N. F. I. Nr. 30 



Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



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Ein Vergleich des Weidebodens mit dem Ackerboden 

 der Marschen ergiebt, dass die Weidebodenarten durch- 

 schnittlich reicher an Stickstoff, Phosphorsäure, Kali, an 

 Kalk und Glühverlust sind, als die Ackerbodenarten. Die 

 Wcidcruhc bewirkt scheinbar eine Ansammlung von Stick- 

 stoff und Phosphorsäure im Boden. In Wirklichkeit wird 

 der Gehalt des Bodens an Phosphorsäure und Stickstoff 

 stärker ausgenutzt durch den Ackerbau als durch die Be- 

 weidung; darum ist der Ackerboden durchschnittlich er- 

 heblich ärmer an beiden Nährstoffen als das Weideland. 



Astronomische Nachrichten. Der .Stern S Persei 

 war bis jetzt für unregelmässig veränderlich gehalten 

 worden. Nun hat J. G. Hagen für diesen .Stern eine Reihe 

 von Helligkeitsbeobachtungen zusammengestellt, welche 

 bis in das Jahr 1857 zurückreichen. Hagen kam zu dem 

 Resultate, dass der Lichtwechsel bis jetzt nur deshalb für 

 irregulär gehalten wurde, weil derselbe durch ein sekun- 

 däres Maximum verwirrt wurde. Die Hauptmaxima 

 liegen nach Hagen etwas mehr als zwei Jahre ausein- 

 ander. Ein Umstand, welcher vielleicht auch in ge- 

 ringerem Masse dazu beigetragen hat, den Stern in den 

 Verdacht eines irregulären Variabelen zu bringen, ist, 

 dass die eben angegebene Periode sich als veränderlich 

 herausgestellt hat. Nach Hagen ist dieselbe während des 

 Zeitraumes 1880 — 1898 stetig kürzer geworden. Da die 

 Beobachtungen vor 1880 zu wenig zahlreich sind, so 

 konnte eine gleiche Untersuchung für diese Zeit nicht an- 

 gestellt werden und es werden daher weitere Beobach- 

 tungen notwendig sein, um den genauen Wert der Periode 

 und ihrer Veränderlichkeit, sowie die Lage der Neben- 

 maxima genau festzustellen. (Astronomische Nachrichten 

 Nr. 3672). 



Einen zweiten Veränderlichen, U Cephei, hat K. Bohlin 

 bezüglich seiner Lichtkurve untersucht. Darnach hat der 

 Stern ein schwaches sekundäres Minimum. Während des 

 ersten Teiles der Abnahme verläuft die Kurve geradlinig 

 abwärts, um sich nach dem Minimum etwas zu erheben 

 und dann etwa 80 Minuten konstant zu bleiben. Nach 

 einer zweiten schwachen Senkung steigt die Kurve un- 

 mittelbar und rasch fast geradlinig zur normalen Licht- 

 stärke empor. Nimmt man das erste Minimum als Haupt- 

 minimum, so ergiebt sich für den Stern eine Periode des 

 Lichtwechsels von 



2 Tagen 1 1*" 49'" 44,5"" 

 In Zirkular Nr. 52 des Harvard-college-observatory be- 

 richtet Pickering über Blitzspektren, welche mit dem acht- 

 zölligen und dem elfzölligen Draper Teleskop erhalten 

 wurden. Es zeigte sich, dass die Blitzspektren nicht 

 immer gleich bleiben. Eine mit dem achtzölligen Ob- 

 jektiv erhaltene Photographie zeigt das Spektrum aus drei 

 hellen Bändern bestehend, während eine andere mit dem 

 elfzölligen F'ernrohr gewonnene Platte ein Spektrum mit 

 30 hellen Linien lieferte. Worin diese Verschiedenheit 

 ihre Ursache hat, bedarf wohl noch weiterer Beobach- 

 tungen. Vermutlich liegt dieselbe in Spannungsdifferenzen 

 des Entladungsfunken und grossenteils auch in Verschieden- 

 heiten des Zustandes der Atmosphäre. 



In der Nature vom 16. Januar berichtet L. A. Bauer 

 über simultane magnetische Beobachtungen während der 

 totalen Sonneniinsternis vom 17. Mai 1901. Die drei in 

 der Totalitätszone liegenden Stationen konnten Variationen 

 der Konstanten des Erdmagnetismus beobachten, während 

 die anderen über den ganzen Erdball verstreuten Be- 

 obachtungsstationen nur negative Resultate ergaben. Auf 

 der holländischen Expedition zur Beobachtung der 

 Totalität zu Karang-Sago wurden Veränderungen der 

 Deklination und der Horizontalintensität beobachtet. Zu 

 Sawah-Leonto, wo die Expedition des Massachussets-In- 



stitute of Boston beobachtete, zeigte sich eine schwache 

 Abnahme der östlichen Deklination zu einer Zeit, wo 

 dieselbe nach der täglichen Variation hätte zunehmen 

 sollen. Auf der dritten Station Mauritius konnte nur eine 

 schwache Aenderung der Horizontalkraft konstatiert werden, 

 welche aber nicht genau verbürgt werden kann. 



