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gelöst wird, wobei infolge der Wasserstoffentwicklung 
ein Zerplatzen geschlossener Behälter vorkommen 
kann, (C hemiker- “Tite. 1917, S. 161.) 
A. Sander, Darmstadt. 
Astronomische Mitteilungen. 
Die Brownschen Mondtafeln. In den Beiblättern 
zu den Annalen der Physik 1918, Bd. 42, Heft 10 
findet sich eine Besprechung eines von E. W. Brown 
auf der Versammlung der British Association for the 
Advancement of Science im Jahre 1914 über seine neue 
Mondtheorie und Mondtafeln gehaltenen Vortrages. 
Nach einer kurzen Erwähnung der älteren, vorher- 
gehenden Theorien kommt der Vortragende auf seine 
eigene zu sprechen, die im wesentlichen eine Erweite- 
rung der berühmten Hillschen Theorie ist. Diese be- 
steht im Prinzip darin, nicht nur die Exzentrizität 
der Erdbahn und die sogenannten parallaktischen Glie- 
der, sondern in erster Näherung auch Exzentrizität und 
Neigung der Mondbahn zu vernachlässigen. Die so 
erhaltene Mondbahn kommt der wirklichen schon be- 
deutend nahe und führt zur Kenntnis einer sehr wich- 
tigen Störung, der sogenannten Variation. Durch In- 
tegration der aus Aisser periodischen Lösung entsprin- 
genden Variationsgleichungen erhält Hill in einer zwei- 
ten Annäherung die Bewegung von Perigäum und Kno- 
ten der Mondbahn. Auf dieser theoretischen Grund- 
lage schritt Brown zur Konstruktion neuer Mondtafeln. 
In bezug auf ihre Genauigkeit ist zu bemerken, daß 
die bisher gebrauchten Tafeln von Hansen ungefähr 
300 Glieder in 100 Tafeln enthalten, während) die 
Brownschen deren 1000 auf 120 Tafeln bringen. Da die 
Mondbeobachtungen zu den genauesten, aber vom Stand- 
punkt der praktischen Astronomie auch schwierigsten 
zu zählen sind, ist die Mondtheorie der beste Prüf- 
stein für das Hauptziel der Himmelsmechanik, der 
Kritik des Newtonschen Gravitationsgesetzes. Die 
Prüfung der neuen Theorie geschieht niemals durch 
Vergleich mit einzelnen Beobachtungen, sondern immer 
nur mit Mittelwerten, bei älteren sogar durch Vermitt- 
lung der. Hansenschen und Newcombschen Theorie. 
Besser als die Newcombschen Vergleichungen auf Grund 
der historischen Angaben über Finsternisse sind die 
“ aus Sternbedeckungen und den seit 1750 durchgeführten 
Greenwicher Meridianbeobachtungen gewonnenen Ver- 
gleiche zwischen Erfahrung und Theorie. Ausgezeich- 
nete Übereinstimmung herrscht bei den neuesten schar- 
fen Beobachtungen der letzten 60 Jahre, hauptsächlich, 
was Exzentrizität, Neigung, Bewegung von Perigäum 
und Knoten betrifft. Brown findet aus den beiden letz- 
teren Größen eine Erdabplattung von 4/s93.7 und schlägt 
daher eine Änderung des im Jahre 1911 auf dem inter- 
nationalen Astronomenkongresse angenommenen Wertes 
1/o9, vor, indem er seine Anregung durch Anführung 
der von Crommelin aus Vergleichung zwischen theore- 
tischer und beobachteter Parallaxe erhaltenen Abplat- 
tung von t/aga.„ und des aus geodätischen Messungen 
folgenden Clarkeschen Wertes (1/203-5) unterstützt. In 
der Bewegung der Mondlänge, deren säkularen Teil 
Brown mangels genügend genauer historischer Beobach- 
tungen nicht weiter untersucht, zeigen sich, wenigstens 
was die neueren Beobachtungen betrifft, zwei Fluk- 
tuationen, die eine mit einer Amplitude von 15” und 
einer Periode von 270 Jahren, die andere mit einer 
Astronomische Mitteilungen. 
“unsere Erdatmosphäre von der Ordnung 10—*4, 
-liehtung), während in den ganz zentralen Partien einer- 















































