

Versuche über die Vererbung der Augenfarbe beim 
Menschen. In einer statistischen Untersuchung, die 
sich auf 1400 Kinder erstreckt, beschäftigt sich 
Ö Winge mit der Vererbung der Augenfarbe beim 
Menschen (Comptes rendus d. Trav. d. Labor. Carlsb. 
14, 1921). Im allgemeinen erweist sich — das ist 
eine bekannte Tatsache — Blau als rezessiv gegen 
Braun. Danach müßten aber blauäugige Eltern stets 
Kinder mit derselben Augenfarbe erhalten. Dies ist 
“auch die Regel; es treten "aber vereinzelte Ausnahmen 
auf, die darauf hindeuten, daß mindestens einer der 
blauäugigen Eltern einen Braunfaktor aufweisen muß. 
Daß er trotzdem als blauäugig erscheint, erklärt Winge 
derart, daß hier gleichzeitig noch ein Hemmungsfaktor 
orhanden ist, dar die Wirkung des Braunfaktors auf- 
‚hebt. In der F,-Generation können sich nun der 
 Braunfaktor und der Hemmungsfaktor trennen: es re- 
- sultieren braunäugige Individuen. Eine weitere auf- 
fällige Beobachtungstatsache ist die, daß Braun im 
eiblichen Geschlecht häufiger auftritt als im männ- 
chen. Winge sucht dieser Erscheinung in folgender 
Weise gerecht zu werden: es sind zwei dominante Fak- 
= en für Braun vorhanden, von denen der eine in den 
ewöhnlichen Chromosomen liegt und normal mendelt, 
ührend der andere in das Geschlechtschromosom ver- 
et wird und geschlechtsbegrenzt übertragen werden 
ll. Tatsächlich ergibt die Statistik Winges eine gute 
eptimniing zwischen Theorie und Erfahrung. 
: Stark. 




































Astronomische Mitteilungen. : 
Eine Arbeit von A. Ängström (Astrophys. Journ. 
55, S. 24-29, 1922; Heft 1) beschäftigt sich mit der 
Beziehung zwischen der Solarkonstanten, den Sonnen- 
_ ileeken und der Sonnentätigkeit. Ängström findet, 
ıter Benutzung der Messungen von Abbot, daß sich 
ie Abhingigkeit des jährlichen Mittels der Solar- 
konstanten 8 vom jährlichen Mittel der Anzahl N der 
onnenflecken ziemlich befriedigend durch folgende 
leichung darstellen läßt: 
8 = 1,903 + 0,011 VN — 0,0006 N. 
Die Solarkonstante hat demnach ein Maximum bei 
iner Fleckenzahl von rund 100 im Jahr. 
Die Strahlungsintensität der Sonnenflecken beträgt 
nur 20 bis 50% derjenigen der übrigen Teile der 
Sonnenoberfliche. Doch sind sie von Bezirken beson- 
ers lebhafter Sonnentätigkeit umgeben, welche ver- 
mutlich bei kleiner Fleckenzahl den Ausfall an Strah- 
lung ‘durch die Flecken selbst “überkompensieren. 
E aesirem hält es für wahrscheinlich, daß die Größe 
_ dieser Bezirke nicht in gleichem Maße wächst, wile die 
Zahl der Flecken, so daß bei großer. Fleckenzahl der 
Straklungsaustl durch die Flecken relativ schwerer 
ins Gewicht fällt. 
“Wäre es ohne weiteres zulässig, aus deh heutigen 
Beobachtungen auf weit zurückliegende Epochen zu 
schlieBen, so dürfte man auf Grund dieses Befundes 
nicht annehmen, daß in früheren Zeiten gelegentliche 
erioden besonders starker Sonnentätigkeit Klima- 
chwankungen auf der Erde im Sinne erheblicher Er- 
mung hervongerufen haben. Vielmehr würden 
1000 Flecken im Jahre gemäß obiger Gleichung die 
Solarkonstante auf etwa if, 66 herabdrücken. 
tanten bei ET Fleckenzäahl us mit Änderungen 
Astronomische Mitteilungen. 
Granquists Einwand, die Abnahme der Solarkon: 
‘877 



