No. IB. 



N af u rwi ssen seh aftli eh e Rundschau. 



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Tage gegen zu starke Erwrmung, folglich auch zu 

 starke Transpiration, und bei Nacht gegen zu starke 

 Abkhlung geschtzt. Sehr hufig wird auch durch 

 llerabsenkung der Spaltffnungen unter die Epider- 

 mis und schtzende Umgebung derselben mit Haaren 

 oder vorspringenden Leisten und Papillen eine Ver- 

 minderung der Transpirationsgrsse erreicht. 



Von den zur Aufspeicherung des Wassers dienen- 

 den Organen beanspruchen jene ein besonderes Inter- 

 esse, welche von der Epidermis gebildet werden. Oft 

 springen nmlich einige Zellen derselben , die sich 

 durch ihre Grsse auszeichnen, nach innen halbkuge- 

 lig, nach aussen in Gestalt einer verlngerten Kuppe 

 vor. Bei Caylusea sind diese Kuppen zu handschuh- 

 fingerartigen Haaren geworden, bei anderen bedecken 

 sie die Bltter in Gestalt mchtiger Blasen, wie bei 

 Mesembryanthemum crystallinum. Wenn die Wasser- 

 zufuhr von aussen aufhrt, so fallen bei dieser Pflanze 

 zunchst die Blasen des untersten Blattes nach ein- 

 ander zusammen und nachdem die letzte vertrocknet 

 ist, verdorrt auch das Blatt. Hierauf spielt sich der- 

 selbe Vorgang bei dem nchst hheren Blatte ab und 

 so fort. Man findet daher im Hochsommer grosse 

 Strecken mit Mesembryanthemumpflanzen bedeckt, 

 an denen nichts mehr lebend ist, als die der Reife 

 entgegen gehenden Fruchttheile, zu deren Besten die 

 anderen Organe ihr Wasser abgegeben haben. Die 

 kaum fingerlauge Wurzel ist zu dieser Zeit lngst 

 ausser Thtigkeit. F. M. 



I 



Kleinere Mittheilungen. 



Joseph Baxendell: lieber die Sichtbarkeit des 

 Mondes whrend totaler Mondfinsternisse. 



(l'roceedings of tlie Manchester Literary and Philosnphical 

 Society, Vol. XXIV, 1885, p. 4.) 



Seit Kepler nehmen die Astronomen an, dass die 

 Sichtbarkeit des Mondes whrend der totalen Mond- 

 finsternisse von dem Sonnenlichte herrhrt, das durch 

 die Erdatmosphre nach innen gebrochen wird. Herrn 

 Baxendell stiegen jedoch Zweifel auf, ob dieses Licht 

 gengen kann, um den Mond so zu erleuchten, wie dies 

 bei manchen Mondfinternissen der Fall ist. Auch die 

 Schwche des Lichtes, das der dunkle Theil des Mondes 

 kurz vor oder nach Neumond zeigt, wo er erleuchtet 

 wird durch Reflexion des Lichtes von fast der ganzen 

 Erde, sprach gegen die angefhrte Deutung, da der 

 schmale Sonnenriug um die Erdscheibe, wenn er durch 

 die Atmosphre der Erde hindurchgegangen, kaum so 

 viel Licht geben kann, als die voll erleuchtete Erde. 



Whrend der letzten totalen Mondfinsterniss hatte 

 die Erde , zur Zeit da die Mitte des Mondes der Mitte 

 des Erdschattens am nchsten stand , vom Monde aus 

 gesehen einen Durchmesser von 1 26,41', also einen 

 grosseren als die Sonne ; es war somit ausser der ganzen 

 Sonnenscheibe auch der ganze untere Theil der Corona 

 von der Erde verdeckt. Nach den Beobachtungen der 

 totalen Sonnenfinsternisse erstreckt sich aber die ussere 

 Corona beiderseits von der Sonne viel weiter, als der 

 Halbmesser der Erde vom Monde aus erscheint, und 

 nach den Schtzungen der Helligkeit dieses unbedeckten 

 Theiles der Corona, die einige Beobachter gemacht, 

 scheint es mglich, dass dieses Licht es ist, welches den 

 Mond im Erdschatten sichtbar mache. 



Entdeckung neuer kleine 

 1 S85. (Monthly Notices of 

 ciety, Vol. XLVI, Febr. 1886, 

 Im Laufe des Jahres 1885 



neun kleinen Flaneten entdeckt 



Nr. 



