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Naturwissenschaftlielie Wochenschrift. 



Nr. 8. 



|)liysikiilisehen Ol)servat()riniu zu licriflitfii. Dci'selbc he- 

 ohachtc'to, wie er in den Asti'. Naeiir. luittheiit, an zwei 

 Ivurz liinter einander aufgendmnienen 8onnenpliotographien 

 eine starke Einbuclituni;- des Sonnenrandes an einer 

 Stelle, wo naeliweislicli kein Fleck vorhanden war. Dies 

 veranlasste ihn, die ilnn zus'äni^liclien Sonnenaufnahmen 

 ant derartii^-e Unre,i;-elniiissii;keiten des Sonneni-andes zu 

 |)riifen. Secciii hat bereits niehrfacli derartige Einbuch- 

 tungen wahrgenommen und zwar stets an Stellen, wo 

 sich ein Fleck dem Rande nahe befand, und er betracli- 

 tete diese Beoljachtungen als Beleg für die Hypothese, 

 dass die Sonnentlecken }I('ililungen seien. Scheiner weist 

 nun nach, dass diese Erscheinung nicht reell ist, sondern 

 nur optiseii zu Stande konnnt; da die Intensität des 

 Sonnenlichtes am Sonnenrande von derjenigen eines 

 Fleckenkerns nicht sehr verschieden ist, fliessen Fleck 

 und Rand bei Annäherung des ersteren in einander und 

 es entsteht ein scheinbarer Defect am Rande. 



Bemerkenswerth ist aber, dass ausser den durch 

 Sonnentieeke liervorgebrachten (optisclien) Dcfeeten auch 

 reelle P^inbuchtungen am Sonnenrande auftreten und zwar 

 nur dann, wenn eine grössere Fackeigrupiie dem Rande 

 nahe ist; eine solche Gruppe lässt den Rand zuweilen 

 gezackter erscheinen, als er es in Folge der Luttunruhe au 

 den übrigen Stellen ist. Dr. Scheiner giebt an, dass dies 

 liäutig ebenfalls nur optisch zu Stande kommen mag, in 

 umgekehrter Weise wie bei den Flecken, aber zuweilen 

 treten reelle Einbuchtungen auf, die mehrere Sekunden 

 unter das normale Niveau reichen. Unter den 2.^0 von 

 Dr. Scheiner durchgesehenen Aufnahmen liat sich kein 

 Fall ergeben, in welchem eine reelle Einbuchtung ohne 

 Zusammenliang mit Fackelgruppen siehtl)ar gewesen wäre. 

 Was nun die Erklärung dieser autfallendcu Erscheinung 

 betrifft, für welche Dr. Scheiner sechs Fälle aus den 

 Jahren 188.S bis 1889 angiebt und welche mehr oder 

 weniger tricliterförmige Einschnitte darstellen, so macht 

 Dr. Scheiner hierüber nur Andeutungen, da ihm haupt- 

 sächlich daran gelegen war, die Aufmerksamkeit der 

 Sonnenbeobachter auf die besprochene Erscheinung zu 

 lenken. 



Das Potsdamer Observatorium, dem die Astrophysik 

 bereits so viele werthvolle Entdeckungen verdankt, hat 

 vor kurzem durch s p e c t o g r a ]3 h i s c h e Beobachtungen 

 an Algol wiederum eine wichtige Frage zur Entschei- 

 dung gebracht. Der genannte Stern ist durch seinen 

 Lichtwechsel so auffallend, dieser Wechsel tritt periodisch 

 mit einer so grossen Regelmässigkeit ein, dass man sich 

 lange bemülite, für diese Erscheinung eine Erklärung zu 

 linden. Die einfacliste Erklärung war die Annahme eines 

 um den Stern laufenden anderen Körpers; doch erwies 

 sich diese Annahme auf Grund der Bahnbestinnnungen 

 als sehr unwahrscheinlich. Auf der Potsdamer Stern- 

 warte sind nun von dem Direktor derselben, Prof. H. C. 

 Vogel, und dem oben genannten Dr. Scheiner spectro- 

 gra])liisclic Beobachtungen des Algol angestellt worden, 

 (vgl. hierüber ..Xaturw. Wochcnschr." IV Nr. 2()i die zu 

 dem überaus interessanten Schlüsse führen, dass Algol sich 

 vor dem Minimum von der Sonne entfernt, nach 

 demselben sieh letzterer aber nähert. Diese Be- 

 obachtung beweisst unzweifelhaft, dass Algol selbst 

 eine Bahnbewegung besitzt, deren Undaufszeit gleich 

 der Periode des Lichtwechsels ist und dass demnach 

 ein dunkler Begleiter existiren niuss, mit welchem 

 sich Algol um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegt. 



