No. 16. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Die Encke'sehe Theilung, welche gewöhnlich mehr 

 einer leichten Vertiefung, einer oberflächlichen Rinne, 

 als einer eigentlichen Theilung gleicht, war am 20. No- 

 vember 1885 an der westlichen Seite unsichtbar; au der 

 entgegengesetzten war sie nur stellenweise zu sehen und 

 hatte das Aussehen einer unregelmässig punktirten Linie. 

 Am 1. und 6. Februar 1880 war sie sehr schwach, aber 

 auf beiden Seiten sichtbar; während sie am 9. und 18. 

 desselben Monats nur auf der östlichen sichtbar war, 

 wo sie als dünne, grauliche, an den Rändern ver- 

 schwommene Linie erschien. Am 30. December 1886 

 und 26. Januar 1887 war sie wohl ziemlich schwach, 

 aber an beiden Seiten erkennbar, wo sie der Cassini'- 

 schen Theilung näher war, als dem äusseren Rande des 

 Ringes A. 



Ring B. Die innere, dem Ringe C benachbarte Zoue 

 erschien viel dunkler nach dem äusseren , ziemlich gut 

 begrenzten Rande hin, dessen Helligkeit allmälig abnahm, 

 indem er sich dem dunklen Ringe näherte. Am 20. No- 

 vember 1885, wie am 1., 6. und 9. April 1886 war diese 

 Zone auf beiden Seiten zwar erkennbar, aber im Westen 

 deutlicher, als an der entgegengesetzten Seite; am 

 18. Februar war die innere Zone an beiden Seiten fast 

 gleich intensiv. Am 11. März und 30. December war 

 die äussere Zone schmal, sehr hell, die innere sehr deut- 

 lich und auf beiden Seiten gleich intensiv. Am 6. Januar 

 1887 war letztere Zone viel dunkler an der Ostseite wie 

 an der entgegengesetzten. 



Ring C. Am 20. November 1885 war der dunkle 

 Ring auf der Ostseite deutlicher und hatte hier eine 

 schiefergraue Farbe, während er auf der anderen Seite 

 dunkelroth aussah. Am 21. November war er noch an 

 der Ostseite deutlicher, wenn er auch bereits au Hellig- 

 keit eingebüsst. Der innere Rand war an der Westseite 

 deutlich zu erkennen , obwohl er den Tag vorher nicht 

 sichtbar gewesen. Am 1. und 30. December war der 

 Ring im Osten bläulich und leichter zu erkennen , wie 

 westlich, wo er entschieden röthlich war, während man 

 ihn am 1., 6. und 9. Februar 1886 auf der Westseite 

 besser erkannte. Am 30. December schien der Ring C 

 vom Ring B durch einen dunklen Streifen getrennt, der 

 aber keine wirkliche Theilung , sondern wahrscheinlich 

 eine Contrasterscheinung war. 



A. Schmidt : Ueber die 26tägige periodische 

 Schwankung der erdmagnetischen Ele- 

 mente. (Sitzungsber. d. Akademie zu Wien, 2. Abthl., 

 Bd. XCVI, November 1887.) 