i at in Bi oa 
[ Die Natur- 
wissenschaften 
Periode von ungefähr 60—70 Jahren, wofür bis jetzt — 
noch keine alle Zweifel behebende Erklärung vorliegt. | 
Über die Ausbreitung einer ebenen Lichtwelle in 
einem Medium mit kontinuierlich veränderlichem 
Brechungsindex. Unter diesem Titel veröffentlicht 
A. Haußmann in den Astron. Nachr. 207, 97 eine Ab- 
handlung, worin gezeigt wird, daß nach der Maxwell- — 
schen Theorie eine derartige Welle beim Durchgang 
durch eine inhomogene Schicht eine reflektierte Welle — 
besitzt. Das Verhältnis zwischen den Infensitäten der 
zurückgeworfenen und auffallenden Welle ist aber für — 
also 
physikalisch nicht nachweisbar, womit das von Harzer 
und Seeliger erhaltene negative Resultat bestätigt 
wird. Man findet, daß es in erster Annäherung bei 
der Berechnung der reflektierten Intensität hauptsäch- — 
lich auf die Änderung des Brechungsindex in der Nähe — 
der Erdoberfläche ankommt, die durch Messungen be- 
kannt ist, während das Verhalten dieser Funktion in 
größeren Höhen dafür belanglos ist. Selbstverstindlich — 
wird die Atmosphäre als isotropes, völlig durchsichtiges — 
und reines Mittel vorausgesetzt, durch Rauch- und — 
Staubteilchen, Wassertropfen, Unstetigkeiten in der a 
Beschaffenheit der Luftschichten bewirkte Anderungen 
werden nicht berücksichtigt. 
Photographische Messung der Lichtverteilung im ~ 
mittleren Gebiete des kugelférmigen Sternhaufens 
Messier 3. Die Stern- und Lichtverteilung in den ~ 
Sternhaufen wurde bis jetzt durch Abzählung der be- — 
treffenden Sterne auf der photographischen Platte be- — 
stimmt. Während diese Methode in den mittleren Ab- 
ständen vom Haufenzentrum ziemlich sichere Resultate 
liefert, kann sie in den äußern und zentralen Partien 
leicht zu Fälschungen Anlaß geben. In den Randge- 
bieten ist nämlich die Trennung der Haufensterne von 
den Sternen des Vordergrundes ziemlich schwierig, 
wenn es nicht gelingt, in der Sterndichte der Umgebung 
des Haufens, den Eigenbewegungen, der Veränderlich- 
keit oder Farbe der Sterne Merkmale zu finden, welche 
die Haufensterne von den übrigen zu sondern gestatten. 
In den der Mitte benachbarten Teilen des Haufens 
kann die durch die einzeln nicht sichtbaren Sterne 
erfolgte Schleierbildung auf der Platte bewirken, daß 
verschiedene an der .Grenze der Sichtbarkeit stehende 
Sterne wahrnehmbar werden (Phänomen der Vorbe- 
seits die Schleierbildung schon so stark auftritt, daß 
schwächere Sterne darin verschwinden, andererseits die 
Sternscheibchen übereinander greifen. Auch können. 
sich bei ungeeigneter Entwicklung störende Einflüsse 
geltend machen, weswegen Hertzsprung (Astron. Nachr. 
207, 89) für die mittleren Gebiete eines kugelförmigen 
Sternhaufens statt der direkten Abzählung die Messun- 
gen des integrierten Lichtes vorschlägt. Eine in dieser 
Hinsicht behandelte Aufnahme des kugelförmigen 
Sternhaufens Messier 3 lieferte sehr schöne Ergebnisse, 
die sich aus dem Vergleich der erhaltenen Zahlen mit 
den durch v. Zeipel an demselben Objekt vorgenomme- 
nen direkten Abzählungen ersehen läßt. Als photo- 
graphische Größenklasse des Gesamthäufens ergab sich 
7™17. Aus der Annahme einer Parallaxe von 0.0001’ 
folgt ‘das interessante Resultat, daß die Liehtintensitä 4 
pro Volumseinheit im zentralen Teil dieses Haufens 
105° mal größer ist als in der nächsten Umgebung der. 
Sonne. J. Lense, Wien. 



Für die Redaktion verantwortlich: Dr. Arnold {Berliner #Berlin W193 
Verlag von Julius Springer in Berlin W 9. — Drue' 

von H. S. Hermann¥in BerliniSW. 

