Nr. 20. 1903. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XVm. Jahrg. 253 



nielirung erfahren, als ruhende, so kann dies nur da- 

 durch erklärt werden, daß hier noch ein zweites Mo- 

 ment in Betracht kommt, daß die Nahrungszufuhr 

 der Zelle durch besondere, von der Funktion abhän- 

 gige Einrichtungen reguliert wird. Über die Art, in 

 welcher diese Regulation erfolgt, ist zur Zeit wegen 

 unserer unzureichenden Kenntnis des Stoffwechsels 

 innerhalb der Zelle Bestimmtes noch nicht zu sagen. 



R. v. Hanstein. 



H. C. Vogel: Her spektroskopische Doppelstern 

 o Per sei. (Jntzungsber. der Berliner Akad. der Wiss. 

 1902, S. 1113.) 

 Daß im Spektrum des Sternes 4. Gr. o Persei die 

 Lage der Linien stark veränderlich ist , hat zuerst Herr 

 W. S. Adams auf der Yerkes-Sternwarte erkannt. Fünf 

 Aufnahmen vom Februar bis April 1902 lieferten für die 

 Geschwindigkeit des Sterns Werte zwischen — 117 und 

 4-134 km. Eine genauere Untersuchung der Bewegungs- 

 verhältnisse hat Herr Vogel mit Hilfe von 18 spektro- 

 graphischen Aufnahmen durchgeführt, welche von den 

 Herren Eberhard und Scholz am Potsdamer photo- 

 graphischen Refraktor von 32 cm Öffnung im November 

 1902 gemacht worden sind. 



Die Messungen der Linienlagen waren durch die 

 Breite und Mattheit der Linien sehr erschwert; von den 

 16 wahrnehmbaren Linien konnten überhaupt nur die 

 Wasserstofflinie Hy und die zwei Heliumlinien X 43S8 

 und X 4472 zu den Messungen verwendet werden. Dabei 

 stellte sich heraus, daß die Linie Hy meistens weniger 

 verschoben erschien und deshalb auf geringere Stern- 

 geschwindigkeiten führte als die beiden anderen Linien. 

 Aus diesem als reell angenommenen Unterschiede in Ver- 

 bindung mit Betrachtungen über das Aussehen des Spek- 

 trums zog Herr Vogel den Schluß, daß o Persei aus 

 einem Sterne vom Spektraltypus I a 2 und einem zweiten 

 vom Typus I b zusammengesetzt ist. Die Heliumlinien 

 sind für letztere Spektralklasse charakteristisch, fehlen da- 

 gegen der Klasse I a 2. Die Wasserstofilinien kommen in 

 beiden Typen vor, sind aber bei I a 2 viel breiter als bei 

 I b. Offenbar ist es der Stern mit dem Heliumspektrum, 

 der sich sehr rasch bewegt, während die andere Kom- 

 ponente des Systems nur eine ganz enge Bahn beschreibt. 

 Die schmaleren Wasserstofflinien des raschlaufenden Sterns 

 fallen nun immer, auch wenn die Geschwindigkeit längs 

 der Sehrichtung am größten ist, in die breiten Linien 

 des beinahe ruhenden Sterns. Beim Messen der Linien- 

 lage verursacht daher die Überlagerung beider Linien- 

 komponenten einen Fehler von solcher Art, daß man 

 das Maximum der Intensität der Linie stets zu nahe bei 

 der normalen Position der Wasserstofflinie wahrnimmt 

 und so aus den Verschiebungen dieser Linie zu kleine 

 Geschwindigkeiten erhält. 



Die Richtigkeit dieser Auffassung fand sich bekräf- 

 tigt, als Herr Vogel nachträglich das Aussehen der 

 Linien in den Spektrogrammen näher untersuchte. Bei 

 starker positiver Bewegung des Sterns war die intensivste 

 Stelle der-Hy-Linie unsymmetrisch zur Mitte dieser Linie 

 gelegen und diese stärker gegen Violett verwaschen, bei 

 großer negativer Bewegung war die Linie dagegen mehr 

 nach Bot hin verwaschen. Bei geringerer Bewegung lag 

 das Intensitätsmaximum nahe in der Mitte der Linie und 

 war zugleich wesentlich kräftiger als zu anderen Zeiten. 

 Die sonst bei der Klasse I a 2 auftretenden zarten Metall- 

 linien, die eine größere Genauigkeit bei der Messung der 

 Lage im Spektrum gestatten, sind bei o Persei infolge 

 der Überdeckung dieses Spektrums durch das des ande- 

 ren Sterns verwischt. Die jenem Sterne angehörenden 

 Wasserstofflinien lassen bei ihrer Breite und Verschwom- 

 menheit nur so viel erkennen, daß dieses Glied des Systems 

 nur eine geringe Bahngeschwindigkeit besitzt und daß 



der Schwerpunkt des Systems innerhalb dieses Körpers 

 oder doch nicht weit außerhalb desselben liegt. 



