N. F. X. Nr. 24 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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Taschkent, Iskander und Tschimgan beobachtet 

 worden (Astr. Nachr. Nr. 4447). Die aus diesen 

 Aufnahmen ermittelte Hohe iiber der Erdober- 

 flache belief sich beim Aufleuchten auf 112 km, 

 beim Erloschen auf 81 km. Als Radiationspunkt 

 ergab sich genau der Perseidenradiant : = 44,0, 

 6= -j- 56,9. Die photographischen Spuren zeigen 

 bei diesem, wie auch bei alien anderen photo- 

 graphierten, lichtstarken Meteoren eine mehrmalige 

 Ab- und Zunahme der Helligkeit, ein Flackern, 

 wie es auch gelegentlich visueller Meteorbeob- 

 achtungen meist bemerkt wird. 



Den Spektralcharakter schwacherer 

 Sterne sucht Burns durch Vergleich der Hellig- 

 keit auf gewohnlichen und auf gelbempfindlichen 

 Flatten zu ermitteln. Nach seinen Feststellungen 

 erscheint ein dem III. Vogel'schen Typus ent- 

 sprechender rotlicher Stern auf der gelbempfind- 

 lichen Platte um zwei voile Grofienklassen heller, 

 als auf der gewohnlichen, vorzugsweise blauemp- 

 findlichen. Unter 146 Sternen im Orionnebel 

 erwiesen sich die meisten (namlich 125) als blaue 

 Sterne, wahrend nur einer dem Sonnentypus zu- 

 gehort. Dagegen zahlen in der Leyer 23% aller 

 Sterne zum Sonnentypus. Burns glaubt, dafi die 

 im Orionnebel sichtbaren Sterne fast alle physisch 

 zum Nebel gehoren , was auch aus der groSen 

 Zahl veranderlicher unter ihnen hervorgeht. Unter 

 jenen 146 Sternen befanden sich 20 veranderliche, 

 nach noch neueren Aufnahmen sind jetzt jedoch 

 bereits 156 veranderliche Sterne inner- 

 halb des Orionnebels durch Burns festgestellt 

 worden. 



Die Radialgeschwindigkeit des Sirius 

 ist von Munch auf Grund der in den Jahren 

 1901 bis 1910 zu Potsdam gewonnenen Spektral- 

 aufnahmen untersucht worden (Astr. Nachr. Nr. 

 4455 56). Fiir die Geschwindigkeit des Schwer- 

 punkts des Siriussystems gegen die Sonne er- 

 gaben sich fur die verschiedenen Jahre (die Auf- 

 nahmen erfolgten meist im Marz und den voran- 

 gehenden Monaten) folgende Werte: 



1901 9,8 bis ii,3 km 



1902 10,0 10,9 



1903 -9,9 -8,3 



1904 9,8 km 



1905 9,0 



1906 14,1 



1907 -8,0 



1908 13,8 

 1910 10,5 



Die die Beobachtungsfehler weit ubersteigenden 

 Schwankungen dieser Zahlen deuten auf eine bis 

 jetzt noch nicht genauer ergriindete, kurzperiodi- 

 sche Veranderlichkcit, die auch von Campbell 

 bereits vermutet wurde. Der Durchschnittswert 

 fiir das ganze Jahrzehnt ist 10,3+0,4 km, oder 

 nach Ausschlufi der stark abweichenden Flatten 

 aus 1906 und 1908 9,8+0,3 km. (Das Minus- 

 zeichen bedeutet Annaherung an die Sonne.) 



Photographische Fixsternaufnahmen mit 



gekriimmten Flatten wurden mit gutem Er- 

 folg von E. C. Pickering versucht, um den 

 Fehler der Bildwolbung zu beseitigen. Das opti- 

 sche Bild, das von einem Fernrohrobjektiv erzeugt 

 wird, ist bekanntlich nicht eben, sondern spha- 

 risch. Ist daher eine ebene Platte in der Mitte 

 genau fokussiert, so liegen die Randpartien bereits 

 aufierhalb des Fokus, die Sternbildchen sind da- 

 her nahe dem Rande verschwommen und die 

 schwachsten Sterne vermogen keine deutliche 

 Wirkung mehr hervorzurufen. Da nun bei grofien 

 Brennweiten die Bildwolbung immerhin ziemlich 

 geringfiigig ist, so ist es moglich eine diinne, ebene 

 Trockenplatte kiinstlich der Bildwolbung dadurch 

 anzupassen, dafi sie auf eine entsprechend ge- 

 formte, konkave Oberflache gelegt und der ent- 

 standene Zwischenraum luftleer gepumpt wird. 

 Der auSere Luftdruck driickt dann die Platte auf 

 die konkave Flache auf. Die Wirkung einer der- 

 artig erzielten Plattenkriimmung wahrend der Auf- 

 nahme wurde dadurch gezeigt, dafi auf derselben 

 Platte nebeneinander zwei Aufnahmen der gleichen 

 Himmelsgegend hergestellt wurden, die eine mit 

 ebener, die andere nach geringer Verschiebung 

 mit gekriimmter Platte. Jeder Stern ist dann auf 

 der entwickelten Platte doppelt abgebildet und 

 in der Nahe des Randes tritt die erhohte Scharfe 

 sowohl, wie die dadurch gesteigerte Empfindlich- 

 keit fiir schwache Sterne sehr deutlich hervor, 

 wie die Wiedergabe einer derartigen Aufnahme 

 in Nr. 4460 der astronomischen Nachrichten er- 

 kennen lafit. 



Photographische Parallaxenbestim- 

 mungen von Fixsternen werden seit einiger Zeit 

 von Frank Schlesinger versucht. Eine dabei 

 sich geltend machende Schwierigkeit besteht in 

 der meist ungleichen Helligkeit der Vergleichsterne 

 und desjenigen Sterns, dessen Parallaxe bestimmt 

 werden soil. Letzterer ist meist bedeutend heller 

 und wiirde daher eine fiir feine Messungen wenig 

 brauchbare Scheibe von erheblichem Durchmesser 

 auf der Platte schwarzen, ehe die Vergleichsterne 

 einen punktformigen Eindruck veranlafit haben. 

 Schlesinger hat diese Schwierigkeit neuerdings 

 durch eine p.eriodische Abblendung des Parallaxen- 

 sterns behoben , die bewirkt wird durch eine 

 elektrisch rotierende Scheibe mit sektorformigem, 

 in seinem Winkel verstellbaren Ausschnitt. Durch 

 geeignete Einstellung des Centriwinkels jenes Aus- 

 schnitts kann die Helligkeit des Parallaxensterns 

 bis zur Gleichheit mit dem Vergleichsstern redu- 

 ziert werden. Bei einem Ausschnitt von etwa 

 0,5 Offnung kann sogar eine Reduktion der 

 photographischen Wirkung um 7 Grofienklassen 

 erzielt werden ; in der Regel wird es sich indessen 

 um wesentlich geringere Helligkeitsdifferenzen 

 handeln, die dann entsprechend grofiere Offnung 

 des Scheibenausschnittes erfordern. 



Folgende, im Marzheft 1911 des Astrophysical 

 Journal publizierten Resultate der photographischen 

 Fixsternparallaxenbestimmung mogen einen Be- 

 griff von der erlangten Genauigkeit geben : 



