No. 45. 



Naturwissenschaftliclie Rundschau. 



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J. Holetschek : lieber den scheinbaren Zusammen- 

 hang der heliocentrischen Perihellänge 

 mit der Perihelzeit der Kometen. (Wiener 

 akadem. Anzeiger, 1890, Nr. XVI, S. 157.) 



Eine Reihe von Gesetzmässigkeiten, welche man in 

 den Bahnen der Kometen gefunden hatte , hat Herr 

 Holetschek durch eingehende Discussion einfach darauf 

 zurückgeführt, dass die Kometen nur unter ganz be- 

 stimmten Verhältnissen von der Erde aus gesehen und 

 entdeckt werden können, und dass Schlüsse aus der 

 Form und Lage der Kometenbahnen auf die Natur der 

 Kometen überhaupt nicht ohne Berücksichtigung dieses 

 Umstaudes gezogen werden dürfen (vgl. Rdsch. II, 198; 

 V, 84). Eine ähnliche Deutung einer gesetzmässigen Be- 

 ziehung, die man zwischen der Lage des Perihels der 

 Kometen und ihrer Perihelzeit beobachtet zu haben 

 glaubte, bringt eine Abhandlung, welche der Wiener 

 Akademie am 3. Juli ülierreicht und vom Verf. in nach- 

 stehende vorläufige Mittheilung zusammengefasst wor- 

 den ist. 



Die Kometen werden, abgesehen von ihrer wahren 

 Grösse, um so leichter sichtbar, je bedeutender die 

 Helligkeit ist, welche sie für uns erreichen können. Für 

 einen bestimmten Kometen wird diese Helligkeit am 

 grössten , wenn seine Erdnähe , so weit es möglich ist, 

 mit seiner Sonnennähe zusammentrifft. Je mehr die 

 Kometen diese Bedingung erfüllen, je kleiner also die 

 Difl'erenz zwischen der heliocentrischen Länge des 

 Perihels (/) und der während des Periheldurchganges T 

 stattfindenden heliocentrischen Länge der Erde (J> + ISO") 

 ist, desto leichter sind sie wahrzunehmen und desto 

 mehr werden sie unter den bekannten Kometen das 

 Uebergewicht haben. 



Um zu sehen , in welchem Grade diese Regel von 

 den einzelnen Kometen bestätigt wird, hat der Verf. für 

 jeden Kometen die Difl'erenz l — {Ij±180''), für Perihel- 

 distanzen unter 0,3 die Difl'erenz l — L gebildet. Aus 

 dem Verzeichuiss derselben ist sofort zu ersehen , dass 

 kleine Werthe dieser Difl'erenz in der That viel häufiger als 

 grosse sind. Da unter den Kometen, welche die Regel 

 am meisten bestätigen, fast alle periodischen Kometen 

 mit kurzer Umlaufszeit enthalten sind , ist die Unter- 

 suchung auch nach Ausschluss jener 31 Kometen vor- 

 genommen worden, deren Umlaufzeit die des Ilalley'- 

 schen Kometen, 76 Jahre, nicht übersteigt; aber auch 

 bei dieser Einschränkung ist das bedeutende Ueber- 

 gewicht der kleineren über die grösseren Werthe von 

 l — (L +. ISO"), wie die nachstehende Uebersicht zeigt, 

 immer noch vorhanden. Um ferner zu sehen, ob diese 

 Gesetzmässigkeit auch für verschiedene Zeitalter gilt, 

 sind die Kometen in vier nahezu gleich grosse Gruppen 

 getheilt und dabei als Grenzpunkte zwischen den drei 

 ersten die Erscheinungen des Halley'schen Kometen 

 in den Jahren 1759 und 1835 gewählt worden. [Die hier 

 wiedergegebene Tabelle enthält in der letzten Spalte noch 

 die Zahlen für die Längendiö'erenzen l — L der Kometen 

 mit Periheldistanzen unter 0,3, während die anderen 

 Spalten die Anzahl der Längendifl'erenzen l — L +. 180" 

 für die Kometen, deren 2 > 0,3, in den verschiedenen 

 Perioden enthalten.] 



Langen- ^jj^. j^gg 1759.1835 1835-1865 1865-1800 'V<0,3 

 dinerenz ^ ' 



0»— 60» 37 37 38 23 19 



600—120" 15 19 19 19 10 



120»— 180" 11 \i 8 15 7 



Während der drei ersten Zeiträume offenbart sich 

 also die Regel in ziemlich gleichem Maasse. Dass sie 

 im vierten weuigör bemerkbar ist, rührl, wie eine nähere 



Untersuchung lehrt, von den Jahren 1871 — 1880 her; in 

 den Jahren 1881 — 1890, in welchen der Himmel besonders 

 sorgfältig durchforscht worden ist, findet sie aber wieder 

 ihre volle Bestätigung. 



