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Natur Wissenschaft lic he Run rischau. 



No. 35. 



binaren Sternsystems muss man daran denken, das 

 sie um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Es 

 ist jedoch blich, den Hauptstern als ruhend und 

 um die Masse seines Begleiters vergrssert zu be- 

 trachten, whrend der letztere eine Bahn hat, welche 

 die mittlere von den beiden ist. Kennt man den Fall 

 lies Begleiters gegen seinen Hauptstern in einer 

 Secunde, so kann man berechnen, wie gross er sein 

 wrde, wenn er ebensoweit von ihm entfernt wre, wie 

 die Erde von der Sonne. Wir wissen nun, um wieviel 

 der Begleiter zur Sonne fallen wrde, wenu er so fallen 

 wrde wie die Erde. Somit wird die Betrachtung 

 der beiden Flle die Summe der Massen der Sterne 

 in Werthen der Sonnenmasse geben. 



Folgendes ist die hierbei benutzte Formel 



(m + M^/M = (/VT 2 ; 



m und m l sind die Massen der beiden Sterne, M die 

 der Sonne, et ist der Winkel in Secunden, den auf der 

 Erde die halbe grosse Achse der Bahn des Begleiters 

 bildet, p ist die jhrliche Parallaxe" der binren 

 Gruppe in Secunden , whrend T in Jahren einen 

 Umlauf des Begleiters bezeichnet. Folgendes sind 

 die Zahlen, welche von vier Gruppen erhalten wurden, 

 deren Abstnde von der Erde bekannt sind. 



Sterne Parallaxe Grsse Summe der Massen 



u Centauri. . . 0,80" 1 1,8 



)j Gassiopeiae . . 0,15 4 8,3 



70 p phiuchi . 0,17 4,5 2,5 



o" Eridani . . . 0,22 4,5 1,0 



Sirius und sein Begleiter. Der Artikel schliesst 

 mit einer vollstndigen Geschichte der Untersuchungen, 

 welche die Existenz eines Begleiters von Sirius ver- 

 anlasste. Bessel hatte die Eigenbewegung von 

 3(> Sternen bestimmt durch Beobachtungen ihrer 

 Rectascensionen und Vergleichuug derselben mit denen 

 Bradley's, aber beim Sirius gefunden, dass die 

 Hypothese einer gleichmssigen Aenderung mit den- 

 selben nicht vereinbar war; er vermuthete, dass die 

 Unregelmssigkeiten veranlasst werden knnten durch 

 die Wirkung eines dunklen Krpers. Als Beweis, dass 

 dunkle Krper am Himmel vorkommen, wurde Tycho 

 Brahe's Nova angefhrt, ein Stern; der 1572 pltz- 

 lich in der Cassiopeia erschien und dann allmlig ver- 

 schwand, ohne den Ort zu ndern. Nach Bessel's Tode 

 fand Peters, dass man die Unregelmssigkeiten er- 

 klren knne durch die Annahme, dass Sirius eine Bahn 

 von 50 Jahren um den gemeinsamen Schwerpunkt um- 

 schreibe, deren Excentrieitt etwa 0,8 wre. Safford 

 kam 1861 aus einer Discussion der Decliuationen vou 

 Sirius zu demselben Schluss wie Peters; whrend 

 Auwers 1862 nach Untersuchung von etwa 70*00 

 Rectascensionen und 4000 Decliuationen die Umlaufs- 

 zeit zu 49 Jahren und die Excentrieitt = 0,601 ge- 

 funden. Zur selben Zeit, als Auwers mit seinen Rech- 

 nungen beschftigt war, entdeckte AI van Clark einen 

 kleinen Stern nur etwa 10 von Sirius entfernt, welcher 

 der Begleiter zu sein schien. Sptere Erwgungen 

 stutzten diese Vermuthung und bewiesen, dass dieser 

 Krper genau derjenige sei, der erforderlich war, um 



die Bahn des Sirius um den gemeinsamen Schwerpunkt 

 zu erklren. 



Wenn Gill's Messung der Parallaxe von Sirius 

 als genau angenommen wird, nmlich 0,38 , dann 

 ist die Summe der Massen der zwei Sterne gleich 1,1 

 Souuenmassen. Sirius hat etwa die doppelte. Masse 

 von seinem Begleiter, und sie sind durch einen Abstand 

 getrennt, der etwas grsser ist als der zweifache 

 Abstand zwischen Uranus und Sonne. 



Aus einer Discussion von hnlichen, kleinen Un- 

 regelmssigkeiten in der Eigenbewegung von >] Cassio- 

 peiae fand Struve dessen Masse = (i,(i im Ver- 

 gleich zur Sonne, whrend der Begleiter 1,7 mal so 

 gross ist. 



Mit der Betrachtung, dass es vor Copernicus 

 den Astronomen unmglich gewesen, Messungen , wie 

 die vorstehenden, auszufhren, schliesst dieser Rck- 

 blick. 



G. Krabbe: Zur Kenntniss der fixen Lichtlage 

 der Laubbltter. (Jahrbcher fr wissenschaftliche 

 Botanik, 1889, Bd. XX, S. 211.) 



Unter fixer Lichtlage versteht man bekanntlich 

 eine Stellung der Bltter, in welcher sich diese mit 

 ihrer Oberflche dem diffusen Tageslicht gegenber 

 in der denkbar gnstigsten Beleuchtung befinden." 

 Werden die Bltter durch knstliehe Eingriffe aus 

 ihrer natrlichen Lichtlage entfernt, so krmmen 

 oder drehen sich die Blattstiele so lange, bis sie die- 

 selbe wiederum erreicht haben. Um nun eine exaet 

 wissenschaftliche Erklrung der fraglichen Blattbe- 

 wegung zu gewinnen, ist die Beantwortung zweier 

 Fragen nothwendig, erstens: wie sind die Bewe- 

 gungen, die ein Blatt unter den verschiedenen Be- 

 dingungen zur Erreichung der Lichtlage ausfhrt, 

 ihrem usseren Charakter nach beschaffen (welche 

 Krmmungen und Torsionen werden in den con- 

 creten Fllen ausgefhrt?) und zweitens: wie sind 

 diese Bewegungen mechanisch zu erklren?" 



Wie wir bereits im Eingange unseres Referates 

 ber die den gleichen Gegenstand behandelnde Arbeit, 

 des Herrn Vchting (Rdsch. IV, 44) hervorgehoben 

 haben, erklrt de Vries die hier in Betracht kom- 

 menden Bewegungen durch das Zusammenwirken be- 

 kannter Krfte, namentlich des Heliotropismus, des 

 Geotropismus, der Epinastie (strkeren Wachst.huins 

 der morphologischen Oberseite) und des Eigengewichtes 

 der Bltter; die Lichtlage stellt nach ihm weiter nichts 

 als eine Gleichgewichtslage zwischen diesen bekannten 

 Krften dar. Andererseits gelangte Frank zu dem 

 Ergebniss, dass die zum Erreichen der Lichtlage not- 

 wendigen Bewegungen unter der ausschliesslichen 

 Herrschaft des Lichtes stnden, und dass die schliess- 

 liche Fixirung der Bltter in der Lichtlage durch 

 eine besondere heliotropische Eigenschaft der letzte- 

 ren (Transversalheliotropismus) hervorgebracht werde. 

 Dieser Ansicht hat auch Vchting beigepflichtet. 

 Herr Krabbe stimmt ihr gleichfalls bei, soweit es 

 sich um den zweiten Thcil, die Fixirung in der Licht- 

 lage, handelt. Auf Grund einer theoretischen Aus- 



