


- Mitschwingung mit dem Indischen Ozean und der 
E een: mit den selbständigen Gezeiten des 
- Golfes von Oman aufzufassen. Durch den Einfluß der 
_ Erdrotation bilden sich zwei Amphiidromien heraus. 
- Die theoretisch erschlossenen Flutstundenlinien stim- 
~ men mit dem auf Grund der Beobachtungstatsachen 
ee soe oeenen Bilde ganz vortrefilich überein. Beide 
Karten sind fast identisch. Dies ist ein schöner Er- 
. folg der Theorie, besonders wenn man bedenkt, daß 
hier die orographischen Verhältnisse und die Gezeiten- 
3 Pereheinunr selbst viel komplizierter sind als im Roten 
 Meere. Bruno Schulz, Hamburg. 
Kayser, E., Abriß der allgemeinen und stratigra- 
_ phischen Geologie, Zweite, vermehrte Auflage. Stutt- 
gart, F. Enke, 1920. VIII, 460 S., 212 Textfiguren, 
54 Versteinerungstafeln und 1 geolog. Übersichts- 
karte von Mitteleuropa. Preis geh. M. 42,—; geb. 
Mz. 50,—. 
i Der Abriß, der in gedrängtester Form die Haupt- 
lehren der allgemeinen und der stratigraphischen Geo- 
5 es logie enthält, stellt im wesentlichen einen Auszug aus 
großen zweibändigen ausführlichsten deutschen 
. Geologielehrbuch desselben Verfassers dar. In der 
Br - neuen, um fast 3 Bogen und um 36 Textfiguren ver- 
5 mehrten Auflage des Abrisses hat besonders die Dar- 
stellung der allgemeinen Geologie eine weitere Aus- 
. gestaltung erfahren. Neben den vulkanischen Erschei- 
. mungen sind nunmehr auch die Lagerung der Gesteine, 
a ‘die Tektonik und die Tätigkeit des skrämendän Wassers 
etwas ausführlicher behandelt. Ganz neu eingefügt 
_ wurden die Abschnitte iiber Meteoriten, tiber ‘die Kli- 
mate der en Vorzeit, ‚über geologische Zeit- 































== dem Buche beigegebene geologische Uber- 
4% sichtskarte 1:3500000 von Mitteleuropa ist dem 
 Andreeschen Handatlas entnommen. Sie ist nach der 
eo den internationalen Geologenkongressen heraus- 
gegebenen Karte von Europa hergestellt und wird, 
auch wenn sie nicht mehr überall dem neuesten Kennt- 
nisstande entspricht, sicherlich vielen willkommen 
sein. : 
- Die Ausstattung des Buches, vornehmlich die 54 
Versteinerungstafeln, sind ganz vorzüglich geraten. 
Jeder: Nichtgeologe wird das Lehrbuch mit Nutzen ge- 
brauchen, wo'er sich in Kürze über allgemeine Bele: 
- gische und erdgeschichtliche Fragen unterrichten will. 
Der Fachgeologe wird jedoch das große zweibändige 
Werk des gleichen Autors und 'deaselben Verlages 
‘nicht entbehren können. J. Wilser, Freiburg i. Br. 
Astronomische Mitteilungen. — 
_ Uber die Dichten der Doppelsterne. Von E. Berne- 
5 ron (Astron. Nachr. Band 213, Seite 1.) Die Dich- 
ten der Fixsterne können wir als Quotient aus Masse 
und Volumen nur bei Doppelsternen aus der Bahn- 
= bewegung erfahren. Bei einfachen Sternen fehlt uns 
vorerst jeglicher Anhalt. Das 3. Keplersche Gesetz 
© Ci, + Us), 
ae utet pea 
"U die Cinlautazeit; My und Ms die Massen der beiden 
Komponenten und (€ die Gravitationskonstante sind. 
"Ein Fall, in dem die Dichte verhältnismäßig leicht zu 
namen ist, sind die Veerdunkelungsveränderlichen 
 (Algol- und ß-Lyrae-Sterne). Aus der Lichtkurve er- 
of bt sich das Verhältnis der Sternradien zur Halbachse 
ı und yp). Bl wir das Massenverhältnis der 
wo a die Bahnhalbachse, 
= Astronomische Mitteilungen. 
' durch mechanische Integration die 
597 


