anschauun- 

 gen führt Verf. eine Reihe von Pflanzen an , deren 

 heutige Verbreitung darauf schliessen lässt, dass sie 

 die Schicksale der Omorikafichte getheilt haben. Für 

 mehrere derselben, wie für Castanea sativa und Pinus 

 nigra Arn. ist schon der Beweis erbracht worden, dass 

 sie als Reste der mitteleuropäischen Tertiärflora anzu- 

 sehen sind; auch lässt sich für zahlreiche Species nach- 

 weisen, dass sie bei geringer systematischer Verwandt- 

 schaft mit europäischen Arten deutlich Beziehungen zur 

 ostasiatischen und nordamerikauischen Flora zeigen. 



Von den fünf lithographischen Tafeln, welche Herr 

 v. Wett stein seiner Arbeit beigegeben hat, enthält 

 die erste ein nach der Natur aufgenommenes Land- 

 schaftsbild mit Picea Omorica; auf der zweiten sind 

 Zweige und Zapfen des Baumes in schöner farbiger 

 Ausführung dargestellt , und die drei letzten bringen 

 morphologische und anatomische Einzelheiten. 



F. M. 



J. Seheiner: Photometrische Untersuchungen 

 über die Sternphotographien. (Comptes rendus 

 de Ia reunion du comite international permanent en 1891.) 



Bei der Herstellung der photographischen Himmels- 

 karte und des zugehörenden Sternkataloges besteht die 

 Absicht, nicht bloss die Oerter der Sterne den photo- 

 graphischen Platten zu entnehmen , sondern auch die 

 Helligkeitsgrössen. Est ist bekannt, dass die Sterne auf 

 den Platten um so grössere Scheibchen erzeugen, je 

 heller sie sind und je länger die ExpositioDszeit ist. und 

 es handelt sich nun darum, theoretisch und praktisch die 

 Beziehungen zwischen diesen drei Grössen zu ermitteln. 

 Die Aufgabe kann aber zunächst nur unter folgenden 

 Einschränkungen bearbeitet werden: 1) Die Vergleichs- 

 sterne, deren Helligkeit anderweitig bestimmt ist und 

 welche zur Ableitung der Reductionsformel dienen sollen, 

 müssen der I. Spectralklasse angehören: rothe Sterne mit 

 Absorptionsspectren wirken photopraphisch zu schwach. 

 2) Die Grössendifierenzen dürfen nicht mehr als sechs 

 Grössenklassen betragen. 3) Man darf die gefundenen 

 Formeln nur als Interpolationsformeln ansehen, denen eine 

 physikalische Bedeutung nicht zukommt. 



Allerdings muss ja in letzterer Hinsicht ein Ge- 

 setz bestehen. Denn je intensiver ein Sternlicht ist und 

 je länger es wirkt, desto mehr von der lichtempfind- 

 lichen Substanz muss zersetzt werden. Indessen findet 

 die Schwärzung nicht direct statt, sondern nach Herrn 

 Scheiner's Annahme durch innere Reflexion an den 

 einzelnen Partikeln des Chlor- oder Bromsilbers; denn 

 da das vom Objectiv erzeugte Sternbildchen einen schein- 

 baren Durchmesser von höchstens einer Bogensecunde 

 besitzt und bei sorgfältiger Regulirung des Fernrohr- 

 uhrwerkes stets dieselbe Stelle der Platte trifft , kann 

 die Vergrösserung des Sternscheibchens mit wachsender 

 Zeit nur durch mdireete Belichtung erfolgen ; nur die 

 Mitte des Scheibchens wird direct geschwärzt. 



So wurde bald die einfachste, aufgestellte Formel 

 i..t = constant (d. h. Intensität mal Aufnahmedauer 

 sei constant) als ungenau erkannt; das Sternscheibchen 

 wird nicht über gewisse Grenzen wachsen, mag auch 

 Intensität oder Expositionszeit recht beträchtlich zu- 

 nehmen. Eine Ergänzung jener Formel führt auf das 



von Herrn Max Wolf in Heidelberg empirisch abge- 

 leitete logarithmische Gesetz, dass nämlich auf einer 

 gegebenen Platte die Differenzen der Sterndurchmesser 

 proportional sind den Differenzen der Logarithmen der 

 Intensitäten, und dass bei verschiedenen Aufnahmen auf 

 gleichempfindlichen Platten die Durchmesser desselben 

 Sternes im Verhältniss der Logarithmen der Expositions- 

 zeiteu stehen : 



also a (D 1 — D 2 ) = log J y — log J 2 

 (für verschiedene Sterne auf derselben Aufnahme), 



und ß (D, — Z> 2 ) = log t l — log t., 

 (für denselben Stern auf verschiedenen Aufnahmen). 