Es ergab sich nun, dass Algol sich mit einer Ge- 

 schwindigkeit von 5,7 Meilen in der Sekunde in seiner 

 Bahn bewegt. Mit dieser Bewegung, der aus dem Licht- 

 wechsel sich ergebenden Unilanfszcit und der Helligkeit 

 zur Zeit des Maximums und Minimums er"eben sich als 



erste Anuälierung unter Annahme einer Kreisbalni, — ohne 



dass man die Entfernung des Gestirns kennt! — folgende 



Dimensionen: 



Durehmesser des Haui)tsterns = 230 000 Meilen 



- Begleiters = 18OO00 



Entfernung der Mittelpunkte = 700 000 



Bahngeschwindigkeit des Begleiters 



12.0 



Massen der beiden Körper ^= 4 9 und 2,9 der Sonnen- 

 masse. 



Die so lange festgehaltene Hypothese, dass der 

 Lichtwechsel durch sonnenfleckartige Ablagerungen auf 

 dem Algol und zwar vorzugsweise auf einer Seite des- 

 selben, bedingt werde, ist damit hinfällig geworden. 

 Auffallend ist nun die verhältnissmässig geringe Ent- 

 fernung der beiden Gestirne, für die wir kein weiteres 

 Beispiel kennen, und welche es selbst zehnmal stärkeren 

 Fernrohren als den jetzigen eine Trennung der beiden 

 Gestirne unmöglich machen würde. Prof H. C. Vogel 

 hebt noch hervor, dass man nicht unbedingt anzunehmen 

 braucht, der Begleiter sei dunkel; er kann im Gegentheil 

 sich noch im Glühzustande befinden und selbst leuchtend 

 sein, wenn nur sein Glanz relativ gering ist und etwa unter 

 1 80 des Glanzes des Hauptsterns beträgt. G. 



Schiaparelli's Resultate über die Rotation 

 des Planeten Mercur. — Bis zum Ende des vorigen 

 Jahrhunderts war es nicht gelungen, die Rotationsdauer 

 des Mercur zu bestimmen. Zwar hatte \'idal, der den 

 Planeten oft in seiner unteren Conjunction beobachtete, 

 zu gewissen Momenten wiederkehrende Liehtveränderungen 

 gefunden und eine Umdrehungszeit von 48 oder 16 Stun- 

 den vernnithet, aber erst der bekannte Liebhaber der 

 Astronomie Justizrath Sehroeter in Lilienthal trat mit po- 

 sitiven Resultaten hervor. Seine erste Mittheilung, im 

 Berliner astronomischen Jahrbuch für 1804, leitet er mit 

 folgenden Worten ein: „Ist je die Rotation eines Planeten 

 glücklieh entdeckt, sofort bestinnnt und in der Folge über- 

 zeugend bestätigt worden, so ist es die des Mercur." 

 Sehroeter hatte im Frühjahr 1800 eine eigenthümliche 

 Abstumpfung des südlichen Horus der Mcrcursichel beob- 

 achtet, fand dieselbe im Herbst wieder und berechnete 

 daraus die Rotation zu etwas mehr als 24 Stunden; im 

 Frühjahr 1801 wurde diese Zahl nun durch ausführliche 

 Beobachtungen von Flecken, die sich auf der Mereur- 

 scheibe innerhalb weniger Stunden stark bewegten, genau 

 bestätigt. Mit Sehroeter zusammen beobachtete Harding, 

 und Beide nahmen stets dieselben Veränderungen wahr. 

 Das Endresultat aus sieben verschiedenen, zum Theil 

 14 monatlichen Perioden, betrug nach der Reduction von 

 Bessel auf mittlere ^lercurstage 24'' 0™ 53" , eine Zahl, 

 welche noch heute in allen astronomischen Lehrl)üchern 

 oder populären Werken wiederkehrt. Dass ein so langer 

 Zeitraum verflossen ist, ohne uns neue Resultate zu liefern, 

 liegt hauptsächlich an den überaus ungünstigen Beobach- 

 tungsverhältnissen des Merem-, und die vor Kurzem (Astr. 

 Nachr. 2944) im Auszuge veröffentlichten Wahrnelnnungen 

 des berühmten Mailänder Astronomen Schiaparelli dürfen 

 wohl als eine der wichtigsten und zugleich überraschend- 

 sten Entdeckungen der neueren Astronomie angesehen 

 werden. 



Schiaparelli berichtet darüber folgendermaassen : 

 Nach vorläufigen Versuchen mit einem 8 zölligen Fern- 

 rohr, welche ernnithigende Resultate lieferten, begann die 

 eigentliche Beobachtungsreihe Anfang 1882, und von 

 diesem Zeitjjunkt an bis auf heute habe ich den Mercur 

 mehrere hundert Male beobachtet und ungefähr 150 Zeich- 

 nungen seiner Oberfläche erhalten, die allerdings von sehr 

 verschiedenem Wertli sind. Am meisten Material lieferte 

 der Winter 1882/83 und schon 1884 hätte vorläufig ab- 