beiden Komponenten nicht, so können wir unter der 
Annahme ‚gleicher Dichte für beide Komponenten die 
mittlere Dichte berechnen, indem wir M = Alan (ay)®e 
setzen. Dann fällt in obiger Gleichung a® heraus. sf 
das Massenverhältnis (aus der apektroskopischen Bahn 
bei zwei meßbaren Komponenten) bekannt, so können 
wir die Dichten beider Körper angeben. 
Eine ähnliche Überlegung läßt sich auf die Doppel- 
sterne anwenden, die keine Verdunkelungsveränder- 
lichen sind, und zwar auf Grund der Hypothese, daß 
die Sterne das Plancksche Strahlungsgesetz des 
schwarzen Körpers befolgen, eine Voraussetzung, die 
nach unseren Erfahrungen im allgemeinen erfüllt zu 
sein scheint. Aus der Energieverteilung im Stern- 
spektrum schließen wir auf Temperatur und Ober- 
flächenhelligkeit, aus der scheinbaren (photome- 
trischen) Helligkeit und Oberfliichenhelligkeit auf die 
scheinbare Oberfläche oder den Durchmesser in Bogen- 
sekunden. Da wir bei den visuellen Doppelsternen die 
Bahnhalbachse @ auch in Bogensekunden angeben, so 
läßt sich hier wieder ohne Kenntnis der Parallaxen 
der Quotient Sternradius : Halbachse bilden und die 
mathematische Behandlung ist die gleiche wie vorher. 
Die erste Untersuchung dieser Art wurde 1916 von 
Opik gemacht (Astrophysical Journal Band 44), Berne- 
witz hat sie auf Grund vermehrten Materials wieder- 
holt. Da die effektiven Sterntemperaturen dem Spek- 
traltypus parallel laufen, genügt es, den genauen Spek- 
traltypus eines Sternes zu kennen, um die Oberflächen- 
helligkeit zu bestimmen. Zwar kommen bei Sternen 
der gleichen Spektralklasse ziemlich erhebliche Farb- 
unterschiede vor, besonders bei den gelben und roten 
Typen, doch sind sie nicht so bedeutend, daß dadurch 
die Untersuchung ernstlich gefiihrdet würde. Der 
wichtigste Teil bei dieser Untersuchung ist, die photo- 
metrischa Helligkeit der Sterne in die bolometrische zu 
verwandeln. Bernewitz hat mit Hilfe der empirischen 
Empfindlichkeitskurve des Auges von Henning (Jahr- 
Buch für Radioaktivität u. Elektronik 1919, Heft 1) 
Reduktionsgrößen 
berechnet, um die bolometrische Helligkeit zu erhalten. 
Die Korrektion ist klein und ergibt sich, für die Sonne 
gleich Null gesetzt, für Spektraltypus A zu + 0,9049 
für Me zu — 0,”039, in der astronomisch üblichen 
Größenklassenskala. Die Oberfliichenhelligkeit (in 
Größenklassen und ebenfalls Sonne = 0) ist eine reine 
Funktion von Temperatur beziehungsweise Spektral- 
typus. Die Diehtenformel, die hier zweckmäßig loga- 
rithmisch geschrieben wird, ergibt sich en zu: 
log 0,=log (a3; U) +0,6 (m; —i,)— log (1+3 +7 Mi 7) + 0,089, 
wo m die bolometrische Sterngröße, i die spezifische 
Oberflächenhelligkeit ist. Wir können hier die Dichte 
jedes einzelnen Kérpers berechnen. Wenn das Massen- 
verhältnis unbekannt ist, kann man einen schätzungs- 
weisen Wert angeben, der empirisch aus dem Hellig- 
keitsunterschied zu finden ist. Ist bei engen Doppel- 
sternen das Spektrum nicht für beide Komponenten ge- 
trennt bekannt, so kann man bei geringem Helligkeits- 
unterschied eine mittlere Dichte angeben, bei großen 
En nee cene don nur die Dichte des helleren ~ 
Körpers. 
63 Doppelsternsysteme sind von Bernewitz auf diese 
Weise untersucht worden. Unter Ausschaltung einiger 
unten zu erwähnender Fälle ergibt sich hier zuneh- 
mende Dichte beim Fortschritt von den weißen zu den 
roten Sternen, wie folgende Tabelle Ger „Mittelwerbe 
zeigt: 


