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rhaftUclic Wochenschrift. 



N. F. I. Nr. 23 



AK = 20I' 18'" 40^ D = +42" 46'-4 

 Der Stern erreicht im Maximum nur die Heiligkeit eines 

 Sternes der 10. Grösse und sinkt im Minimum bis zur 

 12. Grössenklasse herab. Die Periode beträgt 3 Tage 

 lo'i 49™, der Lichtwechsel selbst vollzieht sich in 8^ 30™. 

 Dabei sinkt der Stern in 3'' 30™ bis zum Minimum herab, 

 in welchem er ungefähr 50"' lang verweilt, um dann in 

 4'> 10™ neuerdings bis zur normalen Lichtstärke zuzu- 

 nehmen. 



Wie wichtig und unentbehrlich die grossen Riesen- 

 refraktoren der neuesten Zeit für die Beobachtung und 

 Erforschung äusserst enger Doppelsternsysteme sind, 

 zeigen einige Beobachtungen R. G. Aitkens am 36-Zöller 

 der Licksternwarte über die Distanz der beiden Kompo- 

 nenten des Sternpaares ö Equulei. Aitken, welcher zu 

 den gewiegtesten Doppelsternbeobachtern der Jetztzeit 

 gezählt werden darf, fand diese Distanz an den zwei Tagen : 

 1901-337 zu o"-i3 

 1901-340 „ 0-i6 

 Die Ueberlegenheit der grossen Fernrohre zeigt sich 

 wohl weniger in dem geringen Betrage des Distanzwertes, 

 der wegen seiner Kleinheit nicht mehr durch Einstellen 

 der Faden des Positionsmikrometers, sondern nur durch 

 Schätzung und Vergleichen der Distanz mit einem be- 

 kannten Intervall im Gesichtsfeld erhalten werden kann, 

 als vielmehr in der Uebereinstimmung beider Beobach- 

 tungen innerhalb eines halben Hundertels der Bogen- 

 sekunde. Es lässt sich aus diesem Beispiele unschwer 

 ein Schluss auf die Sicherheit derartiger Schätzungen mit 

 Hilfe grosser Refraktoren ziehen. 



Nach W. F". Denning war der „schwarze Fleck" das 

 interessante Objekt auf der Jupiterscheibe, während der 

 Opposition dieses Planeten im Jahre 1901. Das sonder- 

 bare Gebilde scheint nach den bisherigen Publikationen 

 zuerst von Scriven Bolton mit seinem 4Vs-Zöller ungefähr 

 Mitte Mai entdeckt worden zu sein. Der Fleck hatte un- 

 gefähr dieselbe jovicentrische Breite wie der grosse rote 

 Fleck und erschien von der Form einer Protuberanz an 

 der Südseite des südlichen Aequatorealgürtels. Denning 

 hat den Fleck genau beobachtet und, wo es nur an- 

 ging, seine Durchgangszeiten durch den Centralmeridian 

 notiert. Seine Zeitangaben stimmen mit den von anderen 

 Beobachtern gemachten Angaben sehr schön überein. 

 Aus den frühesten und spätesten Beobachtungen der 

 Mitte und des nachfolgenden Randes des „schwarzen 

 Fleckes" ergiebt sich die Rotationszeit der Jupiterober- 

 fläche in der Gegend dieses Objektes zu g^ 55™ iS^^'S. 

 Die Bewegung des schwarzen Fleckes ist also etwas 

 rascher, wie die des roten Fleckes, welcher, wie oben be- 

 tont, nahezu unter der gleichen jovicentrischen Breite 

 liegt. Die Rotationszeit des grossen „roten Fleckes" 

 stimmte von 1900- 1901 ziemlich genau mit dem aus 

 Crommelins Ephemeriden zu ziehenden Wert: 9'' 55™40*'-6. 

 Ueber das Abnehmen der Sterndichte bei wachsenden 

 Grössenklassen hat J. E. Gore Betrachtungen angestellt. 

