Nr. 29. 



Naturwisscnscliaftlichc Woclicnsclirift. 



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Es war bcUaiuitlicIi liiiii;(" Zeit liiiidiircli ciiK" Strcit- 

 frag'e, ob der horülimtc Spiraliiobi'l in den .lajjdliinulcn 

 wirklich eine spirait'iu-niiü'c Anordnuni;- seiner 'IMieiie liat, 

 oder ob dies nur auf Täusciiuni;' berniit; eine eiir/,ii;e 

 photcij^rapliisfiic .Vnf'naiinie mit einem veriiiiitnissmässif;- 

 seiir ivleinen instninieute \ermiiebte diesi' I''rai;e, <lie vor- 

 iier nur die stärksten Instrumente mit Siclierlieit ent- 

 scheiden konnten, oiuie weiteres daliin zu beantworten, 

 dass thatsiieidich der Nebel spiraiförniij;- fjewundeu ist. 

 Besonders l)ei den ehaotiscli f;estaiteten scliwäeheren 

 Nel)ein ist eine pbotoj;rapbisebe Antnainne v(mi j;r("isscrer 

 Hedeutuni;-, als alle voriier^xdienden not nrösster Anstren- 

 j^uiii;- und Mülie jj;el'erti^ten Zeieininngen. 



Es giebt Sterne, die gleiclisani wie in einer Atnm- 

 spliäre einf;eliiUlt erseheinen, die, sei es zufällig, sei es 

 in physisebeni Zusaninienhang, sich in einem Nebel resp. 

 auf demselben projizirt zeigen. Nur wenige solcher 

 Nelielsterne waren bis vor kurzem l)ekannt, die l'lioto- 

 graphie hat jetzt schon eine grosse Anzahl derartiger 

 seltsamer Gebilde entdeckt, so z. B. die berühmten Neljcl 

 in den Plejaden,*) die theilweise allerdings auch, nachdem 

 einmal ihre Existenz bekannt ist, mit grossen Instrumenten 

 direkt wahrgenommen werden können. Das Auge wird 

 durch den Stern geblendet, so dass es uneni])fanglich für 

 die schwachen Lichteindrücke in der Nachbarschaft wird, 

 die photograidiische Platte hat nicht unter diesem i)hy- 

 siologischen Uebel zu leiden. 



Als bestes Beispiel für die Leistungen der Photo- 

 graphie auf dem Gebiete der Nebelflecke wollen wir eine 

 Aufnahme nnfüln-en, die neuerdings Roberts bei einer 

 Expositionszeit von 4 Stunden vom Andromeda-Nebel er- 

 halten hat. Diese Aufnahme zeigt innerhalb des dem 

 blossen Auge sichtltaren Nebels eine Anordnung der 

 Nebelmaterie, welelie die Anschauung, die man nach 

 dem bisherigen Anblicke dieses Nebels von seiner Kon- 

 stitution haben unisste, völlig umwirft und dafür eine 

 neue, sehr viel verständlichere setzt. Der Nebel l)estelit 

 aus einer Reihe von konzentrisclien Ringen, die einen 

 hellen Nebelknoten umgeben, und gegen welche wir 

 schräg hineinsehen. Es ist eine thatsächlicdie Aehnlich- 

 keit mit dem Anblicke Saturns vorhanden; auch planeten- 

 artige ^'erdichtungen, die man früher als isolirte Nebel 

 betrachtet hatte, vervollständigen das Bild eines Nebels, 

 der, vollkonmien passend mit der Kant 'sehen Welt- 

 bildnngshyi)othese, in der Entwickelung zu einem Sonnen- 

 system begriffen ist. 



Die erfolgreiche Anwendung der Photographie auf 

 die Nebelflecke ist noch sehr jungen Datums, es sind 

 noch kaum Messungen augestellt, und doch lässt sich 

 schon jetzt ohne Uehertreibung sagen, dass sie einen 

 ähnlichen Aufschwung in der Astronomie der Nebelwelt 

 bervorbringcü wird, wie ihn Ilerschel durch seine 

 klassischen Arbeiten geschaffen hat. 



Wenn wir uns nun zu dem zweiten Gebiete der 

 Astronomie wenden, auf welchem die Photographie in 

 hervorragender Weise den Beobachter unterstützt, zur 

 Spektralanalyse, so möcliten wir in erster Linie auf die 

 bereits im vierten Hefte der Zeitschrift „Ilinnnel und 

 Erde" ausführlich dargelegten Elrrungenschaften \erweisen, 

 die bei der Ermittelung der Bewegung der Sterne im 

 Visionsradius durch die Anwendung der Photographie 

 erreicht worden sind.**) Es würde dies allein genügen, 

 um die lU'dentung der Photographie für dii' Spektralana- 

 lyse zu beweisen, der Vollständigkeit ballier müssen wir 

 aber auch auf andere ])ln>tographiscii-spcktralanalytisclic 

 Arbeiten eingehen, doch dürfte es im Hinblick auf den 



*) Vgl. „Naturw. Wocliensclir." IV. No. 26. 

