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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



N. F. m. Nr. 59 



Beginn des Quartär durch eine allgemeine, sehr 

 bedeutende Hebung des Landes bezeichnet. Dort 

 schließt sich daran allerdings nicht gleich die 

 Glazialepoche; aber all diese Verhältnisse be- 

 dürfen in Neuseeland ja noch erst der genauen 

 Untersuchung. Einstweilen liegt kein Grund vor, 

 für diese Insel einen Zeitpunkt für die Vereisungs- 

 periode anzunehmen, der von demjenigen für die 

 ganze übrige Erde abweicht. 



Die geologische Geschichte Neuseelands hat 

 ein ganz besonderes Interesse, weil diese Insel- 

 gruppe einer der äußersten Vorposten größerer 

 Landmassen gegen das Becken des pacifischen 

 Ozeans ist. Von der Geschichte dieses riesigen 

 Meeres wissen wir naturgemäß sehr wenig; aber 

 ihre Kenntnis wäre für uns von größtem Interesse, 

 um die Geschichte der Erde und ihrer Lebewelt 

 ganz zu verstehen. Die Geologie von Neuseeland 

 kann dazu wichtige Dokumente liefern, indem sie 

 uns lehrt, welche physikalischen Bedingungen in 

 diesem Teil der Erdoberfläche in den Perioden 

 der Vorzeit herrschten, welche Organismen ihn 

 bevölkerten und welche Züge hier dem Antlitz 

 der Erde aufgeprägt wurden. 



Dr. Otto Wilckens. 



Die Oszillation des Sternes ä Orionis ist 

 von J. Ha rt mann einem eindringenden Studium 

 unterworfen worden (Sitzungsber. der Berl. Aka- 

 demie 1904). Dieser spektroskopische Doppel- 

 stern wurde von Deslandres im Jahre 1900 als 

 solcher erkannt, jedoch hat sich die von diesem 

 Forscher abgeleitete Periode von 1,92 Tagen eben- 

 so wie die Vermutung einer sehr exzentrischen 

 Bahn durch die zahlreichen, namentlich indenVVinter- 

 nächten von 1901,02 und 1902,03 aufgenommenen 

 Potsdamer Spektrographien als gänzlich falsch er- 

 wiesen. Die Untersuchungen Hartmann's, die sich 

 auf die Ausmessung von elf verschiedenen Linien 

 stützen , führten nämlich zu einer Periode von 

 5)7325+0,0002 Tagen, die, wie die Kleinheit des 

 wahrscheinlichen Fehlers zeigt, durch Benutzung 

 älterer Beobachtungen ganz außerordentlich scharf 

 bestimmt werden konnte. Da sich das System von 

 ö Orionis vom Sonnensystem in jeder Sekunde um 

 23,1 km entfernt (wie gleichfalls durch Hartmann 

 ermittelt wurde), so erscheint uns die Umlaufs- 

 periode wegen der endlichen Geschwindigkeit des 

 Lichts um 38 Sekunden länger als sie in Wirk- 

 lichkeit ist. Dies darf bei der Schärfe der Be- 

 stimmung bereits nicht mehr vernachlässigt wer- 

 den, die wahre Umlaufszeit des Doppelsterns re- 

 duziert sich dadurch auf 5,7321 Tage. Die Ex- 

 zentrizität wurde zu 0,10334 ""d die Projektion 

 der großen Halbachse auf die Gesichtslinie zu 

 7906600 km bestimmt. Die Massen der beiden 

 Komponenten dürften aus gewissen Gründen nur 

 wenig verschieden sein, die Gesamtmasse des 

 Systems ergibt sich je nach den Annahmen, die 

 man über die völlig unbekannte Lage der Bahn- 

 ebene macht, gleich dem 5- bis lo-fachen der 

 Sonnenmasse. 



Von besonderem Interesse ist bei dem Spek- 

 trum von ö Orionis die Kalziumlinie bei 393,4 /(/', 

 die auf allen Platten sehr schwach, aber voll- 

 kommen scharf erscheint. Hartmann's Messungen 

 der Wellenlänge dieser Linie ergaben das über- 

 raschende Resultat, daß sie an den periodischen 

 Verscliiebungen der übrigen Linien sich nicht be- 

 teiligt, sondern einem Körper zugehört, der sich 

 mit der konstanten Geschwindigkeit von 16 km 

 von der Sonne entfernt. Da es als höchst un- 

 wahrscheinlich gelten muß, daß diese Linie etwa 

 der zweiten Komponente von ö Orionis angehören 

 sollte (denn für diese müßte dann eine sehr große 

 Masse angenommen werden und es müßten dann 

 noch mehr Linien von gleicher Arten im Spek- 

 trum erwartet werden), so kann wohl eine Er- 

 klärung für das Vorhandensein der Kalziumlinie 

 nur in der Vermutung gesucht werden, daß das 

 Licht von (5 Orionis auf seinem Wege zur Sonne 

 an irgend einer Stelle eine kosmische, aus Kalzium- 

 dampf bestehende Wolke passieren muß. Eine 

 ganz ähnliche Erscheinung ist 1901 am Spektrum 

 der Nova Persei beobachtet worden. Auch hier 

 zeigten sich zwei Kalziumlinien im Verein mit den 

 Nalriumlinien stets scharf und mit einer konstanten 

 Verschiebung behaftet, während andere Linien 

 (darunter die des Wasserstoffs) durch enorme Ver- 

 breiterung und Verschiebung und beständige Ver- 

 änderungen im Aussehen auf stürmische Vorgänge 

 in der Atmosphäre des Sterns deuteten. Bei der 

 Nova Persei wurde ja später auf photographischem 

 Wege das Vorhandensein von Nebelmassen in der 

 Umgebung festgestellt, denen jene erstgenannten, 

 scharfen Linien ihre Entstehung verdankt haben 

 dürften. Nach Barnard befinden sich aber auch 

 in der Nähe von d Orionis ausgedehnte Nebel- 

 massen, deren Ausläufer sich sehr wohl bis vor 

 den Stern selbst erstrecken könnten. Hartmann 

 macht schließlich noch auf den merkwürdigen 

 Umstand aufmerksam, daß die Komponenten der 

 .Sonnenbewegung (nach Campbell) in Richtung der 

 beiden Gestirne d Orionis und Nova Persei fast 

 genau mit den aus der Linienverschiebung er- 

 mittelten Geschwindigkeiten jener Nebelmassen 

 übereinstimmt. Die Verschiebung der Kalzium- 

 linien müßte somit auf Rechnung der Sonnen- 

 bewegung gesetzt werden und die Nebelmassen 

 selbst würden in relativer Ruhe zu jenen 280 

 Sternen anzunehmen sein, aus deren Beobachtung 

 Campbell seine Daten der Sonnenbewegung ab- 

 geleitet hat. F. Kbr. 



Eine zeitliche Änderung der Stärke der 

 Schwerkraft wird durch Beobachtungen wahr- 

 scheinlich gemacht, welche K. R. Koch in Stutt- 

 gart und Karlsruhe mit einem von Sterneck'schen 

 Pendelapparat gemacht hat (Annalen der Physik, 

 1904 Nr. 11). Er findet nämlich für Stuttgart 

 folgende Werte der Schwere: 



Juni 1900, g = 980,914 cm, 



März 1904, g = 980,917 cm, 



also eine Differenz von rund 3 Einheiten der 



