716 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. VI. Nr. 45 



Ungleichmafiigkeit des Hintergrundes im Falle 



der Beobachtung einer Planetenscheibe aufier acht. 



Das ganze System der 400 von Lowell beob- 



achteten Kanale miiBte gemaB den Ergebnissen 



o O 



Newcombs iiber die geringste, anzunehmende Breite 

 und deren VergroBerung durch Abirrung usw. des 

 Lichts etwa die Halite der Planetenoberflache be- 

 decken. ,,Obgleich diese Resultate die Wahr- 

 scheinlichkeit der Realitat des ganzen Kanal- 

 systems erschuttern, bestreiten sie doch nicht die 

 Moglichkeit derselben." Newcomb empfiehlt zum 

 SchluB alien Marsbeobachtern, die Vorgange der 

 Wahrnehmungsillusion an ihren eigenen Augen 

 durch Experimente, wie er sie geschildert, zu 

 studieren. Auf diese Weise konnte man am 

 ehesten dahin gelangen, diejenigen objektiven 

 Realitaten zu ermitteln, die den subjektiv am 

 Fernrohr wahrgenommenen Liniensystemen ent- 

 sprechen. Kbr. 



Untersuchungen iiber spektroskopische 

 Doppelsterne sind in letzter Zeit von mehreren 

 Seiten ausgefuhrt worden, wobei es bemerkens- 

 wert ist, daB es mit Hilfe des nur mit einem 

 Prisma versehenen Spektrographen der Lickstern- 

 warte am 36-zolligen Refraktor moglich war, bei 

 dreistiindiger Exposition von dem Sterne Y 

 Ophiuchi, der im Minimum bis auf die achte 

 GroBe herabsinkt, befriedigende Aufnahtnen zu 

 erhalten, wahrend bisher bei Aufnahmen, die zur 

 Ausmessung der Linienverschiebung dienen sollten, 

 stets starkere Dispersion angewendet werden 

 muBte, wodurch die Untersuchungen auf Sterne 

 von mindestens sechster Grofie beschrankt waren. 

 Die Ergebnisse, zu denen drei Bahnbestimmungen 

 gefiihrt haben, stellen wir hierunter tabellarisch 



zusammen. 



Name des Sterns 



Umlaufszcit 



Mittlere 



Bahngeschwindigkeit 



x Cancri 6,393 Tage 67,8 km 



TVulpeculae 4,436 17,6 



Y Ophiuchi 17,1 2 1 8,5 



In bezug auf die beiden letzten, dem Typus 

 von d Cephei angehorenden, veranderlichen Sterne 

 zeigte sich ebenso wie bei acht friiher in gleicher 

 Weise erforschten Sternen derselben Klasse, daB 

 das Lichtmaximum mit der grb'Bten Annaherungs- 

 geschvvindigkeit, das Minimum mit der Zeit des 

 starksten Zuriickreichens nahe zusammenfallt. Die 

 Zeit der Lichtabnahme ist bei alien diesen Sternen 

 etwa doppelt so grofi wie die Zeit der Zunahme. 



Kbr. 



Vergleiche zwischen den Spektren der 

 Mitte und des Randes der Sonnenscheibe 

 sind jiingst auf photographischem Wege von Hale 



und Adams ausgefuhrt worden (Astrophys. 

 Journal, Juni 1907). In dem weniger brechbaren 

 Teile des Spektrums zeigten sich nur geringe 

 Unterschiede, nur an den Linien D,, D 2 , bj, b 2 

 und b 4 bemerkt man am Rande der Sonne eine 

 weit geringere Verwaschenheit als im Centrum, 

 wie dies bereits Hastings im Jahre 1880 bemerkt 

 hatte. Sehr auffallend sind aber die spektralen 

 Unterschiede des Randgebietes gegenuber den 

 zentralen Teilen im Blau, Violett und namentlich 

 im Ultraviolett. Denn hier zeigen die starkeren 

 Linien im Zentrum der Sonne fast durchweg eine 

 starke Verbreiterung und Verwaschenheit, welche 

 am Sonnenrande erheblich geringer ist, so dafi 

 die Linien weit scharfer von einander getrennt er- 

 scheinen. Diese Veranderungen am Sonnenrande 

 sind entgegengesetzt den in Flecken zu beobach- 

 tenden, entsprechenden Anderungen, die in einer 

 Erhohung der Breite und Verwaschenheit vieler 

 Linien bestehen. 



Andererseits laufen die Verstarkungen und 

 Schwachungen, welche an einzelnen Linien in den 

 Flecken zu beobachten sind, im allgemeinen ahn- 

 lichen Veranderungen am Sonnenrande parallel. 

 Linien also, die in Flecken intensiver oder feiner 

 sich clarstellen, verhalten sich am Sonnenrande 

 ebenso, wenn auch in geringem Grade. Allerdings 

 werden von diesen Verstarkungen in Flecken vor- 

 zugsweise die Linien des Titan und Vanadium, 

 am Rande mehr die des Mangan, Eisen und Cal- 

 cium betroffen. 



Beim Wasserstoff verhalten sich merkwiirdiger- 

 weise die verschiedenen Linien verschieden. 

 Wahrend H;> und Hi? in Flecken und am Rande 

 im gleichen Sinne verandert, namlich scharfer und 

 schmaler erscheinen, zeigt sich H,< in den Flecken 

 gleichfalls schmaler und feiner, ist aber am Rande 

 der Sonne verbreitert und etwas verstarkt. 



Exzentrizitut 



0,149 



' 43 

 O,TO 



Geschwindigkeit 



des Systems 

 relativ zur Sonne 



~i~ 2 6,3 km 



II3 " 

 5,0 



Berechner 



Ichinohe 

 S. Albrecht 



Wichtig ist endlich auch das Verhalten der 

 Eisenlinie /t 4233,3. Diese Linie ist namlich im 

 sog. Flash-Spektrum, d. h. in dem bei totalen 

 Finsternissen unmittelbar vor Eintritt der Totalitat 

 aufblitzenden Emissionspektrum, sehr intensiv, im 

 Spektrum des Randlichtes der Sonnenscheibe aber 

 trotzdem wesentlich abgeschwacht. Die Ursache 

 hierfiir, sowie fur viele ahnliche Erscheinungen 

 des Sonnenrandspektrums bleibt noch durch 

 weitere, sorgfaltige Untersuchungen aufzuhellen. 



Kbr. 



Neue Untersuchungen iiber das Wesen des 

 Klanges verschiedener Instrumente sind von 