 Nach der ,, Harvard Photometrie Durchmusterung" stehen 

 zwischen dem Nordpol und 40" südlicher Deklination 

 7848 Sterne von der Grösse 6-0—6-99. ^^ diese Fläche 

 33885 Quadratgrade enthält, so müssen auf der ganzen 

 Himmelskugel, also auf einer Fläche von 41253 Quadrat- 

 graden 9554 Sterne von der angegebenen Grösse ent- 

 halten sein. Nach Burns beträgt die Zahl aller Sterne bis 

 zur Grösse 5-99 4339 und daraus würde nach bekanntem 

 Gesetz die Zahl aller Sterne zwischen den oben ange- 

 gebenen Grössen zu 13 01 7 folgen. Das Verhältnis der 

 wirklich vorhandenen Sternanzahl zur berechneten ist 

 daher für die Sterne der 6-0 — 6-99 Grösse 0-73, also 

 kleiner als die Einheit. Burns findet dieses Verhältnis für 

 die Sterne zwischen den Grössen 5-0 — 5-99, zu 0-65 und 

 für die Sterne von 4-0— 4-99 zu 0-75, also in beiden Phallen 



ebenfalls kleiner als die Einheit. Gore meint, dass diese 

 drei Beispiele generalisiert werden dürfen und schliesst 

 daraus, dass immer weniger Sterne vorhanden sind als 

 berechnet worden sei, dass die Sterndichte mit wachsender 

 Grössenklasse, also mit zunehmender fintfernung von uns 

 kleiner werde. Dabei ergiebt sich dann noch der inter- 

 essante Schluss auf die Begrenztheit des mit Materie er- 

 füllten oder auch des uns sichtbaren Raumes, ein Schluss, 

 der der photographischen Platte einen grossen Teil seiner 

 Wahrscheinlichkeit verdankt, da die Photographie schon 

 lange nachgewiesen hat, dass die Anzahl schwacher und 

 schwächster Sterne sich durch Verlängerung der Ex- 

 positionszeit nicht beliebig steigern lasse. 



Der vor ungefähr einem Jahre aus Amerika gemeldeten 

 Asteroidenentdeckung, welche gezeigt hat, dass Amerika 

 diesen Zweig der Astronomie nicht ganz vergessen hat, 

 ist am 14. August 1901 eine weitere Planetoidenentdeckung 

 auf der Sternwarte zu Arequipa mit Hilfe der Photo- 

 graphie gefolgt. Der von Stewart entdeckte Planet stand 

 in einer südlichen Deklination von — 61-5". Newxomb 

 und Miss Winlock haben für den Asteroiden folgende 

 Bahn gerechnet: 



T ^ 190[ Oct. 9 



vj = 301" 19' 



S> = 35 48 



t = 18 38 



(f = 22 8 oder e = 0-3768 



a = 2-572 



Die Bahn ist deswegen interessant, weil ihre Excen- 

 tricität die grösste bis jetzt bekannte ist und an die des 

 Holmes'schen Kometen, für welchen 

 V = 24« 17' 

 nahezu heranreicht. Adoli llnatck. 



Einen Fortschritt bei der Anlage von 

 elektrisch betriebenen Bahnen beschreibt die A.-G. 

 Siemens u. Halske in Nr. 43 ihrer Nachrichten (24. Okt. 

 1901). Von dem allen Touristen bekannten Städtchen 

 Königstein an der Elbe aus in das Thal des Bielabaches 

 fährt ein elektrisch betriebener Omnibus, der den Strom 

 von zwei Drähten entnimmt, die über der Strasse hängen, 

 und für die Hin- und Rückleitung der Elektrizität dienen. 

 Es entfallen also hier die Schienen, die viele Kleinbahnen 

 unmöglich machen, weil die Anlage- und Unterhaltungs- 

 kosten zu gross werden, und auch die Akkumulatoren, 

 durch die grössere Wagen zu schwer werden und das 

 Pflaster zu sehr abnutzen. 



Der Wagen hat auf dem Dach zwei Stahlrohre von 

 je 3 m Länge und der von vielen elektrischen Strassen- 

 bahnen her bekannten Form. Der Strom wird aber nicht 

 mit dem Rädchen, sondern mit einem Schlitten abge- 

 nommen von V-förmigen Querschnitt, der mit selbst- 

 thätiger Schmierung versehen ist. Bei der leichten Be- 

 weglichkeit der Stangen kann der Wagen bis zu 3 m 

 nach rechts und links von der Strassenmitte sich ent- 

 fernen, und also jedem andern Fuhrwerk ausweichen oder 

 es überholen. Treffen sich zwei dieser elektrisch be- 

 triebenen Wagen unterwegs, so nimmt der Führer 

 oder Schaffner des einen die Stangen ab, lässt den andern 

 Wagen vorbei und legt dann wieder an. Auch Um- 

 drehungen des Wagens am Ende der Fahrt lassen sich 

 ohne Schwierigkeit ausführen, da die Stangen einen Kreis 

 von fast 6 m Durchmesser zu durchfahren gestatten. 



Wenn diese Neuerung, die seit einem Vierteljahr 

 sich gut bewährt hat, dauernd den Erwartungen ent- 

 spricht, so bedeutet diese Siemenssche Konstruktion einen 

 ausserordentlichen Fortschritt. Wie viele Gegenden giebt 

 es nicht, in denen eine Kleinbahn ein Segen wäre, die 

 aber zu grosse Kosten macht und darum lange ein un- 

 erfüllter Wunsch bleiben muss. Auf diese hier be- 



