cm weiterer Beitrag zur allgemeinen Wellenlehre. 425 
nur unmittelbar um die Zeit des Periheliums so bedeutend, denn am 25. März betrug die- 
selbe kaum mehr einer Raumsecunde. 
6. Zu den feinsten und schwierigsten Gegenständen der beobachtenden Astronomie 
wird man unstreitig die Bestimmung der Rotationszeit der verschiedenen Nebelsterne, der 
planetarischen Nebelflecken und der kosmischen Verdichtungen des Äthers zählen dürfen. 
Dass ihnen sowohl eine fortschreitende als auch rotirende Bewegung im Welträume zukomme, 
kann nicht im Mindesten bezweifelt werden, da nicht nur physicalische Gründe auf das Ent- 
schiedenste dafür sprechen , sondern selbst abgesehen von jeder zu Grunde liegenden Bewe- 
gungsursache der Fall des Nicht-Bewegtseins als nur ein einziger unter unendlich vielen an- 
deren gleich möglichen Fällen, in denen sich Himmelskörper befinden können, auch nur 
eine unendlich kleine Wahrscheinlichkeit für sich hat. Dass eine fortschreitende Bewegung 
an diesen Nebelflecken von den Astronomen bisher noch nicht wahrgenommen wurde, hat 
offenbar theils in der ungeheueren Entfernung derselben, bei der nur wieder eine ungeheuer 
grosse Geschwindigkeit bemerklich wird, theils aber darin seinen Grund, dass solche genaue 
Durchmusterungen des gestirnten Himmels, wie sie hier verlangt werden, erst seit wenig Jahren 
gepflogen werden. Von der rotatorischen Bewegung aber dieser Gebilde lässt sich fast 
mit Bestimmtheit behaupten, dass sie wohl niemals durch unmittelbare Beobachtung erkannt 
werden dürfte. — In Ermanglung anderwärtiger Hilfsmittel bietet nun die rotatorische Ab- 
lenkung der Lichtstrahlen einen, wie mir däucht, sichern Anhallspunct zur Bestimmung der 
Rotationszeit dar, vorausgesetzt, dass bezüglich eines fraglichen Nebelfleckens eine durch eine 
hinreichende Anzahl von Jahren mit Genauigkeit fortgeführte Beobachtungsreihe vorliegt. -— 
Es sei in Fig. G, Fig. 1 und Fig. 8, с ein Stern, dessen scheinbarer oder W'inkel - Abstand 
von einem andern Sterne S , den man zum Vergleichssterne wählet , durch genaue mikro- 
metrische Messungen bekannt ist. Dessgleichen seien «, /?, y . . . teleskopische Sterne, die sich 
in unmittelbarer Nachbarschaft von S befinden, und deren beziehungsweise Lage untereinander 
und zu S gleichfalls als genau ermittelt vorausgesetzt wird, s sei der Ort eines Beobachters 
auf unserer Erde, endlich bedeute einen Nebelflecken, der sowohl in einer fortschreitenden 
als rotirenden Bewegung begriffen angenonunen Avird , und dessen durch lange Zeiträume 
getrennte beziehungsweise Lagen gegen a und S durch die Fig. 6 , Fig. 7 und Fig. 8 dar- 
gestellt werden. — Nimmt man nun an, dass der Nebelflecken A, Fig. 7, im Verlaufe der 
Zeit und als Folge seiner fortschreitenden Bewegung zwischen и und £ tritt, und demnach 
die von (T ausfahrenden Strahlen verhindert, unmittelbar nach i zu gelangen, vielmehr sie 
nöthiget, ihren Weg durch sein Inneres zu nehmen: so ist nach dem Früheren klar, dass bei 
vorausgesetzter Rotation von A, der Strahl сѣ eine rotatorische Brechung erleidet, in Folge 
deren der Stern а für einen Beobachter in e von seinem früheren Orte verrückt, und in a' 
um den Winkel q näher bei S gesehen werden wii-d. Setzt der Nebelstern seine Bewegung 
gegen 5" weiter fort, und kömmt er endlich gegen er in eine Stellung wie die in Fig. 8 ange- 
deutete: so erleidet der Lichtstrahl gleichfalls wieder eine rotatorische Ablenkung um den 
Winkel q, und zwar in demselben Sinne, d. i. gegen S hin, durch welchen letzteren Umstand 
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