 Nach den Untersuchungen von Allan Broun, 

 Hornstein und Liznar kann eine von der Sonnen- 

 rotation abhängige Periodicität in den erdmagnetischen 

 Erscheinungen wenigstens für sehr wahrscheinlich gelten, 

 wodurch die alte Hypothese Kepler's von einem innigen 

 Zusammenhange des Erdmagnetismus mit der Axen- 

 drehung des Sonnenkörpers ihre verspätete Rechtferti- 

 gung findet. Liznar ermittelte für die Dauer dieser 

 solaren Periode 25,84'! + 0,04a ; Herr Schmidt findet, 

 sehr nahe mit Broun übereinstimmend, 25,8ö cl . Doch 

 hält er selbst diese Zahl nicht für völlig sicher gestellt, 

 sondern glaubt zu deren Controle ein neues Verfahren 

 in Anwendung bringen zu müssen; dasselbe, mittelst 

 dessen der Astronom die Umlaufszeiten der Planeten, 

 der Physiker die Schwingungsdauer des Pendels be- 

 rechnet : Das Zeitintervall zwischen zwei möglichst weit 

 aus einander liegenden Momenten gleicher Phase wird 

 durch die Anzahl der zwischenliegenden Perioden divi- 

 dirt. Natürlich ist diese Methode erst von dem Zeit- 

 punkte an möglich geworden, da man wusste, dass die 

 Periode zwischen 25 d und 26 d gelegen ist. Ueber das 



synchrone Auftreten der Maxima und Minima ist man 

 noch zu wenig unterrichtet, so dass man zunächst noth- 

 gedruugen mit den an ein nnd demselben Orte gemachten 

 Beobachtungen zu operiren hat ; der Verfasser wählt als 

 solchen Batavia, wo seit Langem der Beobachtungsdienst 

 ein geregelter und zuverlässiger ist. Die vorhandenen 

 Zahlenwerthe wurden in Gruppen zu je 26 zusammen- 

 gefasst, die an gleicher Stelle stehenden Zahlen aufge- 

 sucht, und schliesslich stellte man die Abweichungen 

 ihrer Summen vom Mittelwerthe in der Form 



360" t 

 26 



b sin 



360° t 

 26 



dar. Die wirkliche, in einem gegebenen Zeitpunkte 

 stattfindende Declination cf der Magnetnadel kann gleich 

 'o -\~ <?i + <^2 "1" 's 4" '' gesetzt werden , wo tf den 

 Mittelwerth , ö\ die 26 tägige , cf 2 die jährliche , & 3 die 

 säculäre Variation, ä' endlich die unregelmässigen Oscil- 

 lationen signalisiren soll. Die Grössen cF 2 und tT 3 (cor- 



recter — — tf? und — -2<f.>l werden in Fourier'sche 

 H II 



Reihen aufgelöst, wobei sich herausstellt, dass der Ein- 

 fluss von cF 3 auch bei Zugrundelegung vieljähriger Beob- 

 achtungsreihen sieh nicht wesentlich ändert. Die auf 

 solcher Basis durchgeführte Rechnung liefert als wahr- 

 scheinlichste Zeitlänge der in Rede stehenden Periode 

 25,87 mittlere Sonnentage. Die Amplitude der Schwan- 

 kung scheint einen gewissen Parallelismus mit der 

 Periode der SonuenHeckenfrequenz zu ven'athen. Zu 

 erwähnen wäre noch , dass verglichen mit den Oscilla- 

 tionsamplituden in mittleren und höheren Breiten die 

 auf Java ermittelten sehr gering sind , was zum Theil 

 damit zusammenhängt, dass die horizontale Intensität 

 beim Fortschreiten gegen die Pole hin sich vergrössert. 



S. Günther. 



E. F. J. Luve : Ueber eine Methode, die w irk- 

 lichen Coincidenzen zwischen den Linien 

 verschiedener Spectra von den zufäl- 

 ligen zu unterscheiden, nebst einigen 

 Anwendungen. (Philosophkai Magazine, 1888, 

 Ser. 5, Vol. XXV, p. 1.) 

 Die Schwierigkeit, zwischen Spectren mit sehr zahl- 

 reichen feinen Linien eine wirkliche Uebereinstimmung 

 festzustellen, ist lange bekannt, und bereits mehrfach 

 sind Regeln aufgestellt worden, nach welchen beurtheilt 

 werden kann , ob es sich in einem gegebenen Falle 

 um wirkliche oder zufällige Coincidenzen handle. Unter 

 anderen hatte Schuster vorgeschlagen, dass man für 

 die vorliegende Anzahl von Linien (z. B. eines Metalles 

 und der Sonne), die mit einander verglichen werden 

 sollen , zunächst nach der Wahrscheinlichkeitsrechnung 

 die grösste Zahl der Coincidenzen ermittele für den 

 Fall, dass keine Beziehung zwischen beiden bestehe. 

 Ist dann die Zahl der gefundenen Uebereinstimmungen 

 geringer als dieses Maximum , dann handelt es sich um 

 Zufälligkeiten, und nur wenn sie grösser ist, könne man 

 eine wirkliche Coincidenz annehmen. 



Das Mühsame dieser Methode vermeidet HerrLove 

 durch folgenden Vorschlag, der sich auf das bekannte 

 „Gesetz der Fehler" stützt. Die Beobachtungsfehler einer 

 Grösse werden um den Mittelwerth derselben so grup- 

 pirt, dass die Zahl der Beobachtungen, welche um 

 weniger als einen sehr kleinen Werth von dem Mittel 

 abweichen, zusammengezählt werden, dann die, welche 

 um diesen kleinen Werth x verschieden sind , hierauf 

 die um 2 x, um 3 X und so weiter abweichenden. Die 

 Gleichung zwischen der Anzahl der Beobachtungen und 

 der Grösse der Fehler hat eine bestimmte Form, und die 



