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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 10. 



nttgender Weise darzustellen; dieses gelang ihm unter der 

 Annahme, dass derselbe um den Schwerpunkt in ungefhr 

 50 Jahren eine Ellipse mit einer Excentricitt von nahe 

 0.8 beschreibe, und dass der krzeste Abstand vom 

 Schwerpunkt im Jahre 1791 stattgefunden habe. Nach 

 Peters hat Safford 1861 bei einer Discussion der Decli- 

 nationen des Sirius auch fr diese Coordinate die Ver- 

 nderlichkeit der Eigenbewegung dargethan und gezeigt, 

 dass sie sich sehr gut durch die Verschiebung des Sterns 

 in einer der von Peters aus den ectacsensionen ab- 

 geleiteten entsprechenden Bahn erklren lasse. 



Am 31. Januar 1862 entdeckte Alvan Clarke, als er 

 in Boston ein Fernrohr mit selbstverfertigtem Objectiv 

 prfen wollte, einen kleinen Stern beinahe in den Strahlen 

 des Sirius, nur 10" vom Centrum. Die Richtung der Ver- 

 bindungslinie beider Krper stimmte hinlnglich mit den 

 Peters'schen Elementen, um es sehr wahr(<cheiulich zu 

 machen, dass der von Clarke entdeckte schwache Satellit 

 mit dem von Bessel vermutheten strenden Krper iden- 

 tisch sei. Zur selben Zeit war Auwers mit einer allge- 

 meinen Untersuchung beschftigt, um die Bahn des Sirius 

 aus dem gesammtcn Material der Beobachtungen, unge- 

 fhr 7000 Rectascensionen und 4000 Dcclinationen, abzu- 

 leiten; er erhielt, eine Umlaufzeit von 49.4 Jahren und 

 eine Excentricitt von 0.601, also merklich kleiner als 

 die Peters'sehe. Wenn die Bahn des Sirius einmal be- 

 kannt ist, so hat es keine Schwierigkeiten aus derselben 

 diejenige des Satelliten ai)zuleiten, indem man jedesmal 

 von einer gemessenen Distanz ausgeht, denn Letztere ist 

 stets gleich der Entfernung des Sirius vom Schwerpunkt 

 multiplizirt mit dem Verhltniss der Summe beider Massen 

 zur kleineren. Die ersten Beobachtungen des Begleiters 

 ergaben fr seine Entfernung vom Hauptstern eine Zahl, 

 die ungefhr gleich dem dreifachen des entsprechenden 

 Radiusvector der Siriusbahn war, woraus sieh folgern 

 Hess, dass die Masse des Sirius beinahe doppelt so gross 

 wie die des Begleiters sei. Nunmehr war es auch leicht, 

 den Ort des Satelliten mehrere Jahre im Voraus anzu- 

 geben; andererseits versumte man nicht, denselben durch 

 Beobachtung zu bestimmen und beide Daten zu vergleichen. 

 Folgendes Tfelchen giebt eine kurze Uebersicht von den 

 Resultaten der Vergleichung; sie entlilt nmlich fr eine 

 ziemliche Reihe von Jahren den Unterschied zwischen den 

 berecbneten und beobachteten Werthen des Winkels, 

 den die jeweilige Verbindungslinie von Sirius und seinem 

 Begleiter mit einer als fest angenommenen bildete. 



befriedigender 



Die Uebcreinstininuing ist nicht vllig befriedigend, noch 

 weniger wenn man die Distanzen vergleicht; immerhin 

 lsst sich aber bemerken, dass von 1871 1887 die Diffe- 

 renzen nahe constant bleiben und um 6.5 oscilliren. 

 Demnach erscheint es wenig denkbar, dass der Clarke'sehe 

 Satellit zu dem BesseFschen in keiner Beziehung stnde, 

 wenn man sieht, dass ihre Radienvectoren im Laufe von 

 20 Jahren einen Winkel von 40 besehrieben und innner 

 gleich weit aus einander bleiben. Wenn man Itcdcnkt, 

 dass die Auwers'sche Bahn auf Unregelmssigkeiten in den 

 Rectascensionen des Sirius beruhen, die nicht V:i 2<^'t- 

 secunde erreichen, wenn man ferner die unvermeidlichen 

 systematischen Beobacbtungsfehler bei der Vergleichung 

 eines so schwachen Krpers w-ie der Begleiter mit dem 

 hellsten aller Sterne in Betracht zieht, dann darf man 

 wohl hoffen, dass es durch Anbringung gewisser Ver- 

 besserungen an die Bahnelemente gelingen wird, sowohl 

 die Oerter des Sirius als diejenigen seines Satelliten in 

 Weise darzustellen. 

