18 Humboldt. — Januar 1887. 
Nach Unterſuchungen von Kickwood iſt es nicht un⸗ 
wahrſcheinlich, daß am 12. bis 15. November 1886 und 
namentlich 1887 größere Sternſchnuppenfälle ſicht⸗ 
bar ſein werden. Die Leonidenſternſchnuppen bewegen 
ſich bekanntlich in einer elliptiſchen Bahn, welche ihr Perihel 
nahe bei der Erdbahn und ihr Aphel nahe bei der Uranus⸗ 
bahn hat und beſitzen ebenſo wie der Tempelſche Komet J 
1866, welcher fic) in derſelben Bahn bewegt, eine Um⸗ 
laufszeit von etwa 33 Jahren. Infolgedeſſen find in 
dieſen Zeitintervallen größere Sternſchnuppenfälle beobachtet, 
die letzten in den Jahren 1833 und 1866. 
Aeltere Nachrichten über Sternſchnuppenfälle, welche 
ebenfalls mit dem genannten Kometen zuſammenzuhängen 
ſcheinen, deuten darauf hin, daß ſich mindeſtens noch zwei 
Meteorgruppen in der Bahn dieſes Kometen bewegen. Die 
eine dieſer Gruppen ſcheint in den Jahren 288, 855 und 856, 
1787, 1818-1823 und 1852 mit der Erde in Berührung 
gekommen zu ſein, und gibt im Mittel eine Periode von 
33,31 Jahren. Auf eine zweite Gruppe laſſen größere Stern⸗ 
ſchnuppenfälle aus den Jahren 585, 1582, 1813, 18461849 
und 1878-1880 ſchließen; auch fie ergeben eine Periode 
von etwas über 33 Jahren. 
Der am 13. Dezember v. J. zuerſt bemerkte neue 
Veränderliche bet „1 Orionis iſt natürlich als ſehr inter⸗ 
eſſantes Objekt an vielen Stellen anhaltend beobachtet 
worden. Die auf der Petersburger Sternwarte ausge⸗ 
führten Helligkeitsmeſſungen haben folgende Reſultate 
ergeben *): 
Beobachtete Beobachtete 
Größe. Größe. 
1885 Dezember 18 6,6 1886 Februar 19 84 
i 1 22 6,5 „ März 8 86 
i in 30 6,7 1 7 18 9,0 
1886 Januar 11 7,1 15 1 19 8,8 
it 1 27 7,8 is 1 26 9,0 
„ Februar 4 80 „ April 8 8 
Nach den auf dem aſtrophyſikaliſchen Obſervatorium in 
Potsdam ausgeführten ſehr genauen Beobachtungen hat 
zweimal, in der erſten Hälfte des Februar und in der 
Mitte des März, eine Verzögerung in der Lichtabnahme 
ſtattgefunden. 
Von Schur in Göttingen iſt kürzlich der Verſuch ge⸗ 
macht worden, die Parallaxe des Sterns s im 
Fuhrmann abzuleiten. Dieſer Stern iſt 6. Größe und 
hat in 47 Bogenſekunden Entfernung einen Begleiter 
der 81/2. Größe. Beide Sterne find nicht phyſiſch, ſondern 
nur optiſch miteinander verbunden, und da der hellere 
eine ziemlich ſtarke jährliche Eigenbewegung von 0,147 
Bogenſekunden hat, ſo liegt die Vermutung nahe, daß er 
von den beiden Sternen der uns nähere iſt. Merkwür⸗ 
digerweiſe hat ſich gerade das Gegenteil herausgeſtellt; 
die Vergleichungen der Poſitionen der Sterne haben für 
den ſchwächeren eine relative Parallaxe von ungefähr 
einer Zehntelſekunde ergeben. 
