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kommen. In der ganzen Entwickelungs- 
geschichte, wie wir sie wiedergegeben, sind wir 
auf kein Gebilde gestoßen gleich dem unseres 
Sonnensystems. Wie ist dies zu erklären? Stellt 
die Entstehung unseres Sonnensystems vielleicht 
einen anomalen Fall der Entwickelung dar? Es 
scheint so. Nach einer Hypothese, welche Jeans 
the tidal hypothesis nennt und welche der soge- 
nannten Planetesimalhypothese von Chamberlin 
und Moulton sehr ähnlich, wenn auch nicht 
identisch mit rhr ist‘), hat sich das Sonnensystem 
zu seiner jetzigen Form unter der Einwirkung 
eines stark störenden äußeren Körpers entwickelt. 
Die Sonne existierte ursprünglich als einfacher 
Stern, bis ein fremder Himmelskörper sehr nahe 
an ihr vorüberging und elementare Störungen in 
ihr hervorrief. Denn als sich dieser Himmels- 
körper der Sonne näherte, erregte er auf der ihm 
zugekehrten und auf der ihm abgekehrten Seite 
derselben hohe Fluten. Die Sonne nahm infolge- 
Überd.Beobachtg.d. leneklenke während d. total. Sonnenfinster: s am 21.Sep 922. 
dessen eine in die Länge gezogene Form an, deren - 
6) Chamberlin und Moulton nehmen vor allem an, 
daß das Innere der Sonne der Sitz gewaltiger Erup- - 
tionskräfte war, welche durch die Gezeitenkräfte ver- 
stärkt wurden. 
Über die Beobachtung der Tichtablenkäung während der totalen Sonnenfinster 
am 21. September 1922. 
Im Bulletin Nr. 346 der Licksternwarte sind die 
Resultate der Sonnenfinsternis-Expedition dieser 
Sternwarte im Jahre 1922 ausführlich mitgeteilt. Die 
Expedition der Lieksternwarte hatte Wollal an der 
Westküste Australiens zum Beobachtungsorte gewählt: 
sie war die einzige der drei größeren Expeditionen, 
welche zur Prüfung der Relativitätstheorie- ausge- 
zogen waren, die die geplanten Beobachtungen aus- 
führen konnte. Die Beobachter waren der Direktor 
der Licksternwarte W. W, Campbell und R. Trümpler. 
Ihre Resultate dürften als eine vorzügliche Bestäti- 
gune der allgemeinen Relativitätstheorie. gelten. 
Für den Astronomen würde die Aufgabe, eine 
Lichtablenkung in der Umgebung der Sonne zu 
messen, wenn sie am Sonnenrande die von der Theorie 
behaupteten 4,74” erreicht,, bei dem heutigen Stande 
der Beobachtungs- und Meßtechnik keine übermäßigen . 
Schwierigkeiten bieten, wenn sie nicht unter den be- 
sonderen Umständen einer nur wenige Minuten dau- 
ernden Sonnenfinsternis unternommen werden müßte, 
Die Messungen lassen sich rein differentiell ausführen, 
d. h. auf die Feststellung beschränken, ob sich die 
Sternbilder auf einer während einer totalen Sonnen- 
finsternis gewonnenen Aufnahme der Sonnenumgebung 
systematisch von den Abständen derselben Sternbilder 
auf einer Aufnahme unterscheiden, die einige Wochen 
vor bzw. nach der Finsternis ‚gewonnen wird, wenn 
die Sonne dieser Himmelsgegend fernsteht. Solche 
Messungen sind mit einem hohen Grade von le 
keit ausführbar. 
Erst der Umstand, daß die Aufnahmen, wie bei 
der hier vorliegenden Aufgabe, im allgemeinen nicht 
auf einer Sternwarte ausgeführt werden können, und 
die während der Finsternis aufgenommene Himmels- 
gegend die durch den Mond verdunkelte Sonne ent- 
hält, bringt besondere Schwierigkeiten mit sich. Es 










































längste Achse gegen den (ones perc 
zeigte. Bei fortschreitender Annäherung wu 
die Verlängerung immer ausgeprägter und z 
kam ein Zeitpunkt, wo zwei Ströme von Mate 
einer nach dem fremden Himmelskörper hin | 
ein anderer nach der entgegengesetzten Riehtı 
ausbrachen. Die beiden Ströme waren ni 
stabil, sondern sie zerfielen, und als Endprodu 
blieb schließlich, nachdem der fremde Himme 
körper längst vorübergegangen war, eine Anza 
getrennter Massen, welche sich als Planeten u 
die Sonne bewegten und die ihrerseits wieder 
kleineren Massen, den Monden, umkreist wu 
Diese Hypothese über die Entstehung uns 
Sonnensystems beruht zwar auch nur auf m 
oder weniger gestützten Vermutungen. Man 
Eigentümlichkeiten unseres Sonnensystems 
klärt sie recht gut, andere wieder weniger befr 
digend. Ob und wie weit sie der Wirklichkeit 
entspricht, ist deshalb noch sehr fraglich. Es 
gilt eben sowohl in | bezug: auf die Entstehung ur 
seres Sonnensystems als auch in bezug auf ( die 
ganze Kosmogonie, daß wir -bis ae etwas ganz 
‚Sicheres nicht wissen. 
ist sehr schwierig, ein großes, stabiles Fe 
irgend einem, oft von aller Zivilisation weit entfe 
ten, Beobachtungsort aufzustellen und so genau 
jüstieren; daß die während der Finsternis gemacl 
Aufnahmen in der Qualität der Sternbilder allen 
sprüchen ‚genügen. Außerdem muß man damit rech 
daß die Gegenwart der Sonne in der. untersuc 
Himmelsregion neue und bis dahin noch nicht 
forschte systematische Fehler in die Messungen tr. 
kann, Dieser zweite Umstand ist während der let 
Jahre, besonders -nach der Veröffentlichung 
Sonnenfinsternis-Beobachtungen der englischen 
peditionen im Jahre 1919 ausführlich von vi 
Seiten erörtert. worden. Es hat sich aber bisher ke 
störender Effekt mit ‚Sicherheit nennen lassen, 
der Größe und seinem Verlauf nach die von der 
gemeinen Relativititstheorie en. Baer: 
kung vortiuschen könntet). _ Se 
"" Insirument. . 
Bei der Ausführung der ‘Bedhecht ag re 
amerikanischen Astronomen im. wesentlichen alle 
jenigen Faktoren songfältig berücksichtigt, von en 
1) Es wird zwar immer wieder auf die von ‘Kis 
voisier vermutete sogenannte jährliche Refraktio: 
gewiesen. Es liegen ‚aber für diese weder eindeuti 
Beobachtun. gsdaten noch irgendeine theoretische 
gründungsmöglichkeit vor. Die von @. Strw 
KENNE 5158, 1921, mitgeteilten Beobachtung 
ein mit ziemlicher ‘Sicherheit darauf hin, daß es 
bei dieser Erscheinung nur um einen systematisch 
Fehler. physiologischer Natur handelt. Wie mir H 
Trümpler kürzlich brieflich mitgeteilt hat, liefert a 
die Reduktion ier während. der letzten Finsternis 
einer 1%-Meter-Kamera gemachten — Aufnahmen, 
“Sterne in einem Abstande bis zu 10° von der So 
enthalten, nach den bisherigen (noch nicht de 
abgeschlossenen) Messungen keine Anzeichen 
Vorhandensein des. von Courvoisier vermuteten 