 **) Vgl. auch ,,Natui-\v. Woolionbclii-." P.d. IV. Xo. 26. 



R(^cl. 



erwähnten .\ufsatz nicht erfordcrlieli selieinen, die Gründe, 

 weiclie den Vortheil der pbotographischcn Metliode be- 

 dingen, hier auseinanderzusetzen. 



Es wäre hier zunächst die photographische Dar- 

 stellung des Sonnens])ektrunis von liowland zu nennen, 

 die das ganzi', sicbtliare Spektrum von B bis II und'asst, 

 und sich auch noidi weiter in das Ultraviolett hinein er- 

 streckt. Die Genauigkeit, mit welcher in diesem .Spektrum 

 die Lage der einzelnen Linien bestinnnt ist, ist zwar 

 jedenfalls nicht grösser, sondern eher geringer als die- 

 jenige in der bis dahin umfangreiclistcn Darstellung des 

 Sonnenspektrums, welche auf dem Potsdamer Obser- 

 vatorium angefertigt worden ist; auch der Reielilhuni an 

 Linien ist nur ganz nnltedentend grösser; der Vorzug 

 dieser pbotographischcn Darstellung liegt auf einem an- 

 deren Felde, nändich in der Treue, mit welcher die 

 Stärke und das Aussehen der Linien wiedergegeben ist, 

 eine Treue, die el)en auf keine andere Weise erreicht 

 werden kann, und die in gewissen Fällen die grösstc 

 Wichtigkeit besitzt. 



Die Beobachtung und Messiuig eines Fixstcrnspek 

 trums am Himmel ist unstreitig eine der schwierigsten 

 Aufgaben der Beobaehtungsknnst, wegen der Lieht- 

 schwäche und der flatternden Bewegungen des Spek- 

 trums. Bei den genamiten Messungen, welche bis jetzt 

 an Spektren heller Sterne erhalten wurden , hat man im 

 günstigsten Falle eine (ienauigkeit errei(dit, welche etwa 

 dem sechsten Theile des Abstandes der bei<len D-Linien 

 entspricht, und nur ganz wenige Spektra sind thatsäch 

 lieh mit dieser Genauigkeit gemessen. Mit Hülfe der 

 Photographie aber kann man nunmehr sehr viel stärkere 

 Dispersionen anwenden, so starke, dass bei Betrachtung 

 mit dem Auge wegen der Liehtschwäche des Spektrums 

 nicht mehr die Spur einer Linie zu erkennen ist ; die 

 photographische Platte aber registrirt sie alle und ge- 

 währt nacdiber ein Spektrum, dessen Linienreichthum bei 

 sonnenähnlichen Sternen den bis vor wenigen Jahren 

 besten Darstellungen des Sonnenspektrums selbst von 

 Angström nur sehr wenig nachsteht. Die in Ruhe aiis- 

 zuführcMidc Messung dieser Linien gewährt eine Genauig 

 keit, welche die vorhin bei Sternspektren angegebene um 

 das 10- bis 20 fache übersteigt und den feinsten Messun- 

 gen am Sonnenspektrum sehr nahe konnnt. Doch dies, 

 was wir hier eben berichten, ist noch allerneuesten Da- 

 tums und befindet sich augenblicklich überhaupt erst 

 auf dem Potsdamer Observatorium in Arbeit. Verfasser 

 hofft später einmal dem Leser über die Resultate dieser 

 von ihm unternonnncnen Arbeit ausführlicher berichten 

 zu können. 



Es sind auch schon anderwärts photographische Auf- 

 nahmen von Sterns])ektren bei stärkerer Zerstreuung auf- 

 genonnnen W(n-den — allerdings ist man dabei noch nicht 

 so weit gegangen wie in l'otsdam — bei deren Aus- 

 messung man jedenfalls schon eine sehr benuM-kcnswcrthc 

 Genauigkeit erreicht haben würde; es ist aber über die 

 Ausmessung solcher Spektra noch nichts verlautet. Es 

 lässt sich bei dieser Gelegenheit eine Bemerkung schwer 

 unterdrücken über eine gewisse Gefahr, welche die 

 Photograi)hie durch ihre Anwendung in die .Vstronomie 

 hineinliringt. Es kann nicht genug Itetont werden, dass 

 es nur die grosse Exaktheit und die strenge Anwendung 

 der Jlathematik gewesen ist und noch ist, welche die 

 Astronomie auf ihren erhabenen Standpunkt gebracht 

 hat. Die blosse Bctraciitung durchs Fernrohr hat noch 

 niemals viel Nutzen gebracht, sondern nur die Messung 

 und ihre nachherige rechnerische Vcrwerthung. Die 

 Freude aber, man möchte .sagen, ein gewi.sses ästhetisches 

 Behagen, welche das Gelingen einer coelestischen Photo- 

 graphic gewährt, und gleichzeitig der Gedanke, dass eine 



