Nr. 28. 1903. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



XVIII. Jahrg. 357 



Die übrigen Beweisgründe, mit denen Herr Po- 

 tonie seine Theorie zu stützen sucht, beziehen sich 

 auf die Entwickelung der Farnkeiinlinge, die Er- 

 scheinung des „Herablimtens" der Blätter, den Ver- 

 lauf der Blattspurstränge, das Auftreten markstän- 

 diger Leitbündel, den anatomischen Bau der Leit- 

 bündel, gewisse Tatsachen über Gewebespannungen 

 und einige teratologische Erscheinungen. Als die 

 Veranlassung zur Bildung von Pericaulomen be- 

 trachtet Verf. das Bedürfnis, einen festen Hohlzylin- 

 der für die aufrechten Stämme der zum Luftleben 

 gekommenen Pflanzen zu haben. Da die zum Peri- 

 cauloni verwachsenen Blattbasen die Leitung der 

 Nahrung besorgen, werde das ursprüngliche Zentral- 

 bündel überflüssig, und sein Verschwinden müsse auch 

 dadurch unterstützt werden, daß die mechanische 

 Konstruktion im Zentrum der festen Elemente, die 

 bei den meisten Pericaulom - Stengelpfianzen an die 

 Leitbündel geknüpft seien, nicht bedürfe. 



Es ist nicht zu leugnen , daß die Pericaulom- 

 theorie viel Bestechendes hat, da sie eine Reihe von 

 Erscheinungen zwanglos und befriedigend erklärt. 

 Aber bei der Abneigung gegen die Erörterung einer 

 so radikal iescendenztheoretischen Annahme, wie es 

 die Ableitung der höheren Pflanzen von Algen ist, 

 wird der Widerstand der Morphologen (oder „Orga- 

 nographen") schwer zu bewältigen sein. F. M. 



A. Kopff: Die Verteilung der Fixsterne um den 

 großen Orionnebel und den Amerika-Nebel. 

 (Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums 

 Königsstuhl-Heidelberg. 1. Bd., S. 179—184.) 



Eine schon von W. Herschel bemerkte Erscheinung 

 konnte mit Hilfe photographischer Aufnahmen von 

 großem Gesichtsfelde als eine „Gesetzmäßigkeit" bestätigt 

 werden, die Herr Kopff mit den Worten ausdrückt: 

 „Im allgemeinen zieht um jeden Nebel eine 

 sternenleere Zone, während im Nebel selbst die 

 Anzahl der Sterne wieder zunimmt." Der Orion- 

 nebel, der große, von Herrn M. Wolf im Cygnus ent- 

 deckte (nach seiner Form benannte) Amerikanebel, mehrere 

 Nebel in der Milchstraße im Scutum, Ophiuchus, Scorpius, 

 der Nebel beim Sterne 15 Monocerotis, £ Persei und viele 

 andere können als Beispiele für die Gültigkeit jener Regel 

 angeführt werden. 



In vorliegender Abhandlung hat Herr Kopff die 

 schon beim bloßen Anblicke der Nebelaufnahmen leicht 

 und deutlich erkennbare Erscheinung auch zahlenmäßig 

 festgestellt, indem er die Sterne in und um den Orion- 

 und den Amerikanebel genau abzählte. Die Sterndichte 

 wurde dann graphisch durch verschiedene Schraffierungen 

 dargestellt, wobei ein der Nebelform entsprechendes Bild 

 erhalten wurde. Der Gegensatz zwischen dem Stern- 

 reichtum innerhalb eines solchen Nebels und in seiner 

 nächsten Umgebung würde noch mehr hervortreten, wenn 

 die helleren Sterne nicht in die Zählung mit einbegriffen 

 worden wären. Denn diese zeigen keine Abhängigkeit 

 von den Nebeln und deren Grenzen, sie sind gleichmäßig 

 über die an kleineren Sternen reichen und armen Stellen 

 verteilt und kommen an den letzteren noch besonders 

 auffällig zur Geltung. Aus diesem ungleichen Verhalten 

 möchte Referent abweichend vom Herrn Verf. eher den 

 Schluß ziehen, daß die großen Sterne nicht in derselben 

 Entfernung von unserem Sonnensysteme liegen wie die 

 Nebel und die kleinen Sterne, sondern uns erheblich 

 näher sind, daß also nur die Nebel und die kleinen Sterne, 

 nicht aber auch die großen, „ein gemeinsames Ganzes, 



das sich umgestaltet und entwickelt nach uns unbekannten 

 Gesetzen", seien. Jedenfalls dürfte eine solche Scheidung 

 der großen von den kleinen Sternen eine Erklärung der 

 merkwürdigen, unbezweifelbaren „Sternwüsten" wesent- 

 lich erleichtern. Von den genannten zwei Nebelregionen 

 sind schöne Reproduktionen Heidelberger Aufnahmen 

 dem 1. Bande der „Publikationen" beigegeben. 