in der ‚Durchlässigkeit der Atmosphäre zusammen, 
wird vom Verfasser aus verschiedenen Gründen ab- 
gelehnt. 
Die Ionisation der Elemente in der Sonnenatmo- 
sphäre und in den Sonnenflecken. Wie bereits in 
meinem Referat über den Jahresbericht des Mount- 
Wilson-Observatoriums für 1921 (Naturwissenschaften 
10, 1922) kurz erwähnt, hat I. N, Russel einige wich- 
tige Erweiterungen der Theorie der Sternatmosphären 
von Saha (s. den Bericht Naturwissenschaften 9, 863, 
1921) gegeben. Ausführlichere Mitteilungen darüber 
sind nunmehr im Astrophysical Journal (55, S. 119, 
und 354, 1922) erschienen. 
Während bei Saha den Berechnungen des Ioni- 
sationsgrades eines Elements die vereinfachende An- 
nahme zugrunde lag, daß dieses Element allein vor- 
handen sei, berücksichtigt Russel die Wirkung des 
gieichzeitigen Vorhandenseins mehrerer Elemente. Er 
kommt dabei zu «einigen wichtigen Resultaten. Beson- 
ders einleuchtend ist der Satz, daß in einem Gemisch 
von Elementen die leichter ionisierbaren Elemente 
relativ stärker, die schwerer ionisierbaren Elemente 
dagegen schwächer ionisiert-sind, als wenn jedes von 
ihnen allein im Raume vorhanden wäre, Daß dies 
so sein muß, erkennt man ohne weiteres aus der Über- 
legung, daß die schwer ionisierbaren Elemente den 
leichter ionisierbaren’ die freien Elektronen sozusagen 
wegschnappen müssen. Russel leitet ferner die be- 

merkenswerte Beziehung ab, daß die Größen Fe 
(= = lonisationsgrad) der verschiedenen Komponenten 
einer Mischung von Elementen in Verhältnissen zu- 
einander stehen, welche für je zwei Elemente nur von 
der Differenz ihrer lonisationsspannungen und der 
absoluten Temperatur, aber nicht von dem Mischungs- 
verhältnis abhängen. Er zeigt ferner, daß von einem 
Element praktisch nie mehr als zwei Ionisationsstufen 
gleichzeitig vorhanden sein können, so daß also bei 
merklichem Auftreten doppelter Ionisation die neu- 
tralen Atome des Elements schon so gut wie völlig 
verschwunden sind. 
Die Arbeiten enthalten weiter eine eingehendere 
Darstellung der neueren, zur Prüfung der Sahaschen 
Theorie angestellten Untersuchungen des Sonnen- 
spektrums dureh den Verfasser, Die Übereinstimmung 
zwischen Theorie und Befund, wie sie sich insbesondere 
durch Vergleich des Spektrums der Sonnenflecken mit 
der übrigen Sonnenoberfläche ergibt, ist durchweg eine 
sehr gute, wie dies bezüglich der Alkalien hier bereits 
mitgeteilt worden ist (Naturwissenschaften 10, 240, 
1922). Wegen der zahlreichen interessanten Einzel- 
heiten muß auf das Original verwiesen werden, das 
auch wertvolles tabellarisches Material enthält. 
Bei den bisherigen theoretischen Untersuchungen 
ist nur die Erregung von Atomen durch Temperatur 
berücksichtigt worden. In der zweiten der oben ge- 
nannten Arbeiten wird auch die Erregung durch 
Strahlung mit in Betracht gezogen. Es gelingt auf 
diese Weise, einige bisher noch vorhandene Unstimmig- 
keiten zu beseitigen. 
Diese Untersuchungen geben den Anschauungen von 
Saha eine sehr bedeutsame Stütze. 
W. Westphal. 
Die relative Häufigkeit der Spektralklassen. Der 
Statistik der Fixsterne wird, soweit sie den Spektral- 
typus der Sterne berücksichtigt, durch den neuen 
Henry Draper-Katalog der Harvard-Sternwarte ein 
sehr umfangreiches und vollständiges Fundament ge- 