Messungen des äquatorialen Durchmessers Saturns 

 und seines Ringsystems hat Prof T. J. J. See im letzten 

 Herbst sowohl untertags wie in der Nacht am grossen 

 26-zölligen Refraktor des Naval-observatory ausgeführt. 

 Seine Messungen ergaben für den äquatorealen Durch- 

 messer des Planeten die zwei Werte von i7"-8o oder 

 123 148 km und von i7"-24 oder 1 19 247 km für die 

 mittlere Entfernung des Planeten von der Sonne. Der 

 erste Wert enthält nur die während der Nacht ausge- 

 führten Messungen und zeigt gegenüber dem zweiten 

 Wert, welcher die Tagesmessungen vereinigt, die ver- 

 grössernde Wirkung der Irradiation sehr deutlich. Für 

 den äusseren Durchmesser des äusseren Ringes des Pla- 

 neten findet See aus Tages- und Nachtmessungen den 

 Mittelwert: 39"'97 oder 276'444 km und für den äusseren 

 Durchmesser des inneren dunklen Ringes den Mittelwert: 

 25""88 oder 179017 km. (Astronomische Nachrichten 

 Nr. 3768). 



Am selben Orte publiziert See auch einige Messungen 

 des Uranusdurchmessers. Auch hier ist der aus den 

 Tagesmessungen abgeleitete Wert : 3"-o8 bedeutend kleiner 

 als der aus den während der Nacht angestellten Be- 

 obachtungen geschlossene: 3"'47. Wird der aus den 

 Tagesbeobachtungen resultierende Wert als der infolge 

 des Fehlens einer Irradiationswirkung sicherere angenommen, 

 so resultiert aus ihm der Durchmesser des Planeten zu 

 42 772 km. See's Messungen an der Uranusscheibe zeigen 

 auch einen geringen Betrag von Abplattung. 



In einer Abhandlung in den Sitzungsberichten der 

 kais. Akademie der Wissenschaften zu Wien beschäftigt 

 sich Dr. Holetschek mit der Frage, inwieweit der Ge- 

 samthelligkeitseindruck eines Sternhaufens von den Einzel- 

 helligkeiten der ihn bildenden Sterne abhängig ist. In 

 fast allen untersuchten Fällen findet Holetschek, dass nur 

 die helleren Sterne eines Sternhaufens auf die Gesamt- 

 helligkeit desselben von Einfluss sind. Die schwächeren 

 Sterne äussern nur eine derart geringfügige Wirkung, dass 

 die scheinbare Helligkeit eines Sternhaufens ohne merk- 

 baren Fehler bloss aus den Helligkeiten der grösseren 

 Sterne desselben mathematisch konstruiert werden kann. 

 Nach Holetschek genügt es vollkommen, wenn nur die- 

 jenigen Sterne berücksichtigt werden, welche von dem 

 hellsten Stern des Haufens um eine oder höchstens zwei 

 Grössenklassen verschieden sind. Adolf Hnatek. 



Himmelserscheinungen im Mai 1902. 



StcUi 



Merkur 



Stunde 



ing sichtbar. M 



tum sind vor Sonncnaut'{;:ui^ 



letzterer sogar 2'/i Stunden 1^ 



Algol-Minima sind im Mai n 



der Dämmerung verschwindet. 



rs V2 bis 

 und Sa- 

 Stundcn, 



beobachten , 



Fragen und Antworten. 



Was verstehen die Franzosen (B e r t r a n d in 

 Lille) unter » c h a r b o n de p u r i n « und woher 

 k'ommt das Wort purin? T. 



Ch. d. p. ist eine Kohle, die aus vielen tierischen 

 Resten gebildet worden ist, insbesondere auch von tierischen 

 Exkrementen, im Gegensatz z. B. zu den Bogheadkohlen, die 

 Algenkohlen sind, oder der überwiegenden Menge der Stein- 

 kohlen, die im wesentlichen aus Landpflanzenresten gebildet 

 sind. Unter den diluvialen und alluvialen humösen Ablagerungen 

 würde die »Gyttja« H. v.Post's dem ch. d. p. entsprechen. P. 