Indessen zeigen nicht alle Nebelflecken diese Er- 

 scheinung großer Sternarmut au ihren Grenzen, nament- 

 lich scheinen alle Nebel, die zum Typus des Andromeda- 

 nebels gehören, auf die Sternfülle in ihrer Umgehung 

 gänzlich ohne Einfluß zu sein. Dieser Unterschied mag 

 von der ungleichen räumlichen Lage (Entfernung) der 

 Nebel verschiedener Beschaffenheit herrühren. 



Für das Studium solcher Gesetzmäßigkeiten erweisen 

 sich die photographischen Aufnahmen mit Objektiven 

 von kurzer Brennweite, wie sie seit etwa anderthalb 

 Jahrzehnten in Heidelberg von Herrn W olf ausgeführt 

 werden, von größtem Vorteile. Die erhaltenen Abbildungen 

 größerer Himmelsflächen erlauben mit einem Blicke die 

 Anordnung der Sterne aufweiten Gebieten zu übersehen, 

 während man bei der direkten Beobachtung immer nur 

 ein kleines Stückchen des Himmels vor Augen hat und 

 höchstens durch mühevolle und zeitraubende Zählungen, 

 die noch dazu vom Wetter zu verschiedenen Zeiten stark 

 beeinflußt sein würden, nach und nach das Gesamtbild 

 konstruieren könnte. Dazu ist noch zu bedenken, daß 

 man vor der Anwendung der Objektive genannter Art 

 von jenen schwachen, weit ausgedehnten Nebeln, z. B. dem 

 Amerikanebel, den äußeren Teilen des Orionnebels, keine 

 Ahuung hatte. Daß an Orten, die solche Nebel ent- 

 halten, der Himmelsgrund in dem kleinen Gesichtsfeld 

 eines gewöhnlichen Fernrohres etwas heller ist als an 

 anderen Stellen, kommt dem Beobachter nicht zum Be- 

 wußtsein, und innerhalb eines solchen Gesichtsfeldes zeigt 

 der matte Lichtschimmer keinerlei Abstufung — wo 

 Kontraste und Unterschiede fehlen, hört eben das Er- 

 kennen auf. Übrigens erweist sich gerade auf diesem 

 Gebiete, in der Wahrnehmung matter Nebel, der be- 

 rühmte W. Herschel als ein vorzüglicher Beohachter; 

 Herr Wolf konnte das tatsächliche Vorhandensein einer 

 größeren Anzahl schwacher, weit ausgebreiteter Nebel- 

 massen an den von Herschel bezeichneten Stellen photo- 

 graphisch bestätigen und damit die an der Richtigkeit 

 jener alten Beobachtungen, namentlich von J. Roberts 

 geäußerten Zweifel zerstreuen. A. Berberich. 



J. Haiin: Die Zusammensetzung der Atmosphäre. 

 (Meteorologische Zeitschrift 1903, Bd. XX, S. 122—126.) 



Die Entdeckung der seltenen Edelgase in der Atmo- 

 sphäre und der jüngst geführte Nachweis, daß die atmo- 

 sphärische Luft meßbare Mengen von Wasserstoff ent- 

 halte, mußten es für die Deutung der Spektralerschei- 

 nungen, welche das Polarlicht, die Blitze und die 

 Sternschnuppen darbieten , als höchst erwünscht er- 

 scheinen lassen , über die verschiedene prozentische 

 Verteilung der einzelnen Gase in verschiedenen Höhen 

 gewisse Anhaltspunkte zu besitzen. Herr Hann hat, 

 unter Verwertung der Daten für die Dichten und die 

 geschätzten Mengen der neugefundenen Gase, für die 

 8 Konstituenten der Atmosphäre: N, 0, Argon, CO ä , H, 

 Neon , Helium und Krypton Rechnungen über die Par- 

 tialdrucke und die Volumprozente in den Höhen von 

 10, 20, 50 und 100 km durchgeführt und die Ergebnisse 

 dieser Rechnung in einem am 28. Februar in der Österei- 

 chischen Gesellschaft für Meteorologie gehaltenen Vor- 

 trage mitgeteilt. 



Zunächst wurde diese Rechnung unter der Annahme 

 einer mittleren Temperatur von 0° angestellt. Beträgt 

 der H an der Oberfläche 0,01 Volumprozente, eine Größe, 

 die zwischen den von Gautier und von Rayleigh er- 

 mittelten liegt, so hat er in der Höhe von 50km schon 

 '/, der Menge des Sauerstoffs erreicht, in 100 km über- 

 wiegt er bereits weit N -f- 0, und die Atmosphäre be- 



