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Naturwissenschaftliche 11 u ml b c 1 1 a u . 



No. 47. 



welche ein Stern nach der Exposition auf der photo- 

 graphischen Platte erzeugt hat, und seiner photometrisch 

 bestimmten Grsse. Zu diesem Zwecke wurden ver- 

 schiedene Platten, auf welchen Theile der Plejadengruppe 

 photographirt waren, mit grosser Sorgfalt ausgemessen 

 und die gefundenen Durehmesser der Stern-Scheiben auf 

 einer und derselben Platte mit den Sterngrssen der 

 Uranometria Nova Oxoniensis" verglichen. Es ergab 

 sich bei 28 Sternen, deren Grssen zwischen 3 und 9,5 

 liegen, eine gute Uebereinstimmung der beobachteten 

 Werthe mit den aus der Formel 



D V = <$ [log. M' log. M) 

 berechneten (in der Formel bedeuten D die Durch- 

 messer der Scheiben und M die Grssen); der mittlere 

 Unterschied betrug nur 0,16 Grsse. Einzelne Sterne, 

 deren Spectra einen grossen Reichthum an aktinischen 

 Strahlen zeigen, schliessen sieh selbstverstndlich dieser 

 Kegel nicht an. 



Eine noch nicht abgeschlossene Reihe von Unter- 

 suchungen ber den Einfiuss der Dauer des Exponirens 

 auf die Grsse der photographischen Sternbilder hat 

 vorlufig fr nicht sehr blasse Sterne ergeben, dass die 

 Flchen der Scheiben ein und desselben Sternes auf der- 

 selben Platte sich ndern, wie die Quadratwurzeln der 

 Expositionszeiten. Bond hatte 1858 gefunden, dass die 

 Flchen sich wie die Zeiten verhalten. 



Endlich behandelte Herr Pritchard die ungemein 

 wichtige Frage, ob die Sternbilder, welche stundenlang 

 exponirt waren, verhltuissmssig ebenso genaue und 

 zuverlssige Messungen gestatten, wie die besten 

 optischen Instrumente, die direct auf den Himmel ge- 

 richtet sind. Die Untersuchung ist an denselben Platten 

 der Plejaden ausgefhrt, die bereits oben erwhnt sind ; 

 die Abstnde von 25 Sternen von Alcyone wurden auf 

 den vier Platten gemessen, und zwar wurde jede Mes- 

 sung eben so oft wiederholt, als Bessel dieselben Mes- 

 sungen mit dem Knigsberger Heliometer ausgefhrt 

 hatte. Das Resultat war fr die photographische Mes- 

 sung etwas gnstiger; bei dieser betrug die mittlere 

 Abweichung 0,24", bei B es sei's Messungen 0,29". 



Bei diesen Messungen zeigte eine von den vier 

 Platten, dass die Gelatine-Haut sich in der Nhe von 

 drei Sternen ein wenig, aber messbar, verschoben hatte, 

 aber weder au den brigen Stellen derselben Platte noch 

 auf den anderen Platten. Es folgt daraus, dass man Mes- 

 sungen niemals an einer einzelnen Platte ausfhren darf. 



('. Christiansen: Einige Bemerkungen ber die 

 Temperatur der Planeten. (Danske Vidensk. 

 Selsk. Forhandl. 1886, p. 85; Selbstreferat, Beibltter X, 

 p. 532.) 

 Unter Zugrundelegung des Stefan'schen Gesetzes 

 von der Abhngigkeit der Strahlung von der absoluten 

 Temperatur und unter der Annahme, dass die Erde im 

 Temperaturgleichgewicht sei, dass sie in der Minute pro 

 Quadratcentimeter 2,5 Cal. von der Sonne empfange, von 

 denen 36,8 Proc. auf das Licht entfallen, und dass ihre Ke- 

 tlexionsfhigkeit (Albedo) 0,445 betrage, findet Verfasser 

 die mittlere Temperatur der Erde = 15, also ziemlich 

 gut bereinstimmend mit dem von Dovc berechneten 

 Werthe (14,6). Auch fr die verschiedenen Orte der 

 Erdoberflche stimmen die nach der Stefan'schen For- 

 mel berechneten mittleren Jahrestemperaturen noch un- 

 gefhr mit den von Dove abgeleiteten. Diese Ueber- 

 einstimmung veranlasste den Versuch, fr die Temperatur 

 an der Oberflche der brigen Planeten einige Anhalts- 

 punkte zu finden. 