Der andere, jedenfalls viel kleinere Stern legt in der 

 Sekunde 115 km (täglich rund eine Million km) in seiner 

 Bahn zurück, die nur wenig von einem Kreise abweichen 

 kann. Der Unilauf dauert 4,39 Tage, der Bahnhalbmesser, 

 der also nicht viel vom Mittelpunktsabstande beider Kom- 

 ponenten verschieden sein kann, 7 Mill. km. Die Masse 

 des Systems wäre 7 /io der Sonnenmasse. Diese Zahlen 

 gelten unter der Voraussetzung, daß die Bahnebene senk- 

 recht zur scheinbaren Himmelsfläche steht, daß der Nei- 

 gungswinkel i 90° beträgt. Für andere Neigungen sind 

 die Längenwerte mit cosec i, die Masse mit cose&i zu 

 multiplizieren. Die Masse des Systems wäre gleich der 

 Sonnenmasse, wenn die Neigung der Bahnebene G3° be- 

 tragen würde, in welchem Falle der wahre Abstand bei- 

 der Sterne nahe 8 Mill. km erreichte. Für eine noch 

 kleinere Bahnneiguug — und eine solche ist keineswegs 

 unwahrscheinlich — übertrifft also der spektroskopische 

 Doppelstern o Persei an Masse unsere Sonne. 



Die Bahnverhältnisse und die physischen Zustände 

 in diesem durch die große Geschwindigkeit bemerkens- 

 werten Systeme sind durch die vorerwähnten Unter- 

 suchungen des Herrn Vogel in der Hauptsache festge- 

 stellt. Eine genauere Ermittelung der Umlaufsperiode 

 wird sich durch Hinzunahme späterer Aufnahmen des 

 Spektrums ermöglichen lassen. Die ersten Yerkes-Auf- 

 nahmen von Herrn Adams konnten zu diesem Zwecke 

 nicht benutzt werden, weil die nähere Angabe der Auf- 

 nahmezeiten fehlt. Herr Vogel vermutet auch, daß die 

 daraus gefolgerten Geschwindigkeiten nicht auf die Sonne 

 reduziert sind; nach Anbringung entsprechender Reduk- 

 tionen würden sie besser mit den in Potsdam erhaltenen 

 Zahlen stimmen. Daß der lichtstärkere Yerkes- Refraktor 

 eine wesentlich größere Genauigkeit der Geschwindig- 

 keitsbestimmung bei o Persei gestatte, hält Herr Vogel 

 für nicht wahrscheinlich; das Haupthindernis bildet stets 

 die Undeutlichkeit und Breite der Linien. Die in Pots- 

 dam erreichte, durch den wahrscheinlichen Fehler + 5 km 

 (aus einer Platte) gekennzeichnete Genauigkeit darf mit 

 Rücksicht auf die Umstände als eine recht hohe erach- 

 tet werden. A. Berberich. 



Frauz Lindig: Über den Einfluß der Phasen auf 

 die Klangfarbe. (Annalen der Physik 1903, F. 4, 

 Bd. X, S. 242—269.) 

 Die Frage, ob beim Zusammenklingen mehrerer Töne 

 deren gegenseitiger Phaseuunterschied die Klangfarbe 

 beeinflusse, war zuerst von Helmholtz gestellt und ein- 

 gehend behandelt; später haben sich mehrere andere 

 Physiker und Physiologen mit derselben beschäftigt. 

 Während aber Helmholtz und nach ihm L. Hermann 

 keine Wirkung der Phasen auf die Klangfarbe gefunden, 

 sind R. König und Lord Kelvin zu einem entgegen- 

 gesetzten Resultate gelangt. Schon dieser Gegensatz der 

 Ergebnisse machte eine neue Untersuchung der Frage 

 notwendig, besonders da gegen die angewandten Metho- 

 den mehr oder weniger berechtigte Bedenken vorgebracht 

 werden konnten. Herr Lindig hat nun im Laborato- 

 rium des Herrn Lenard unter Verwendung der in den 

 bisherigen Versuchen gemachten Erfahrungen eine Neu- 

 bearbeitung des Gegenstandes mittels der „Telephon- 

 sirene" L. Webers unternommen, welche zur Lösung 

 der vorliegenden Aufgabe besonders geeignet sich erwies. 

 Dieser Apparat besteht aus einer mit kleinen Mag- 

 neten radial besetzten Scheibe, die, in Umdrehung ver- 

 setzt, in einem dem Bande genäherten Telephon einen 

 Ton erzeugt, dessen Sehwiugungszahl sich aus dem Pro- 

 dukt der Umdrehungszahl und der Zahl der Magnete er- 

 gibt. Herr Lind ig benutzte bei seinen Versuchen Alu- 

 miniumscheiben, wählte zwei verschiedene Anordnungen 

 der Magnete auf den Scheiben, eine, bei welcher alle 

 Magnete den gleichen Pol nach außen kehrten (Gleich- 

 pole), und eine zweite, wo sie abwechselnd einen Nord- 



