Nr. 1. 



1908. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XXIII. Jahrg. 



wie als Beobachter gleich ausgezeichneter Astronom, 

 zwei Reihen von 15 und 47 Aufnahmen des Andro- 

 medanebels gemacht und darauf die Stellung des 

 Nebelkerns gegen vier Nachbarsterne sehr sorgfältig 

 ausgemes8en. Er teilt seine Untersuchungen und 

 die Ergebnisse der weitläufigen Berechnungen in 

 Band 8, Nr. 4, der Publikationen (Astronomiska Iagt- 

 tagelser och Undersökningar) der Sternwarte Stock- 

 holm mit. 



Es war hierbei geprüft worden, ob das Nebellicht 

 in der Erdatmosphäre eine andere Refraktion erleidet 

 als Sternlicht; die Entscheidung fiel verneinend aus, 

 wenigstens was die Lichtgattungen anlangt, die allein 

 bei photographischen Aufnahmen in Wirksamkeit 

 treten. Bei direkten Beobachtungen könnte vielleicht 

 ein Unterschied in der Refraktion sich geltend machen, 

 doch fanden die Yale-Astronomen auch bei Helio- 

 metermessungen keine merkliche Differenz (Rdsch. 

 XXII, 1). 



Zweitens schien Herrn Bohlin auch die Frage, 

 ob das Licht verschiedener Farben (Wellenlängen) 

 oder Intensitäten sich durch den Raum mit gleicher 

 Geschwindigkeit fortpflanze oder nicht, noch unent- 

 schieden; im letzteren Falle wäre für das Licht eines 

 Nebels eine andere Aberrationskonstante zu erwarten 

 als etwa für einen weißen Stern. Auch dieser Unter- 

 schied erwies sich an den Stockholmer Aufnahmen des 

 Andromedanebels nicht sicher nachweisbar. Nun 

 wurde allerdings kürzlich für Entscheidung der Frage 

 der Lichtgeschwindigkeit mittels direkter und photo- 

 graphischer Algolbeobachtungen einem amerikanischen 

 Chemiker, Dr. Heyl, der recht namhafte Boyden-Preis 

 zuerkannt (Rdsch. XXII, 451). Mit dem Algol allein 

 ist die Frage aber eigentlich nicht direkt zu lösen, 

 weil die visuellen und die aktinischen Strahlen vom 

 Algol bis zu uns sich relativ gerade um eine Algol- 

 periode verspätet haben könnten, was freilich ein 

 merkwürdiger Zufall wäre. Allein es sind von den 

 Astronomen schon so viele direkte und photogra- 

 phische Minima von Algolsternen kombiniert worden, 

 daß die Entscheidung, die Herr Heyl erst durch 

 seine Versuche anstrebte, schon längst in dem Sinne 

 gefallen war, daß alle Strahlenarten mit der gleichen 

 Geschwindigkeit den Äther durchlaufen. 



Das Hauptziel der B oh linschen Untersuchung, 

 die Parallaxe des Andromedanebels zu ermitteln, fand 

 in der geringeren Schärfe des Nebelkerns , verglichen 

 mit der Deutlichkeit von Sternscheibchen , ein nicht 

 geringes Hindernis. Es ist aber gewiß kein Zufall, 

 daß alle Zahlen werte, die sich für die Parallaxe 

 aus den Rektaszensions- und Deklinationsmessungen 

 in der I. und der II. Reihe, hier in zwei Vermessun- 

 gen, sowie bei der Zusammenfassung aller Messungen 

 ergaben, positiv sind. Sie lauten 



I. Reihe 



AR 



Dekl. 



ARu. D. 