245 



24G 

 247 

 248 

 249 

 250 

 251 

 252 

 253 



Name 



des 



Planeten 



Vera 



Asporina 



Eukrate 



Lameia 



Ilse 



Bettina 



Sophia 



Clementina 



Zeit 

 der 



Entdeckung 



Febr. 6. 

 Mrz G. 

 Mrz 14. 

 Juni 5. 

 Aug. IG. 

 Sept. 3. 

 Oct. 1. 

 Oct. 27. 

 Nov. 12. 



r Plane 

 the Royal 

 p. 228.) 

 sind die 

 worden : 



Entdecker 



Pogson 



Borelly 



Luther 



Palisa 



Peters 



Palisa 



n 

 Perrotin 

 Palisa 



ten im Jahre 



Astronomical So- 

 nach stehenden 



Ort 

 der 



Entdeckung 



Madras 



Marseille 



Dsseldorf 



Wien 



Clinton 



Wien 



n 

 Nizza 

 Wien 



J. M. Pernter: Bemerkungen zur Bestimmung 

 der Sonnen-Temperatur. (Repertorium der 

 Physik Bd. XXII, S. 1.) 



Die Temperatur der sichtbaren Sonnenoberflche, 

 d. h. der Photosphre, wird nach zwei Methoden ge- 

 messen, und zwar erstens aus der Hhe der Wasserstoff - 

 Protuberanzen. Die Formel fr die Temperaturabnahme 

 eines aufsteigenden Gasstromes ist bekannt und giebt 

 fr Wasserstoff auf der Sonne eine Abnahme um 141 C. 

 pro Meile; an der Photosphre muss der Wasserstoff die 

 Temperatur gehabt haben, die er durch Abkhlung beim 

 Aufsteigen verloren hat plus seiner Endtemperatur. Aus 

 den beobachteten Hhen der Protuberanzen von 30000 Mei- 

 len wrde sich demnach eine Oberflchen-Temperatur von 

 ber 3 Millionen Graden ergeben, und da man sogar 

 Protuberanzen von 75000 und 7G000 Meilen gemessen, 

 erhlt man Minimal -Temperaturen von 5371000 und 

 5868000 C. ; aus einer mittleren Hhe der Protuberanzen 

 von 8000 Meilen hat Zllner die Sonnentemperatur zu 

 1 100000 C. berechnet. 



Herr Pernter bemerkt jedoch zu dieser Methode, 

 dass die benutzte Formel nur fr reine, permanente Gase 

 gilt, dass aber durch Zumischung von Dmpfen eine 

 bedeutende Verlangsamung der Abkhlung wegen der 

 Condensation eintritt. Es treten ferner in grsseren 

 Hhen chemische Verbindungen auf, deren Bildungs- 

 wrme gleichfalls eine Verzgerung der Abkhlung ver- 

 anlasst. Unter Bercksichtigung dieser Verhltnisse be- 

 trgt die Abkhlung beim Aufsteigen eines aus Gasen 

 und Dmpfen bestehenden Stromes nur 70 pro Meile ; 

 und wenn man bercksichtigt, dass die hohen Protu- 

 beranzen nur ausnahmsweise, wahrscheinlich aus beson- 

 ders stark erhitzten Partien der Sonnenoberflche, auf- 

 steigen, so wird zur Berechnung der mittleren Sonnen- 

 temperatur nur die mittlere Hhe der regelmssigen 

 Protuberanzen zu verwerthen sein, welche 1500 Meilen 

 betrgt. Man erhlt so als mittlere Minimal-Temperatur 

 der Photosphre rund 104000 C. 



Die zweite Methode zur Bestimmung der Sonnen- 

 temperatur ist die aus Strahlungsversuchen abgeleitete. 

 Aus der Wrmeintensitt der Sonnenthermometer berech- 

 nete man die Sonnen-Constante (das Ausstrahlungsver- 

 mgen der Oberflcheneinheit) zu 2,3 bis 3 Calorien und 

 aus diesen unter Zugrundelegung des Stefan'schen 

 Strahlungsgesetzes eine Temperatur von 6005 bis 6420 C. 

 fr die strahlende Oberflche. Zu dieser Grsse ist aber 

 zu bemerken, dass die Photosphre von einer Gashlle 

 umgeben ist, welche nach den neuesten Messungen etwa 

 40 Proc. der Sonnenstrahlen absorbirt; danach muss die 

 Temperatur der Photosphre 10000 betragen. 



Die anfnglich so kolossalen Differenzen der Sonnen- 



