2 XXII. Jahrg. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



1907. Nr. 1. 



Die hellsten Sterne, die von Herrn Elkin früher eben 

 nur ihrer Helligkeit wegen gemessen wurden und 

 durchschnittlich mäßige EB. besitzen, machen die 

 Hälfte der ersten Reihe der II. Gruppe aus, lassen 

 also hier die durchschnittliche Helligkeit trotz kleiner 

 Parallaxe stark heraufgehen (3.8. Gr.). Die Gruppe III 

 fängt auch mit 3.8. Gr. an; die fünf Reihen enthalten 

 alle nahe dieselbe Sternzahl, folglich einen rasch ab- 

 nehmenden, bei 8.3. Gr. verschwindend kleinen Pro- 

 zentsatz der Sterne gleicher Größenklasse. Könnte 

 man aus allen Klassen für einen gleichen Prozentsatz 

 die Durchschuittsparallaxe bestimmen, so würde man 

 auch mit Sicherheit den Zusammenhang zwischen 

 scheinbarer Größe und Entfernung angeben können. 

 Dieses Ziel hält Herr J. C. Kapteyn in Groningen 

 auf photographischem Wege in absehbarer Zeit für 

 erreichbar; andere Astronomen denken und äußern 

 sich freilich nicht so hoffnungsvoll. 



Interessant ist auch die Schlußtabelle des Werkes, 

 in der teilweise die Mittelwerte der obigen Gruppen- 

 tabellen zusammengefaßt sind unter Beifügung der 

 Werte der Totalgeschwindigkeit der Sterne bezüg- 

 lich der Sonne, sowie ihrer absoluten Leuchtkraft, 

 verglichen mit der der Sonne. Diese beiden Größen 

 sind dreifach gegeben, nach drei verschiedenen An- 

 nahmen für die Werte der Parallaxen der schwachen 

 Sterne, an die die Parallaxensterne heliometrisch 

 angeschlossen worden sind. Die Parallaxen dieser 

 natürlich nicht unendlich weit entfernten Vergleich- 

 sterne können nur auf Grund gewisser Formeln hypo- 

 thetisch abgeleitet werden, z. B. mit Kapteyns 

 Formeln; hiernach stellen sie sich auf rund 0,02". 

 Einige der Daten der Schlußtabelle seien hier ange- 

 führt (V = Totalgeechwindigkeit, L = Leuchtkraft 

 in Sonnenhelligkeiten): 



EB. m 71 v L 



0.00" bis 0.34" 3.8. Gr. 0.019" 30 km 38 S. 



0.42 „ 0.54 6 3. „ 0.0:'.2 70 „ 1.7 



0.55 „ 0.65 6.7. „ 0.059 52 „ 0.45 



0.66 „ 0.96 6.5. „ 0.039 99 „ 1.0 



1.01 „ 2.34 6.2. „ 0.109 77 . 0.25 



Für die hellsten Sterne kommt also eine Leucht- 

 kraft, die die unserer Sonne weit übertrifft, und dazu 

 eine auffallend kleine Geschwindigkeit heraus. Merk- 

 würdig ist ferner das Ergebnis, daß im II. und IV. 

 Quadranten der Rektaszension die Sterne durchschnitt- 

 lich 2 und 2 1 / 2 mal so hell glänzen als die Sonne (in 

 gleicher Entfernung), während die Sterne des I. und 

 III. Quadranten an Leuchtkraft hinter der Sonne 

 erheblich zurückstehen. Die Ursache dieser Erschei- 

 nung wird wohl den Gegenstand weiterer Forschungen 

 bilden, denn wenn sie nicht von Beobachtungsfehlern 

 stammt, ist ihr eine hohe kosmische Bedeutung bei- 

 zumessen. 



Endlich mögen hier noch die größten Einzelwerte 

 von Parallaxen aus diesem Werke zusammengestellt 

 werden {w.F.-=m\t ihrem wahrscheinlichen Fehler): 



Stern Größe EB. n w. F. 