Der auf photographiſchem Wege entdeckte Nebelfleck 
bei Maja in den Plejaden iſt nachträglich auf photo⸗ 
graphiſchen Platten, welche in früherer Zeit auf der Stern⸗ 
warte des Harvard⸗College in Cambridge (Maſſ.) ange⸗ 
*) After. Nachr. Nr. 2734. 
fertigt ſind, ebenfalls aufgefunden. Mit größeren Fernröhren 
iſt der Nebel jetzt mehrfach bemerkt worden, aber in Genf 
iſt es auch gelungen, bei geeigneten Vorſichtsmaßregeln 
den Nebel ſelbſt mit einem Fernrohr mittlerer Größe 
(10 Zoll Oeffnung) deutlich zu ſehen. Neblige Stellen in 
den Plejaden ſind früher ſchon öfters bemerkt worden, 
namentlich in der Gegend des Sterns Merope. Zuzeiten 
iſt das Vorhandenſein ſolcher Nebel wieder geleugnet wor⸗ 
den, und d' Arreſt äußerte im Jahre 1862 die Vermutung, 
daß die neblige Maſſe in den Plejaden ein veränderliches 
Licht habe. Dieſe Vermutung hat viel Wahrſcheinlichkeit 
für ſich, und es iſt anzunehmen, daß ein großer Teil der 
Plejaden ganz in einen Nebel gehüllt iſt, welcher hellere 
Partien von nicht ganz konſtanter Lichtſtärke zeigt. 
Der Ringnebel in der Leier iſt in der Mitte 
nicht vollkommen dunkel, ſondern nur mit einer weniger 
leuchtenden Nebelmaſſe ausgefüllt, wie namentlich eine 
ausgezeichnete, im VIII. Bande der Annalen des Harvard⸗ 
College befindliche Zeichnung zeigt. Auf einer kürzlich von 
E. von Gothard in Herény (Ungarn) aufgenommenen Photo⸗ 
graphie hat ſich außerdem aber in der Mitte des Nebels 
ein hellerer Kern gezeigt, der demnach, wenn er wirklich 
vorhanden und nicht durch einen Fehler der Photographie 
bewirkt iſt, nur chemiſch wirkende Strahlen ausſenden würde. 
Zunächſt muß, ehe man das Daſein dieſes Sternes als 
konſtatiert anſehen darf, die Beobachtung noch anderweitig 
beſtätigt werden. 
Im Junihefte 1885 ijt von dem Verfaſſer dieſes 
Berichtes erwähnt worden, daß die Kopenhagener Akademie 
der Wiſſenſchaft als Preisaufgabe eine Unterſuchung 
des durch die Wfteroiden gebildeten Ringes und 
ſeines Einfluſſes auf die Bewegung der anderen 
Planeten geſtellt habe. Den Preis unter den einge— 
lieferten Arbeiten erhielt eine Abhandlung von A. Sved⸗ 
ſtrup in Kopenhagen, von der ſich in Nr. 2740 —41 der 
„Aſtronomiſchen Nachrichten“ ein Auszug befindet. Der Ver⸗ 
faſſer ſuchte ſich die Durchſchnittspunkte der Bahnen der be⸗ 
kannten kleinen Planeten mit ſechs auf der Ebene der Ekliptik 
ſenkrecht ſtehenden, Winkel von je 60° untereinander bildenden 
Ebenen. Jedem dieſer Durchſchnittspunkte teilte er ein Ge⸗ 
wicht zu, welches proportional der Maſſe des Planeten 
und ſeiner Geſchwindigkeit in der Bahn geſetzt wurde, und 
zwar leitete er die an ſich unbekannte Maſſe aus der 
Helligkeit der Planeten unter Annahme einer gleichen 
Dichtigkeit und gleichen Fähigkeit zur Reflexion des Sonnen⸗ 
lichtes ab. Auf jeder der ſechs Ebenen waren ſomit ſo 
viele Punkte, jeder von einem gewiſſen Gewichte, gegeben, 
als Planeten zu der Rechnung benutzt würden. Der nächſte 
Schritt beſtand nun darin, die Schwerpunkte für alle dieſe 
in einer Ebene gelegenen Punkte zu berechnen. Nachdem dies 
geſchehen, wurde die Bahn eines mittleren Planeten geſucht, 
welche ſich möglichſt den gefundenen ſechs Schwerpunkten an⸗ 
ſchloß und ihren einen Brennpunkt in der Sonne hatte. Für 
dieſen mittleren Planeten fand ſich eine ſolche Maſſe, daß 
er in der Oppoſition von der 6 ¼. Größe erſcheinen würde. 
Joſeph Kleiber in Petersburg hat kürzlich eine Unter⸗ 
ſuchung darüber angeſtellt, ob die Knotenlinien der 
Planeten und Kometen, d. h. die Linien, in welchen 
ſich die Ebenen ihrer Bahnen mit der Ebene der Erdbahn 
ſchneiden, gleichmäßig verteilt ſind oder ob ihre Verteilung 
