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rtigen Kollegen, Louis Clouet, Schwefeldioxyd bei 
‚28° verflüssigt. Fragt man aber weiter, wer als 
er das Problem der Veriinderung des Aggregat- 
andes von Gasen gestellt und durchdacht hat, so 
rf nicht Lavoisier hierfiir in Anspruch genommen 
en, sondern schon der beriihmte holliindische Arzt 
an Boerhaave in Leiden (1688—1738), der aber 
ennen mußte, daß eine Kondensierung der Luft (er 
ht nur von dieser) auf keine Weise gelungen sei. 
‚ei Jahrhunderte später sollte in denselben Stadt 
rch das Zusammenwirken von Theorie und Versuch 
ungeahnte Ernte auf diesem Gebiete eingeheimst 
: ee Ist es doch Kamerlingh Onnes ganz newer- 
geglückt, eine Temperatur von einigen Hundert- 
rad unter 0,9° K. zu erreichen, ohne daß er des- 
seine Losung ‚„Inierior !“, „Immer tiefer!“ auf- 
en wird. Fr. Au. 
Die relative Empfindlichkeit des Ohres für Töne 
iedener Höhe, die bei Schwellenreizen schon 
Nat. Acad. of Sc., 8, 188—191, 1922) nunmehr 
bei überschwelligen Reizen geprüft. Er ließ den 
- mit dem Vergleichston trillern und bestimmte 
ige Stärke des ori gleichstons, bei welcher der 
iller ebenmäßig, die beiden Töne also gleich laut 
jenen. Der Fehler bei wiederholten Bestimmungen 
g höchstens 5%. Verschieden ‘hohe Töne, die 
m ‘Normalton gleichstark erscheinen, dh äineni 
ch untereinander gleichstark. Die Normaltonhöhe 
‚700 v. d., die Vergleichstöne lagen zwischen 200 
:000. Die Normalstärken, ausgedrückt als Drucke, 
1 und 50 dyne/em?. Die relative 
erwies sich als unabhängig vom 
arkeniveau, die Logarithmen der Squivalenten, d. h. 
‚laute Empfindungen ergebenden Drucke sind 
‘yon Tonhöhen und Stärkegraden — eine Ton- 
ng um ein bestimmtes Intervall, z. B. eine 
ki ae. bei gleichbleibender Amplitude, immer die 
“diese Steigerung dem Weberschen Gesetz folgt. 
v. Hormbostol. 

Astronomische Mitteilungen. 
I e charakteristischen Eigenschaften der Stern- 
sucht R. Trümpler in einem Aufsatze: Com- 
ison and Classification of Star-Clusters (Publ. of 
Allegheny Obs. Vol. 6, Nr. 4) auf Grund eingehen- 
Studien abzuleiten. Die Arbeit ‘bringt allerlei 
santes zutage, so daß es sich lohnen dürfte, 
5 "ausführlicher auf sie einzugehen. 7. weist zu- 
auf die Unzuiinglichkeit der bisherigen Klassi- 
nach dem bloßen Aussehen der Sternhaufen 
rohre hin und betont, daß z. B. die Grenze 
hen den sogenannten offenen Haufen und den 
chen Kugelhaufen nur sehr schwer zu ziehen sei, 
"vielmehr ein kontinuierlicher Übergang her- 
en. lasse von der einen Gattung zur anderen. In 
rsten Kapitel wird dann, vielleicht ein wenig 
tschweifig, die „Methode“ auseinandergesetzt, 
arin gipfelt, daß sich unter den gegenwärtigen 
nissen eine hinreichende Beschreibung der 
ufen nur gründen lasse auf eine Funktion 
Schöpfer der darstellenden Geometrie, damals noch 
rfach untersucht worden ist, hat Donald Mackenzie 
| Steigerung der Empfindlichkeit bewirkt, und - 
= a RENT | <, 
Pe Astronomische Mitteilungen. - 15 
ey = IN 3 1 oe F 6 re 
Serie re (1805). ya Sone vor eal jae 1780 wp (m,r), wo m die scheinbare Helligkeit der Sterne, 
‚der Mathematiker und Physiker Gaspard Monge, r ihr scheinbarer Abstand vom Mittelpunkt des 
Haufens ist. Konstantsetzung von r bzw, Integration 
über r von 0 bis zur Grenze R des Haufens & gibt dann, 
wie man sieht, die „Verteilungstunktion der Leucht- 
kräfte“ für eine bestimmte Zone bzw. den ganzen 
Haufen; und,ebenso erhält man durch Konstantsetzung 
von m bzw. Integration über alle m die Dichtevar- 
teilung der Sterne innerhalb des Haufens. Da sich die 
Sterne! auf einen mit Sternen auch sonst besetzten 
Hintergrund projizieren, ist es wichtig, die zu dem 
Haufen gehörigen Sterne von den „Hintergrundsternen“ 
zu trennen. Dies geschieht dadurch, daß die Sterne 
in konzentrischen Kugelschalen um den Mittelpunkt 
des Haufens abgezählt werden. In einer gewissen 
Entfernung wird die Sterndichte einen konstanten 
Wert annehmen, der die mittlere Anzahl der Hinter- 
grundsterne darstellt, während die betreffende Ent- 
fernung selbst die Grenze R des Haufens liefert. Ein 
Beispiel zur Erläuterung; es betrifft den hellen offenen 
31m 13°, +5° 
Haufen Melotte 210 _ (18 19'), 
750} ' 
720\ 3 
700 

Fig. 1. Scheinbare Verteilung der Sterne in dem 
Haufen Melotte 210. Abszissen: Abstände vom Zentrum 
des Haufens. Ordinaten: Anzahlen der Sterne pro 
Quadratgrad. 
2 Anzahl der ; Haufen- 
Bing Sterne Diehte sterne 
’ 0’ — 20’ 46 131,3 38 
20’— 40’ 56 53,3 32 
40’— 60’ 57 32,6 16 
60’— 80’ 66 27,4 9 
80’—100’ 75 23,9 2 
100’—120’ 54 24,4 0 
120’ — 140 73 24,1 Q 
140’—1 60’ 100 28,7 0 
160’—180’ 75 18,9 0 
Unter ,,Dichte“ stehen die Anzahlen der Sterne 
pro Quadratgrad, wie sie aus den beobachteten Zahlen 
und den Inhalten der Ringe sich ergeben. Diese 
Zahlen finden ihren bildlichen Ausdruck in der 
Fig. 1, derzufolge die Grenze des Haufens 
bei 100° und die mittlere Anzahl der Hintergrund- 
sterne auf 23 anzusetzen wäre, so daß als wirklich zu 
dem Haufen gehörig nur die in der letzten Spalte ver- 
zeichneten Anzahlen von Sternen zu betrachten sind, 
Diese Methode, auf 6 mehr oder weniger offene Haufen 