5 Serpent. 5.0. 0.65" 0.20"± 0.044" 



Lal. 46650 8.7. 1.39 0.20 ±0.061 



i Urs. maj. 3.7. 0.74 0.17 ±0.042 



Lal. 24 774 8.0. 0.45 017 ±0 044 



Lal. 25 372 8.5. 2.32 0.17 ±0.055 



; Heroulis 3.0. 0.62 0.17 ±0.040 



W. 17° 322 8.0. 1.36 0.17 ±0.017 



Mayer 20 6.0. 1.37 0.16 ±0.048 



Lal. 40 844 8.8. 57 0.16 ±0.054 



54 Piscium 6.2. 0.61 0.14 ±0.019 



Diese zehn Sterne, worunter mehrere interessante 



Doppelsterne (£ Urs. maj., t, Herc), besitzen somit 



wahrscheinlich Parallaxen von über 0. l", einige davon 



vielleicht auch solche über 0.2'', sie würden also zu 



den uns näheren Gliedern der Fixsternwelt zählen 



und deshalb einer speziellen Untersuchung wert sein. 



A. Berberich. 



P. Lenard: Über Kathodenstrahlen. (Nobehoi- 

 lesung, gehalten in öffentlicher Sitzung der Königl. Schwe- 

 dischen Akademie der Wissenschaften zu Stockholm am 

 28. Mai 1906. Leipzig, J. A. Barth.) 

 Der auf dem Gebiete der Kathodenstrahlung hoch- 

 verdiente Forscher gibt in dieser Vorlesung eine Zu- 

 sammenfassung seiner zahlreichen, in den vergangenen 

 zwölf Jahren entstandenen Untersuchungen, die unsere 

 jetzige Kenntnis vom Wesen der Kathodenstrahlung 

 und damit unsere Vorstellungen von der Natur der 

 Elektrizität und der Konstitution der Materie be- 

 gründet und ausgebaut haben. Wenn auch der In- 

 halt der einzelnen Arbeiten durch die Literatur be- 

 reits bekannt ist, so ist es doch von größtem Interesse, 

 die allmähliche Entwickelung des Gegenstandes von 

 dem Forscher selbst so dargestellt zu sehen, wie sie 

 sich als sein eigenes Erlebnis abgespielt hat. Es ge- 

 währt dies einen Einblick in den Ideengang, der die 

 Aufeinanderfolge der einzelnen Untersuchungen ge- 

 leitet hat, und gestattet einerseits, den Einfluß zu 

 erkennen , den fremde Anregungen auf diese Unter- 

 suchungen ausgeübt haben, andererseits gewisse 

 Beziehungen späterer oder nahe gleichzeitiger Arbeiten 

 zu denselben aufzufinden. 



Die erste Anregung zu eigener Beobachtung der 

 Entladungsvorgänge in gasverdünnten Räumen brachte 

 Herrn Lenard das Studium des von Crookes im 

 Jahre 1879 gehaltenen Vortrages über „Strahlende 

 Materie oder der vierte Aggregatzustand", worin zum 

 ersten Male deutlich die Erkenntnis zum Ausdruck 

 kam, daß man es hier mit einer Erscheinungswelt 

 von besonderer Eigenart und besonderer grundlegen- 

 der Bedeutung zu tun habe. Aber erst als Assistent 

 bei Quincke in Heidelberg erhielt Herr Lenard 

 Gelegenheit und Mittel, eine aufs äußerste evakuierende 

 Quecksilberluftpumpe zu bauen und Entladungsver- 

 suche damit anzustellen. Gleich von Anfang an war 

 das Hauptstreben darauf gerichtet, die Kathoden- 

 strahlen aus dem Inneren des Erzeugungsraumes ins 

 Freie treten zu lassen durch Anbringen eines luft- 

 dichten, aber für die Strahlen durchlässigen Ver- 

 schlusses an der Rohrwand. Die Bemühungen blieben 

 indes erfolglos, insbesondere zeigte sich auch der 

 Quarz, der für alle damals gut bekannten Strahlungen 

 durchlässigste Stoff, als völlig ungeeignet. 



