N. F. IX. Nr. 39 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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brachtes Prisma von kleinem brechendcn VVinkel 

 zcrlegt bekanntlich das Licht eines jcden im Ge- 

 sichtsfcld bofindlichcti Sternes in ein Spcktrum, 

 so daB auf einer in der Brcnnebene angebrachten 

 Platte beispielsweise gleichzeitig die Spektra allcr 

 Sterne der Plejadengruppe bis herab zur 9. GroBe 

 photographiert wcrden konncn, wahrcnd mil dem 

 Spaltspektroskop immer niir das Spektrum eines, 

 und zwar nur eines hellereti Sternes (etwa bis 

 5. GroBe) studiert werden kann. Gilt es eine 

 genauere Analyse und scharfe Messung der Wellen- 

 langen, so wird stets nur das Spaltspektroskop in 

 Betracht kommen, aber fur eine mehr summarische 

 und auch auf die schwacheren Sterne sich er- 

 streckende, spektralanalytische Durchmusterung 

 kann das Objektivprisma die ausgezeichnetsten 

 Dienste leisten , besonders da eben neuerdings 

 durch Wood eine Absorptionszelle mit Neody- 

 miumchloridlosung in den Strahlengang einge- 

 schaltet wurde, die eine ziemlich scharfe Absorp- 

 tionslinie bei 4272 A.-E. erzeugt und damit einen 

 Anhaltspunkt fiir die Messung der Wellenlangen 

 der Sternlinien gewahrt. Die Bewegung in der 

 Gesichtslinie kann auf diesem Wege nunmehr 

 noch bei Sternen 9. GroBe, die dem ersten Spek- 

 traltypus angehoren, nach Pickering bis auf etwa 

 10 km genau bestimmt werden, bei Sternen ,vom 

 zweiten Typus, die allerdings etwas heller (8. 9. 

 Gr.) sein miissen, wird sich eine noch grofiere 

 Scharfe erzielen lassen, da man bei diesen nicht 

 die verwaschenen Wasserstofflinien zu benutzen 

 braucht. Frost hat sich allerdings etwas skep- 

 tischer iiber die wirklich bei dieser Methode er- 

 reichbare Genauigkeit ausgesprochen und glaubt, 

 daB wohl hochstens bis auf 25 km pro Sekunde 

 genau die radiale Geschwindigkeit von Fixsternen 

 auf diesem Wege bestimmbar sein wird. 



Die Parallaxe der Hyaden ist kiirzlich 

 von mehreren Seiten unabhangig in trefflich iaber- 

 einstimmender Weise bestimmt warden. Kap- 

 teyn und de Sitter finden als Durchschnitts- 

 wert fiir 70 Hyadensterne auf Grund photographi- 

 scher, teils in Helsingfors, teils in Bonn hergestellter 

 Aufnahmen eine jahrliche Parallaxe von 0,023", 

 wahrend BoB kurz vorher dieselbe Grb'Be aus 

 der Verbindung der scheinbaren Bewegung an 

 der Sphare mit der spektrographisch bestimmten 

 Geschwindigkeit in der Gesichtslinie gleich 0,024" 

 ausgevvertet hat. Unsere Sonne wiirde aus der 

 dieser Parallaxe entsprechenden Entfernung so 

 hell wie ein Stern 8. GroBe erscheinen, so daB 

 sie ungefahr von gleicher Ausdehnung ist wie 

 zahlreiche Hyadensterne. 



Aus der groBeren Haufigkeit rotgefarbter unter 

 den schwachen Sternen hat vor einiger Zeit Tik- 

 hoff auf das Vorhandensein einer Zerstreuung 

 des Lichtes im Weltraum schlieBen zu 

 diirfen geglaubt. Diese Schliisse wurden von ver- 

 schiedenen Seiten angegriffen und neuerdings 

 wurden die Wahrnehmungen von Tikhoff durch 

 Versuche von Ives mit Flatten verschiedener 

 Herkunft als ein rein photographisches Phanomen 



erkannt. Ubrigens wiirde aber auch, selbst wenn 

 sich der Tikhoff- Effekt als objcktiv reell heraus- 

 stellen sollte, derselbe sich ebensowohl dadurch 

 erklaren lassen, daB die kleineren und daher auch 

 lichtschwachen Sterne in ihrem AbktihlungsprozeB 

 im allgemeinen weiter fortgeschritten sincl als die 

 grofien und hellen Sterne, und daB deshalb ein 

 groBerer Prozentsatz von ihnen bereits zu dem 

 Typus der gelben, bzw. gelbroten Sterne gehort. 

 Die von Nordmann mit seinem heterochromen 

 Photometer gefundene Ungleichzeitigkeit des Mini- 

 mums der roten und blauen Strahlen bei Algol 

 ist dagegen neuerdings von Hnatec nach einem 

 ganz anderen Verfahren bestatigt worden (Astr. 

 Nachr. Nr. 4411). Hnatec hat namlich um die 

 Zeit eines Algol. -Minimums auf ein und derselben 

 Platte eine Reihe von Spektralaufnahmen neben- 

 einander hergestellt, indem er die Platte nach je 

 6 Minuten Expositionsdauer ein wenig in der 

 Richtung senkrecht zum Spektrum verschob. 

 Durch Vergleich der Schwarzungen in den ver- 

 schiedenen Teilen des Spektrums wurden nun fol- 

 gende Zeiten fiir den Eintritt des Minimums ge- 

 funden: 



1910 



Bei A = 385 tut Minimum 10. Jan. 5 h 24,9 m.Z.Gr. 

 395 ,, ,, 24,3 



4io 20,7 



445 -, 19,5 



Auch nach Reduktion auf heliozentrische Zeit 

 bleiben diese Differenzen ungeandert und sonach 

 ist eine Verfriihung des Minimums fiir die weniger 

 brechbaren Strahlen als sicher vorhanden anzuneh- 

 men. Allerdings werden erst weitere Beobachtungen 

 dariiber entscheiden konnen, ob die Funktion, 

 welche die Abhangigkeit der Zeit des Minimums 

 von der Wellenlange ausdriickt, durch eine Dis- 

 persionskurve dargestellt wird, wie es der Ansicht 

 von Nordmann und Tikhoff entspricht. Hnatec 

 meint, daB eventuell die Dispersion nicht im Welt- 

 raum als solchen zu suchen sein wird, da gegen 

 diese Vermutung gewichtige Bedenken geltend 

 gemacht worden sind. 



In einer umfangreichen Abhandlung iiber die 

 Absorption des Lichts im Weltraum 

 (Astrophys. Journal, Nov. 1909) gelangt Kapteyn 

 auf Grund der Unterschiede der visuell und photo- 

 graphisch bestimmten Helligkeiten der Fixsterne 

 zu dem Ergebnis, daB bei einer Entfernung von 

 32,6 Lichtjahren (die einer Parallaxe von 0,1" ent- 

 spricht) die Helligkeit eines Sterns infolge der 

 vorwiegend auf die blauen Teile des Spektrums 

 wirkenden Absorption photographisch um 0,0066 

 + 0,0031 GroBenklassen geringer ist als visuell. 

 Eine Andeutung dafiir, dafi die Absorption fiir 

 Sterne innerhalb oder auSerhalb der MilchstraBe 

 verschieden groB sei, glaubt Kapteyn nicht finden 

 zu konnen. Gegen diese Ansicht erhebt Com- 

 stock im Aprilheft 1910 des Astrophys. Journal 

 begriindete Bedenken, indem er darauf hinweist, 

 daB Kapteyn's Schliisse sich wesentlich auf stark 

 bewegte und demnach fiir relativ nah zu haltende 