Aber auch diese Formeln gelten nur innerhalb von 

 5 bis 6 Grössenklassen und das Gleiche muss von Char- 

 lier's Formel m = a — b log I) (m = Grösse, a und b 

 Constante) gesagt werden. Herr Seh ein er hält es daher 

 für das Rationellste, die Beziehungen zwischen den Grössen 

 und den photographischen Sterndurchmessern auf gra- 

 phischem Wege zu ermitteln. Andererseits braucht man 

 sichaberauch nicht allzu strenge au die optischen Grössen 

 zu halten , man könnte ebenso wohl eine der besseren 

 Formeln als maassgebend betrachten und zur Katalogisi- 

 rung benutzen. 



Die vom Fernrohrobjective erzeugte Focalfläche ist 

 keine vollkommene Ebene ; es fällen daher in Folge 

 dieser „sphärischen Aberration" die reellen Bilder der 

 einzelnen Sterne nicht genau in die Ebene der photo- 

 graphischen Platte und die Sternscheibchen in der Mitte 

 und gegen die Ränder der Platte erhalten auch bei 

 gleichen Sterngrössen verschiedene Durchmesser; auf 

 diese Abweichung ist besondere Rücksicht zu nehmen, 

 da man sonst die Grössen falsch bestimmt. Zwar tritt 

 die Vergrösserung fast nur in radialer Richtung auf 

 der Platte ein, es ist aber der Genauigkeit wegen nöthig, 

 die Durchmesser in zwei zu einander senkrechten Rich- 

 tungen zu messen, so dass die beschriebene Vergrösse- 

 rung auf alle Fälle die Messungen beeinflussen muss. 



Auch die Unruhe der Luft bewirkt eine Vergrösse- 

 rung der Sternscheibchen, was leicht zu begreifen ist, 

 da alsdann das eigentliche Bild des Sternes nicht auf 

 denselben Punkt, sondern abwechselnd auf alle Punkte 

 einer kleinen Fläche fällt. Natürlich wird mau auch 

 bei schlechter Luftbeschafl'enheit , wo die chemische 

 Wirkung des Sternlichtes weniger concentrirt ist, nicht 

 so schwache Sterne photographiren können, als bei guter 

 Luft. Herr Scheiner findet in der That, dass man bei 

 24 Secuuden Expositionszeit mit dem 33 cm - Refractor 

 zu Potsdam Sterne bis 9,4. Grösse auf den Platten messen 

 und solche 10. Grösse noch eben erkennen kann ; bei 

 unruhiger Luft geht die Leistungsfähigkeit um eine 

 ganze Grössenklasse zurück. 



Das wichtigste , gänzlich unerwartete Resultat , zu 

 welchem der Verfasser gelangt, betrifft den Nachweis 

 der Unrichtigkeit der bisher stets gemachten Annahme, 

 dass man, um Sterne von einer Grössenklasse mehr zu 

 photographiren , die Expositionszeit 2% mal zu ver- 

 längern habe, weil sich eben auch die Intensitäten zweier 

 aufeinander folgenden Grössen nahe wie 2V 2 : 1 verhal- 

 ten. Nun zeigen aber die Versuche von Herrn Scheiner, 

 dass man bei der genannten Verlängerung der Aufnahme- 

 dauer nur um % bis 2 / 3 Grössen weiter kommt, ein Er- 

 gebniss von grosser praktischer Tragweite. Mau wird 

 nämlich nicht, wie man bisher erwartete, die Sterne der 

 Grösse 13,5 in etwa 16 Minuten (mit den 33 cm -Refrac- 

 toren) aufnehmen können, sondern zu diesem Behufe 

 3 bis 8 Stunden exponiren müssen. Bei der Complicirt- 

 heit der in diesen Versuchen eine Rolle spielenden 

 chemischen und physikalischen Kräfte vermag der Verf. 

 aber eine bestimmte Aeusserung über die Ursache dieses 