 Unter Annahme der jhrlichen Parallaxe von 0."38 

 (nach Hill) fr den Sirius, ergiebt sieh die Summe beider 

 Massen als das 4.4 fache von derjenigen der Sonne; da- 

 von kommen auf den Sirius selbst 3 Sonnenmassen und 

 auf seinen Begleiter IV-,- ire gegenseitige Entfernung 

 wrde wenig mehr betragen als diejenige des Uranus 

 von der Sonne. L. Struve hat durch Discussion der 

 gesammtcn Beobachtungen von r; Cassiopejae in hnlicher 

 Weise wie beim Sirius Unregelmssigkeiten in der Eigen- 

 bewegung des Haui)tsterns constatiren knnen; es leuchtet 

 aus dem Vorhergehenden ein, dass damit zugleich die 

 Ermittlung der Massen der Compouenten ermglicht war. 

 Ihre Grsse ergab sich zu resp. 6.6 und 1.7 Sonnen- 

 massen. 



Zum Schluss dieser schon ziemlich laugen Abhandlung 

 sei uns nocli eine Reflexion gestattet. Jahrhunderte- 

 lang hat man die Erde zum Mittelpunkt der Welt ge- 

 macht und die Planeten, die Sonne ja sogar alle Sterne 

 sich um dieselbe drehen lassen. Da kam Copernicus und 

 verurtheilte die Erde zu einem bescheidenen Platze unter 

 den von der Sonne regierten Planeten. Jetzt ist die Sonne 

 nur einer der zahllosen Sterne der Milchstrasse, und Letztere 

 selbst ohne Zweifel eine der vielen Sternhaufen im end- 

 Idsen Rume. So haben die fortschreitenden Entdeckungen 

 merkwrdigerweise die Bedeutung der Erde in der Ge- 

 sannntheit der Schpfung immer mehr herabgesetzt. Es 

 knnte dies dem Menschen Bekmmerniss verursachen; 

 aber gegenber der physischen Schwche gereicht uns 

 die Grsse und Errungenschaften der Schnheit des Geistes 

 zum Trste; hauptschlich auf dem Gebiet der Astronomie: 

 die Bestinnnungen des Gewichts der Himmelskrper und 

 diejenige ihrer chemischen Zusammensetzung durch die 

 Spectralanalyse. 



Dr. Wilhelm Junker |. In weiten Kreisen hat 

 der unerwartete Tod Wilhelm Junker's, des berhmten 

 Afrikareisenden, die lebhafteste Theilnahme erweckt. Im 

 besten Mannesalter, im 51. Lebensjahre, inmitten rstigen 

 Schaffens erlag er am 13. Februar in Petersburg den 

 Folgen der Influenza, welcher sein durch die Strapazen 

 des afrikanischen Reiselebens geschwchter Krper nicht 

 den nthigen Widerstand entgegensetzen konnte. Kaum, 

 dass es ihm noch vergnnt war, sein grosses 3 bndiges 

 Reisewerk vollendet zu sehen. 



Dr. Wilhelm Johann Junker entstammt einer reichen, 

 deutschrussischen Familie. Geboren am 6. April 1840 in 

 Moskau, verbrachte er einen Theil seiner Knabenzeit in 

 Gttingen, besuchte das deutsche Gymnasium in Peters- 



burg und widmete sich dann auf deutschen Universitten, 

 in Gttingen, Berlin und Prag, dem Studium der Medicin. 

 In der bevorzugten Lage, seinen Neigungen freien Lauf 

 lassen zu knnen, verzichtete er auf eine berufsmssige 

 Ausbung der Medicin, um sich geographischen Studien 

 zu widmen. Indessen sind ihm, wie ja auch anderen 

 hervorragenden Afrikareisenden, die medicinischen Kennt- 

 nisse l)ei seinen spteren Reisen sehr zu statten ge- 

 kommen. Die erste Befriedigung seines Reisedranges 

 gewhrte ihm eine Fahrt nach dem Norden, nach der 

 Insel Island, welche er im Jahre 1869 in verschiedenen 

 Richtungen durchstreifte. 4 Jahre spter schon betrat 

 er das eigentliche Feld seiner Forseherthtigkeit, den 

 Boden Afrikas, indem er zunchst von 18731874 die 