Es sei der mittlere Abstand zweier Planeten von 

 der Sonne Oj und a 2 , ihre absoluten Temperaturen 1\ 



und T 2 ; es verhalten sieh dann die Wrmemengen, die 

 sie von der Sonne empfangen, wie a':a', ihre Wrme- 

 verluste aber wie T, 1 : T; folglich haben wir a?:a? 

 = T?:T* oder: Die absoluten Temperaturen der Planeten 

 verhalten sich umgekehrt wie die Quadratwurzeln aus 

 ihrem Mittelabstaude von der Sonne. Aus dieser Be- 

 ziehung erhlt man unter Bercksichtigung der ver- 

 schiedenen Albedinen der Planeten, wie sie Zllner 

 gefunden , folgende Mitteltemperaturen der Planeten : 

 Merkur 210, Venus 57, Erde 15, Mars 34", Jupiter 

 150, Saturn 180, Uranus 209, Neptun -221". 

 Fr Venus und Mars scheint es wahrscheinlich zu 

 sein, dass die gefundenen Werthe 57 und 34 nicht 

 fern von der Wahrheit liegen. Venus scheint ja mit 

 einer sehr dicken Wolkenschicht umgeben zu sein, die 

 Atmosphre des Mars ist dagegen sehr rein. Man kann 

 annehmen, dass dort das Wasser des Meeres grssten- 

 theils in Eis bergegangen ist und das Festland bedeckt, 

 ungefhr wie es hier auf der Erde in Grnland der Fall 

 ist. Die Meere sind dadurch sehr reich an Salzen ge- 

 worden und gefrieren deshalb nicht, nehmen aber einen 

 verhltnissmssig kleinen Raum ein. In wie weit die 

 Verhltnisse auf den usseren Planeten durch Eigen- 

 wrme modificirt werden , lsst sich nicht entscheiden. 



Knut Angstrm: Eine neue Methode zu abso- 

 luten Messungen der strahlenden Wrme 

 und ein Instrument zum Regist riren der 

 Sonnenstrahlung. (Nova Acta reg. societ. seientia- 

 rum psalensis. Ser. 3, Vol. XIII, 1886.) 

 Zwei vollkommen gleiche Galorimeter werden ab- 

 wechselnd nach einander den Strahlen der zu messenden 

 Wrmequelle exponirt , und die Temperaturdiffereuzen 

 -\- k und lc, die sich in genau zu messenden Zeit- 

 rumen folgen , geben nach einer ziemlich einfachen 

 Formel die von der Quelle ausstrahlende Wrmemenge. 

 Es soll hier weder dies Prineip genauer entwickelt, noch 

 der Apparat im Detail beschrieben werden, welcher zur 

 Ausfhrung dieser Messungsmetliode benutzt worden; 

 beides muss in der Origiualabhandlung nachgelesen wer- 

 den. Das Instrument besteht, um dies kurz anzufhren, 

 aus zwei vollkommen gleichen Kupferscheiben, deren 

 vordere, absorbirende Flche mit galvanoplastischem 

 Kupfer und Platinschwarz rauh gemacht und etwas eiu- 

 gerusst ist. In der hinteren Seite der Scheibe steckt im 

 Centrum eine Thermosule, welche zu einem Galvano- 

 meter fhrt; nachdem bei Bestrahlung der einen Kupfer- 

 scheibe die Nadel des Galvanometers eine bestimmte 

 Ablenkung von der Nulllage angenommen , wird diese 

 Seheibe beschattet, die andere exponirt und so lange der 

 Wrmewirkung ausgesetzt, bis der gleiche Ausschlag 

 nach der entgegengesetzten Seite erfolgt, dann wird 

 wieder das Calorimeter gewechselt und so eine Reihe 

 vou Zeitbestimmungen gemacht, aus denen die Wrme- 

 menge berechnet wird. 



Nach hnlichem Prineip hat Herr A n g strm einen 

 registrirenden Sonnenstrahlungsmesser construirt. Zwei 

 genau gleiche mit Luft gefllte Kupferkugeln, die durch 

 eine Rhre verbunden sind, bilden ein Differeutialthermo- 

 meter, in dessen Mitte sich ein Quecksilberindex befindet. 

 In die Mitte des Index ragt durch die Glasrhre ein 

 Platindraht, der zu einem Elektromagnet fhrt; und 

 beiderseits etwas von dem Quecksilberindex entfernt, 

 befindet sich je ein zweiter Platindraht, der gleichfalls 

 zum Elektromagnet fhrt. Wird die eine Kugel be- 

 schattet und die zweite den Sonnenstrahlen exponirt, so 

 dehnt sich in dieser die Luft aus, der Index bewegt sich 

 'nach der anderen Seite, erreicht dort den Platindraht 

 und schliesst den Elektromagnet, der nun eine Rotation 



