







bindungslinie aller Punkte, in denen bei horizontaler, 
nicht beschatteter Fläche die Schneedecke sich während 
des Sommers eben noch zu erhalten vermag. Sie ist 
natürlich eine theoretische Konstruktion und wird in 
der Natur im allgemeinen nicht unmittelbar zu be- 
obachten sein. 
Diesen verschiedenen Grenzen hat neuerdings F. 
Enquist den Begriff der Ver gletscherungsgrenze hinzu- 
gefügt!). . Er geht davon aus, daß ein Berg, auf dem 
es zur Ausbildung von Gletschern kommt, über eine 
‚gewisse Grenze hinausragen muß, oberhalb deren mehr 
Schnee niederfällt als schmilzt. Berge, die unterhalb 
dieser Höhe bleiben, können deshalb. keine Gletscher 
tragen. Die so definierte Grenzhöhe nennt er Ver- 
gletscherungsgrenze, weil sie die untere Grenze 
für die Ausbildungsmöglichkeit von 
Gletschern bildet. Sie ist. nicht als eine 
in der Natur beobachtbare Grenze ausgebildet 
und kann. deshalb, ebenso © wie die klima- 
tische Schneegrenze, nur durch ein Konstruktionsver- 
fahren bestimmt werden. Enquist hat dies für ver- 
schiedene Gebiete durchgeführt und festgestellt, daß 
die Vergletscherungsgrenze im allgemeinen einige hun- 
dert Meter höher liegt als die klimatische Schnee- 
grenze. In der Schweiz erreicht sie eine Maximalhöhe 
von. 3400 m in der Monte-Rosa-Gruppe 0:28: 
Astronomische Mitteilungen. 
Die Sterne vom Typus R Coronae borealis, deren 
Zahl bisher noch sehr gering ist, gehören zu den merk- 
würdigsten unter den Veränderlichen. Ihre Helligkeit 
hat eine obere Grenze, die dem normalen, ungestörten 
Zustande der Veränderlichen zu entsprechen scheint, 
denn in ihr verharrt er die meiste Zeit, oft jahrelang. 
Unvermittelt beginnt dann die Helligkeit abzunehmen 
und zuweilen unter heftigen Schwankungen, zuweilen 
auch unter gleichmäßigem Fortschreiten ein Minimum 
zu durchlaufen, dessens Tiefe von Fall zu Fall ver- 
schieden ist, um dann allmählich. wieder ihren norma- 
len Betrag zu erreichen. Bei R Coronae borealis, dem 
Prototyp der Klasse, schwankt die Tiefe der Minima 
zwischen einer und neun Größenklassen. Eine Perio- 
dizität der Erscheinungen ist bisher bei keinem dieser 
Sterne erkannt worden. Das Spektrum, soweit be- 
kannt, ist stark abweichend von der normalen Serie, 
scheint aber in seinem allgemeinen Charakter dem 
Sonnentypus nahe zu stehen. Bei R Coronae sind die 
Wasserstofflinien für gewöhnlich unsichtbar, d. h, 
weder als Absorptions- noch als Emissionslinien zu er- — 
kennen; zuweilen treten helle Linien auf. Auch bei 
RY Sagittarii, einem anderen Vertreter dieser Klasse, 
treten helle Linien auf. Die Spektren scheinen ver- 
änderlich zu sein. 
lassen die Deutung zu, daß zwischen, den Stern und 
uns zu Zeiten absorbierende kosmische Massen treten, 
die, wie die spektralen Eigentiimlichkeiten dieser Ver- 
änderlichen zeigen, mit diesen in irgendeinem physi- 
schen Zusammenhang stehen müssen. In Astr. Nachr. 
5010 weist Ludendorff auf eine Reihe von Veränder- 
lichen hin, die nach seinen Untersuchungen des Licht- 
wechsels und des Spektrums außer den bereits bekann- 
ten Vertretern der Klasse dieser wahrscheinlich zuzu- 
1) Der Einfluß des Windes auf die Verteilung der 
Gletscher. Von Fredrik Enquist. Bulletin of the Geo- 
logical Institution of the of Upsala, Up- 
sala 1917, Vol. 14, S. 1—108. Mit 4 Tafeln. 

Astronomische Mitteilungen. 
Die beobachteten Erscheinungen © 




rechten sind. Die Paget Be: ‘sow 
kannt sind, stehen teils den normalen Klassen. 
G und K (F= Typus I—Il, G=H, K = 1I—IIl) 
weisen jedoch einzelne helle Linien auf, teils ED 
sie dem Novaspektrum in früherem „oder es 





liegen und man nach Seeliger . auch at den 
Sternen einen engen Zusammenhang. mit Nebeln 
nimmt, so denkt Ludendorff an eine nahe Ver" 
schaft der R Coronae-Sterne mit den Neuen Stern 






































Farbenempfindlichkeit lichtelektriseher 
(Shinomiya, Astrophys. Journ. 49, 
acht untersuchten Zellen waren 
Rb-Zellen, teils kolloidal, 
Spektrum war die übliche, die Mesa der u 
des erregenden Lichtes eriolgte durch ein T 
element usw. Gemessen wurde an 2427. ‘Stell 
Spektrums zwischen “680 py und 425 py. Das 
findlichkeitsmaximum der verschiedenen Zellen b 
mäßiger Spannung ergab sich wie folgt: 
Zelle K-HNr.1 K-H Nr.2 K-H Nr. 3 
max (UM) 446 „449 ee 448. ; 
; Na .= : Na-H <2 Rb” RbH og = 
439() . 480() 478 468 
Die kolloidalen — Kaliumzellen hatten 
bedarf er Prüfung. z ; 
Im Astrophys. Journal - 49, 344, "veröffentli 1€ 
Stebbins und Dershem das Ergebnis lichtelektrischer 
_Messungen an der Nova Aquilae Nr.3, die sich 
1918 Juni 9 bis Dezember .10-erstrecken.. Die bem 
Zelle war eine Kaliumzelle, die erhaltenen Helligk 
demnach sehr ‚nahe a Um nicht SS | 
aorphonamerte bestigntirt fasted ‘Wie. zu 
wurden die -letzteren vom Spektraltypus 
Farbe der Sterne abhängig gefunden, woraus di 2 
. fasser ‘schließen, daß stark gefärbte Gläser zu 
quantitativen Methode der “Bestimmung — ‚der Ste 
spektren verwandt werden könnten 1). Die größte ' 
den Verfassern gemessene Helligkeit der Nov 
‚am 9. Juni, um sae mittl. Zeit Green, 
Bee Satipincticen= “Ummtindsn RES A 
Ebenfalls unter sehr ungünstigen ‚Verhältnisse 
die "Helligkeit 0,55, bezogen auf Pa 
keitasy stems erhalten. Das Maximum. ei 
graphischen Helligkeit war also jedenfalls nicht w 
der Sterngröße — 0,5 m bis — 0,6 m, \ 
trägt die Sterngröße des Sirius 1,58", der 
+0,14™. Schnelle Helligkeitsänderungen der Nova, it 
Verlauf von wenigen Stunden wurden von den. a 
fassern ebensowenig wie hier festgestellt. 
1) In Babelsberg werden gelb oder plan) : 
Gläser zur lichtelektrischen Bestimmung des Ss 
index oder Spektraltypus seit längerer Zeit un 
gedehntem Maße mit gutem Erfolg benut R 

En die Redaktion weranty orflole, Dr: Arnold Berliner, Berlin we 