(+0,119") 

 ■+- 0,078 

 + 0,080 



II. Reibe 



1. Messung 2. Messung 



(+ 0,520") 

 + 0.115 

 + 0,201 



I. u. II. 

 Reihe 



(+ 0,602") 

 + 0,020 

 + 0,189 



(+0,146") 

 + 0,051 

 + 0,070 



Die aus den AR folgenden Werte der Parallaxe 

 sind ganz ungenau, während die Dekl. leidlich mit 

 einander stimmen und an der Realität der Parallaxe 

 von 0,05" bis 0,10" nur geringen Zweifel lassen. 

 Diesen zwei Werten würde eine Entfernung des An- 

 dromedanebels von uns gleich 7,5 oder 3,7 Sirius- 

 weiten, von 65 oder 33 Lichtjahren entsprechen. 

 Der Kern mit 7" scheinbarem Durchmesser würde 

 in Wirklichkeit 140 bzw. 70 Erdbahnhalbmesser groß 

 sein, im letzteren Falle also den Raum innerhalb der 

 Neptunsbahn füllen. Der 2 1 / 2 ° lauge größere Durch- 

 messer käme 1 / 3 bzw. 1 / t einer Siriusweite gleich, 

 bei einer noch etwas kleineren Parallaxe von 0,033" 

 würde dieser Durchmesser so groß sein wie der Ab- 

 stand des nächsten Fixsternes (w Centauri) von 

 unserer Sonne. 



Herr Bohlin hat es also sehr wahrscheinlich ge- 

 macht, daß der Andromedanebel, seiner scheinbaren 

 Größe entsprechend, zu den unserer Sonne benach- 

 barteren Gestirnen des gesamten Fixsternsystems 

 gehört. Aus den Untersuchungen des Herrn Götz 

 wäre zu schließen, daß dieser Weltkörper ein in wir- 

 belnder Bewegung befindliches Gemenge von Nebel- 

 massen und kleinen sternähnlichen Verdichtungskerneu 

 darstellt. 



Die Eiweißpräzipitiue. 

 Von Prof. Leonor Michaelis (Berlin). 



Vor einigen Jahren berichtete ich in dieser Zeit- 

 schrift (vgl. Rdsch. 1902, XVII, 261) über die von 

 Bordet und Tchistovitch zuerst beobachteten 

 Eiweißpräzipitine. Inzwischen ist die Erforschung 

 dieses interessanten Gebietes rüstig fortgeschritten, 

 und es verlohnt sich, heute wiederum eine zusammen- 

 fassende Darstellung über die inzwischen gewonnenen 

 Kenntnisse zu geben. 



Wenn man einem Tier eine fremde, nicht aus 

 seinem Organismus stammende Eiweißlösung injiziert, 

 so gewinnt das Blutserum dieses Tieres nach einiger 

 Zeit die Eigenschaft, mit dieser Eiweißlösung im 

 Reagensglase einen Niederschlag zu erzeugen. Dieser 

 neu gebildete Stoff des Blutes heißt das Präzipitin, 

 während die injizierte Eiweißlösung als Präzipitogen 

 bezeichnet wird. 



Die chemische Natur der Präzipitogene. 

 Als Präzipitogen können zunächst alle Eiweißkörper 

 fungieren , welche im lebenden Organismus der Tiere 

 und Pflanzen vorkommen, wie alle Eiweißstoffe des 

 Blutserums, alle aus den Organen extrahierten echten 

 Eiweißkörper, das Eiweiß der Vogeleier usw. Die 

 früher von einigen Forschern vertretene Anschauung, 

 daß nicht das Eiweiß selbst der Träger der präzipi- 

 togenen Eigenschaft ist, sondern eine uns unbekannte 

 ihm beigemengte Substanz, ist fast übereinstimmend 

 aufgegeben worden. Außer diesen genuinen Eiweiß- 

 körpern haben auch noch einige Derivate derselben 

 die Eigenschaft, als Präzipitogen zu fungieren, wie 

 besonders Jodierungs- , Nitrierungsprodukte und 

 andere. Dagegen sind die tiefen Abbauprodukte der 

 Eiweißkörper nicht mehr imstande. Präzipitine zu er- 