Auch für die Kometen mit 5 < 0,3 zeigt sich die 

 Regel; sie fällt jedoch, weil die Gesammfmenge dieser 

 Kometen eine geringe ist, nicht so sehr in die Augen, 

 wie bei den Kometen mit q > 0,8. Bei diesen erscheint 

 das bedeutende Uebergewicht kleiner Werthe von 

 l — i + 180" durch die Beobachtungen in einem solchen 

 Grade erwiesen , dass auch die Zurückführung dieser 

 Regel auf die anfangs angegebene Ursache berechtigt 

 erscheint. 



Andererseits lässt sich aus dem Minus , um welches 

 die zwischen 120" und 180" liegenden Zahlen gegen die 

 zwischen 60" und 120" liegenden und beide gegen die 

 zwischen 1" und 60" liegenden Zahlen zurückstehen, 

 auch ungefähr ermessen , wie viel Kometen , abgesehen 

 von anderen Ursachen, nur in P'olge grösserer Diflerenzeu 

 zwischen / und L ± 180", bei kleinen Periheldistanzen L 

 für uns verloren gehen, ein Verlust, dessen relativer 

 Umfang auch jetzt noch ziemlich derselbe ist, wie in der 

 vorteleskopischen Zeit. 



E. Loramel : Selbstschatten einer FMamme. 

 (Sitzungsberichte der Münchener Akademie der Wissen- 

 schaften, 1890, S. 5.) 



Stellt man der Schmalseite der Flamme eines Flach- 

 brenners ein weisses Papierblatt gegenüber, so gewahrt 

 man auf der erleuchteten Papierfläche einen schmalen, 

 dunkleren Schatten der Flamme , wenn man das Papier 

 sowohl von der Vorderseite im difi'us reflectirten als von 

 der Hinterseite im durchscheinenden Lichte betrachtet. 

 Besonders deutlich zeigen sich die Schatten der beiden 

 Schmalseiten auf der Aussenfläche der Milchglaskugeln, 

 mit welchen man solche Flamme häufig umgiebt. 



Diese auf den ersten Blick befremdliche Erschei- 

 nung, da man ja weiss, dass die Flamme auf dieser 

 Schmalseite eine grössere Leuchtkraft besitzt, erklärt 

 Herr Lommel sehr einfach durch eine von ihm für die 

 Photometrie aufgestellte Formel, wie im Original zu ver- 

 gleichen ist. Physikalisch führt Herr Lommel diese 

 Selbstschatten auf die Anwesenheit der in der Flamme 

 schwebenden, glühenden Russtheilchen zurück, welche 

 das eigene Licht der Flamme am Durchgange hindern, 

 und nach der Schmalseite hin, in welcher Richtung die 

 Strahlen eine dickere Schicht derselben zu durchlaufen 

 haben, eine stärkere Verminderung der Beleuchtung, 

 einen Schatten bewirken. Dass es unter diesen Um- 

 ständen nicht gleichgültig ist, ob man bei photometrischeu 

 Bestimmungen die Breitseite oder die Schmalseite einer 

 Flamme wirken lässt, ergiebt sich hieraus selbstver- 

 ständlich. 



Die gleiche Wirkung , wie das eigene Licht der 

 Flamme, hat auch das einer anderen Flamme und das 

 Sonnenlicht. HerrLommel beschreibt das in der Mitthei- 

 lung nach einer Photographie wiedergegebene Schatten- 

 bild einer Flamme, deren Schmalseite dem Brennpunkte 

 einer das Sonnenlicht conceutrirenden Linse zugekehrt 

 ist. Das auf einen weissen Schirm projicirte, scharfe 

 Schattenbild zeigt unmittelbar über dem Schnitt des 

 Brenners das kalte, noch nicht brennende Gas hell, in 

 mitten eines dunkleren Raumes, der sich über dem 

 Brenner bis zur Spitze der Flamme erstreckt. Dieser 

 Raum wird nach beiden Seiten dunkler und ist aussen 

 von einem sehr hellen Saum scharf begrenzt. Der dun- 

 kelste Theil des Bildes aber ist der Schatten des stark 

 leuchtenden, oberen Theiles der Flamme, welcher sich 



